NOTIZIARIO ANNO VIII - NUMERO 24
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Immagine 1 - Il pianeta ripreso dalla sonda spaziale Voyager nel luglio 1979 (fonte NASA). Alla sua destra è stata affiancata un'immagine della Terra, in modo da potere confrontare le dimensioni dei due corpi. Anche dando solo una leggera occhiata si nota immediatamente quanto sia migliorata la tecnica di ripresa tra queste sonde pionieristiche (Pioneer e Voyager) visibile in questa fotografia e le sonde moderne (Cassini, New Horizon, Mars Global Surveyor, Galileo e le due europeee Mars Express e Venus Express) visibile ad esempio quà. Anche l'immagine successiva mostra una ripresa della sonda Voyager presa nel luglio 1979, solamente da una distanza minore dal pianeta, motivo per il quale essa è più ricca di dettagli. |
Il suo aspetto è caratterizzato da fasce parallele d'ampiezza e colori diversi, le quali circondano la sua superficie. Il giorno su Giove dura poco meno di 10 ore, e questa rotazione veloce è tra le cause delle turbolenze e dei vortici osservabili nella sua atmosfera. Inoltre provoca uno schiacciamento polare avvertibile visualmente anche al telescopio. Come tutti i pianeti gassosi, non ha una superficie solida, ma semplicemente il materiale gassoso diventa sempre più denso verso l'interno del pianeta. Quella che noi vediamo non è quindi la superficie fisica, bensì la parte superiore della sua atmosfera. Un bell'esempio della rotazione di questo pianeta lo avete guardando i video realizzati dalla NASA in occasione del fly-by della sonda interplanetaria New Horizons nel febbraio 2007, mentre questa transitava vicino al pianeta per acquisire velocità a spese dell'energia potenziale del pianeta per raggiungere Plutone in un tempo molto minore. In basso della schermata video ci sono altri filmati che potete selezionare.
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Immagine 2 - Il pianeta ripreso dalla sonda spaziale Voyager nel luglio 1979 (fonte NASA). Si osserva la Grande Macchia Rossa (GRS), parecchi ovali bianchi (WOS) e una moltitudine di filamenti di turbolenze che, partendo dalle fasce, interagiscono con i cicloni (Great Red Spot and White Oval Spot). |
Le bande colorate sono sistemi
di nubi spinte da forti venti in direzione parallela all'equatore del pianeta, a velocità anche superiori a 600 Km/h, i venti soffiano in
direzioni opposte in due bande adiacenti e i loro diversi colori indicano la presenza di composti chimici diversi alle varie latitudini
dell'atmosfera gioviana e forse di reazioni chimiche tra essi: i componenti più importanti delle nubi sono cristalli ghiacciati di
ammoniaca e d'idrosolfuro di ammonio. L'aspetto delle bande cambia
con tempi che possono variare da poche ore a qualche giorno.
Oltre alle fasce sono presenti protuberanze, vortici e macchie irregolari, la più grande delle quali è la "Grande Macchia Rossa"
(per avere un'idea della complessità dell'atmosfera del pianeta
cliccate qui). Essa è un enorme vortice atmosferico, di forma ellittica, lungo 25.000 Km e largo circa 12.000 Km. E' localizzata
nell'emisfero sud del pianeta e venne scoperta dall'astronomo Cassini nel 1665.
Per secoli è stata facilmente visibile, avendo avuto uno spiccato colore rosso, ma negli ultimi decenni si è notevolmente
decolorata arrivando ai giorni nostri ad un leggero colore
marroncino, non facilmente distinguibile dal resto delle strutture gioviane.
La composizione chimica del pianeta è simile a quella del Sole; infatti è prevalentemente gassoso, col 75% della sua massa formato d'idrogeno e il restante 25% circa d'elio,
con piccole tracce d'altri elementi, quali ammoniaca, metano e vapore acqueo. Tale composizione, come pure quella di
Saturno, è molto simile alla nube primordiale dalla
quale si pensa si sia generato il Sistema Solare.
La temperatura atmosferica di Giove è di circa -150°C, ma va aumentando verso l'interno dove, negli
strati più profondi ai quali giunge dal nucleo un surplus di radiazione infrarossa, sale a -50°C; il nucleo del pianeta si trova a
temperatura elevatissima.
Come Saturno, Giove emette una quantità d'energia due volte e mezzo superiore a quella che riceve dal Sole, quindi deve possedere, a differenza degli altri pianeti, qualche sorgente interna. L'energia in eccesso viene prodotta dalla lenta contrazione gravitazionale del pianeta, la quale trasforma l'energia potenziale gravitazionale in energia radiattiva, portando la zona nucleare ad una temperatura dell'ordine dei 20.000 Kelvin.
Tale temperatura è insufficiente ad innescare le reazioni di fusione termonucleare nel centro di Giove
ma, se la sua massa fosse stata almeno 90 volte più elevata, la temperatura e pressione al suo interno sarebbero state tali da permettere
la fusione dei nuclei d'idrogeno ed esso sarebbe diventato una stella. La conoscenza dell'interno di Giove, come per tutti gli
altri pianeti gassosi, è impossibile e, quel poco che sappiamo, deriva per lo più da evidenze indirette, le quali suppongono l'esistenza
d'un enorme corpo di idrogeno liquido.
Nel suo interno, a grande profondità, la pressione è così elevata che gli atomi di idrogeno si spezzano in
elettroni e protoni, e il gas assume lo stato di metallo fluido. Questo è possibile solo a pressioni superiori a 4 milioni di bar
(1,013 bar=1 atmosfera), come quelle che si trovano all'interno del pianeta. Al suo centro c'è probabilmente un piccolo nucleo
solido di ferro e silicati, il quale contiene una massa 10-15 volte quella terrestre.
Il campo magnetico di Giove è molto intenso e ha verso opposto rispetto a quello terrestre: una bussola sul pianeta indicherebbe il sud anziché il nord! Tale campo è dovuto alla grande massa d'idrogeno fluido che compone il pianeta, la quale funziona come un gigantesco corpo conduttore elettrico.
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Nelle regioni polari del pianeta sono state osservate emissioni aurorali, simili alle aurore polari terrestri; esse sono probabilmente dovute a particelle cariche provenienti dal satellite Io, le quali si muovono nel campo magnetico gioviano emettendo radiazione elettromagnetica.
Nota del webmaster: di seguito traduciamo la press-release STScI-PRC98-04 abbinata all'immagine presentata
poc'anzi, per dare una migliore spiegazione di come si formino "Le aurore di Giove sono cortine brillanti di luce che si formano
nell'alta atmosfera del pianeta. Le tempeste aurorali gioviane, come sulla Terra, si sviluppano quando particelle elettricamente
cariche vengono intrappolate nel circostante campo magnetico planetario, spiraleggiando ad alta energia verso l'interno in direzione
dei poli magnetici nord e sud. Quando queste particelle colpiscono l'alta atmosfera, lì eccitano gli atomi e le molecole, causando il
loro bagliore (il medesimo processo attiva le luci stradali).
Ma le aurore di Giove sono causate dalle particelle scaturite dai vulcani di Io,
una delle lune di Giove. Queste particelle cariche vengono intrappolate e cominciano a ruotare con Giove, producendo ovali di
luce aurorale centrati su entrambi i poli magnetici di Giove. Gli scienziati stanno confrontando le immagini del Telescopio Hubble con
le misure del campo magnetico e delle particelle cariche in co-rotazione di Giove prese dalla navicella spaziale Galileo della NASA.
Essi credono che i dati possano aiutarli a capire la produzione delle aurore gioviane. Entrambe le aurore esibiscono chiaramente scie
d'emissione di luce lasciate da Io. Queste scie
d'emissione sono bianche, a forma di "cometa striata" esattamente come entrambe le parti esterne degli ovali aurorali. Queste striature
non sono parte degli ovali aurorali. Esse vengono prodotte quando una corrente elettrica invisibile di particelle cariche (equivalente
approssimativamente a un milione di Ampère) viene espulsa da
Io, scorrendo lungo le linee del campo magnetico di Giove verso i poli magnetici nord e sud del pianeta.
Questa enorme corrente produce una brillante ma localizzata aurora, dove essa entra nell'atmosfera gioviana in entrambi i poli magnetici.
La parte più luminosa di entrambe l'emissioni (sulla sinistra di ciascuna immagine) sono i punti dove le linee del campo magnetico di Io
lasciano le loro impronte sul pianeta.
Il trascinamento della luce, seguente entrambe le emissioni, estende sulla destra tutto il tragitto al bordo gioviano e rappresenta la
migliore determinazione di sensibilità dell'emissione ultravioletta da Giove alla data fissata.
Quest'emissione è correlata agli ioni e elettroni intrappolati magneticamente, i quali sono portati dal campo magnetico di Giove lungo
il percorso orbitale di Io, e ciascuna di queste
particelle cariche continua a essere guidata giù, dentro l'atmosfera di Giove per parecchie ore dopo che Io lo passò oltre." (traduzione della STScI-PRC98-04; cortesia STScI)
Come riportato poc'anzi, le fasce di radiazione che circondano il pianeta gigante sono molto più intense di quelle terrestri (Fasce di van Allen) e contengono particelle cariche altamente energetiche.
I Satelliti
In base alle ultime scoperte, Giove possiede 60 satelliti, dei quali i più importanti e conosciuti sono le 4 lune medicee: Io, Europa, Ganimede e Callisto. Scoperte da Galileo Galilei nel 1610, il quale le dedicò a Cosimo II de Medici, signore di Firenze e famoso mecenate. Qui sotto vi mostro la forma e dimensione delle orbite dei tre satelliti medicei interni.
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Immagine 5 - Composizione a colori delle immagini dei quattro satelliti Medicei riprese dalla sonda spaziale Voyager nel luglio 1979 (fonte NASA/JPL/Voyager).
(In senso orario) si osservano:
Io (I),
Europa (II),
Callisto (IV) e
Ganimede (III); |
Nota del webmaster: qui sotto riporto una tabella riepilogativa dei dati dei satelliti ai quali è stato assegnato ufficialmente il nome; i primi sedici sono elencati per distanza dal pianeta. Per ulteriori satelliti indico solamente i dati che dispongo attualmente.
Distanza Raggio Massa Satellite (x1000 km) (km)* (kg) Scopritore Data --------- -------- ------ ------- ---------- ----- Metis 128 30 9.56e16 Synnott 1979 Adrastea 129 10 1.91e16 Jewitt 1979 Amalthea 181 123 7.17e18 Barnard 1892 Thebe 222 58 7.77e17 Synnott 1979 Io 422 1815 8.94e22 Galileo 1610 Europa 671 1569 4.80e22 Galileo 1610 Ganymede 1070 2631 1.48e23 Galileo 1610 Callisto 1883 2400 1.08e23 Galileo 1610 Leda 11094 8 5.68e15 Kowal 1974 Himalia 11480 93 9.56e18 Perrine 1904 Lysithea 11720 18 7.77e16 Nicholson 1938 Elara 11737 38 7.77e17 Perrine 1905 Ananke 21200 15 3.82e16 Nicholson 1951 Carme 22600 20 9.56e16 Nicholson 1938 Pasiphae 23500 25 1.91e17 Melotte 1908 Sinope 23700 18 7.77e16 Nicholson Callirrhoe 24300 10 xx Scotti James V. 1999 Esso venne scoperto come 1914S e riscoperto come 1999J1 Satelliti gioviani dal 17 al 27 e dal 41 al 60 (aggiornato al 24/05/2003) N° Nome Diametro Scopritore Sigla 17 Callirrhoe 2-4 km Scotti James V. 1914S/1999 J1 18 Themisto 2-4 km Kowal Charles 1975 J1 19 Megaclite 2-4 km Shepard Scott 2000 J8 20 Taygete 2-4 km Shepard Scott 2000 J9 21 Chaldene 2-4 km Shepard Scott 2000 J10 22 Harpalyke 2-4 km Shepard Scott 2000 J5 23 Kalyke 2-4 km Shepard Scott 2000 J2 24 Iocaste 2-4 km Shepard Scott 2000 J3 25 Erinome 2-4 km Shepard Scott 2000 J4 26 Isonoe 2-4 km Shepard Scott 2000 J6 27 Praxidike 2-4 km Shepard Scott 2000 J7 ...... 41 2 km Sheppard-Jewitt-Kleyna 2003 J01 (CFHT Telescope) 42 2 km Sheppard-Jewitt-Kleyna 2003 J02 (CFHT Telescope) 43 2 km Sheppard-Jewitt-Kleyna 2003 J03 (CFHT Telescope) 44 2 km Sheppard-Jewitt-Kleyna 2003 J04 (CFHT Telescope) 45 2 km Sheppard-Jewitt-Kleyna 2003 J05 (CFHT Telescope) 46 2 km Sheppard-Jewitt-Kleyna 2003 J06 (CFHT Telescope) 47 2 km Sheppard-Jewitt-Kleyna 2003 J07 (CFHT Telescope) 48 2 km Sheppard-Jewitt-Kleyna 2003 J08 (CFHT Telescope) 49 2 km Sheppard-Jewitt-Kleyna 2003 J09 (CFHT Telescope) 50 2 km Sheppard-Jewitt-Kleyna 2003 J10 (CFHT Telescope) 51 2 km Sheppard-Jewitt-Kleyna 2003 J11 (CFHT Telescope) 52 2 km Sheppard-Jewitt-Kleyna 2003 J12 (CFHT Telescope) 53 2 km Sheppard-Jewitt-Kleyna 2003 J13 (CFHT Telescope) 54 2 km Sheppard-Jewitt-Kleyna 2003 J14 (CFHT Telescope) 55 2 km Sheppard-Jewitt-Kleyna 2003 J15 (CFHT Telescope) 56 2 km Sheppard-Jewitt-Kleyna 2003 J16 (CFHT Telescope) 57 2 km Sheppard-Jewitt-Kleyna 2003 J17 (CFHT Telescope) 58 2 km Sheppard-Jewitt-Kleyna 2003 J18 (CFHT Telescope) 59 2 km Sheppard-Jewitt-Kleyna 2003 J19 (CFHT Telescope) 60 2 km Sheppard-Jewitt-Kleyna 2003 J20 (CFHT Telescope)
N.B.: i valori per le lune più piccole sono approssimativi; (*) nel caso dei satelliti irregolari, invece del raggio si intenda la lunghezza dell'asse maggiore.
Per maggiore informazione ricopio il testo di un comunicato riguardante la scoperta dei satelliti.
New Satellites of Jupiter Discovered in 2003
University of Hawaii
A work in progress: Most recent update April 13, 2003
This page describes the discovery of 20 new satellites of Jupiter, bringing the total of known Jupiter satellites to 60.
Discovery of the New Satellites
The majority of the new satellites were first seen in early February 2003 by Scott S. Sheppard and David C. Jewitt from the Institute
for Astronomy, University of Hawaii along with Jan Kleyna of Cambridge University. The satellites were detected using the world's two
largest digital cameras at the Subaru (8.30 meter diameter) and Canada-France-Hawaii (3.6 meter diameter) telescopes atop Mauna Kea in
Hawaii. Both telescopes and their imaging cameras represent the latest technology has to offer. Recoveries were performed at the University
of Hawaii 2.2 meter with help from Yanga Fernandez and Henry Hsieh also from the University of Hawaii. Brian Marsdenof the Harvard-Smithsonian
Center for Astrophysics performed the orbit fitting for the new satellites.
The first 7 satellites were formally announced by the International Astronomical Union on Circular No. 8087 on March 4, 2003 while the
eighth was announced on Circular No. 8088 on March 6, the 9th through 12th on Circular No. 8089 on March 7, and S/2003 J13 through J20
were announced in early April. The satellites J1 to J19 appear to have distant retrograde orbits (ie. their orbital rotation is opposite
to Jupiter's rotation) like the majority of the known irregular satellites of Jupiter.
The satellite S/2003 J20 appears to be a prograde satellite dynamically distinct from any other known Jupiter satellite. However these
orbits are still preliminary and may change as new observations are obtained.
Per maggiori informazioni si visiti il sito http://www.ifa.hawaii.edu/~sheppard/satellites/ e in particolare la pagina http://www.ifa.hawaii.edu/~sheppard/satellites/jup2003.html.
I Satelliti Galileiani
I satelliti galileiani sono quattro corpi molto interessanti, sotto il profilo geologico, in quanto si
differenziano l'uno dall'altro, anche se -in prima approssimazione- potremmo considerare Europa e Ganimede abbastanza simili. In tutto il Sistema Solare, il corpo più attivo geologicamente è senz'ombra di dubbio Io, la luna gigante più vicina a Giove. Sin dal primo passaggio di una sonda interplanetaria,
il Pioneer 10, si capì che esso doveva avere una fonte di calore interno che lo rimodellasse continuamente; quando alcuni anni
dopo i Voyager transitarono nel sistema gioviano, si capì immediatamente cosa rimodellasse la superficie del satellite. La
sonda riprese un vulcano in eruzione: caso volle che Pelé fosse attivo proprio in quel periodo.
La continua sorveglianza del sistema nel periodo dicembre 1995-settembre 2003, dovuta alla sonda Galileo che entrò in orbita alla fine del 1995, permise di monitorare con continuità l'attività
dei vulcani e delle caldere, riprendendo tutte le eruzioni susseguitesi in questi anni. Tale ricchezza di dettagli, dovuta alla migliore
risoluzione angolare dei sistemi di ripresa e alla maggiore precisione degli strumenti di misurazione, fece luce su molti "misteri"
ancora insoluti; uno di questi era da dove Io prendesse l'energia per mantenere l'interno almeno parzialmente fuso.
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Immagine 6 (sinistra) - La notevole eccentricità delle orbite di Io e Europa
provoca una grossa frizione mareale nelle rocce che li compongono, mantenendone i nuclei fluidi e favorendo così il vulcanismo interno,
specialmente nel caso di Io che è anche più vicino al centro di Giove. (fonte
http://www.space.com) Immagine 7 (a destra) - Le orbite dei satelliti medicei Io, Europa, Ganimede e Callisto sono collocate a distanza sempre maggiori dal pianeta. La notevole eccentricità dell'orbita di Io aggiunta alla sua piccola distanza da Giove, provocano un'imponente frizione mareale nelle rocce che lo compone, provocando una notevole fluidità del nucleo e provocando in Io il maggiore vulcanismo interno dell'intero Sistema Solare. (fonte http://spaceplace.jpl.nasa.gov) |  |
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Immagine 8 - A sinistra un'immagine del satellite Io ripresa dalla sonda Galileo. Si notano le decine di vulcani e caldere, molti dei quali attivi nel periodo di permanenza della sonda nel sistema gioviano. La colorazione insolita è dovuta, oltre che all'elaborazione, anche agli elementi rilasciati dai vulcani, soprattutto allo zolfo. Io è il corpo geologicamente più attivo del Sistema Solare: durante la missione Galileo (1995-2003) si è visto chiaramente la nascita di nuovi vulcani e caldere sulla superficie del satellite. (fonte NASA/JPL/Galileo) Immagine 9 - A destra potete vedere i "punti caldi" del satellite Io ripresi dalla sonda Galileo. Sono i punti che emettono maggiormente nell'infrarosso, quindi calore, corrispondenti a vulcani e zone attivi. (fonte NASA/JPL/Galileo) |
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Immagine 10 - Proiezione cilindrica dell'intera superficie del satellite Io ottenuta dalle riprese della sonda americana Galileo. Si notano anche le formazioni vulcaniche e le caldere visibili nella immagine 8 qui sopra che ritrae un solo emisfero del satellite. (immagine PIA00585.14129.jpg; fonte NASA/JPL/Galileo) |
Si capì che la vicinanza del satellite al gigante dei pianeti produceva un'attrazione gravitazionale differenziata fra i diversi punti di Io. In pratica le particelle del satellite risentivano di forze di marea differenti, a seconda della distanza dal centro di Giove. Ciò provoca uno stiramento maggiore dei punti più vicini a Giove, provocando tensioni nel satellite che si dissipano come eccedenze di calore. Tutto il calore generato liquefa parte, o tutto, il nucleo di Io, producendo l'ingente vulcanismo osservato. Si stima che una frazione considerevole del satellite viene rimodellata in pochi anni; ciò fa impallidire il meccanismo terrestre di subduzione della crosta continentale e la conseguente creazione di nuova crosta oceanica che si ritenevano, sino alla fine degli anni settanta, come la maggiore trasformazione di crosta planetaria.
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Proprio in questa direzione si sono orientati gli studi della NASA; esse hanno confermato come Io sia un
mondo così intensamente vulcanico che si è scoperto che l'intera superficie è formata da lava a vari stadi di raffreddamento. Citando
qualche cifra letta, si stima che uno dei vulcani di Io fa zampillare ogni secondo oltre cento tonnellate di caldissima lava
solforosa, una quantità che fa sembrare inignificanti le emissioni del suo più simile rivale terrestre, un vulcano delle Hawaii.
Quest'intensa attività ha prodotto anche delle curiosità: le vetta più alta di Io raggiunge i 17.000 metri, quasi il doppio
dell'altezza del nostro monte Everest. Solo il monte Olimpo su Marte (Olympus Mons) è più alto. Gli scienziati si sono molto
incuriositi dall'altezza delle montagne del satellite, che non sono vulcaniche. Considerando l'altissima temperatura (1.538 gradi
Celsius), ci si aspetterebbe che la superficie del satellite fosse liquida o molle, con poche caratterizzazioni morfologiche.
Il ricercatore di scienze planetarie William McKinnon (alla Washington University di St. Louis, nel Missouri),
pubblicò sul numero di febbraio 2001 della rivista americana "Geology" uno studio, condotto insieme ad alcuni colleghi, nel quale
presenta una teoria che spiegherebbe questa anomalia. Secondo McKinnon, quando la crosta formata dalla lava di Io si
raffredda, sprofonda e a quel punto si riscalda tantissimo, spezzandosi in faglie che formano le montagne. Immagine 13 (a destra) - Il grande vulcanismo del satellite Io genera un'intensa produzione di lava che rimodella l'intera superficie in tempi geologici ristrettissimi, dell'ordine delle decine d'anni. Ecco un particolare della sua superficie in prossimità d'un vulcano. Sono ben visibili la caldera vulcanica (l'area ovale più scura) e le colate di lava. (fonte NASA/JPL/Galileo) |  |
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Immagine 14 - Un emisfero del satellite Io con evidenziate quattro aree geologicamente interessanti, ingrandite sui vertici dell'immagine. Mosaico preso dalla sonda americana Galileo. Cliccandola l'ingrandirete a 2000 x 1380 pixel. (Immagine PIA02319.tiff; fonte NASA/JPL/Galileo) |
La Galileo ha colto le immagini oggetto dello studio sorvolando il corpo celeste tra la fine del 1999 e l'inizio del 2000. Ricordiamo che la sonda spaziale, gestita dal Jet Propulsion Laboratory di Pasadena, in California, è stata lanciata il 12 Ottobre del 1989 allo scopo di studiare Giove. Entrato nella sua orbita nel 1995, ha in precedenza eseguito rilevazioni della fascia degli asteroidi, mentre ruotando attorno al pianeta gigante ne ha osservato da vicino alcuni dei satelliti minori. Dal 1996 al 2003 si è occupato dello studio dell'atmosfera del pianeta e dell'osservazione dei suoi quattro satelliti principali: Io, Europa, Ganimede e Callisto.
Il corpo che invece si contende con Marte e la Terra la palma di più interessante del Sistema Solare è sicuramente il secondo satellite galileano per distanza da Giove: Europa. Nell'immagine qui sotto potete vedere una porzione della crosta ghiacciata.
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Immagine 15 - Immagine di un bacino da impatto sul satellite Europa ripresa dalla sonda Galileo. Questo satellite ha la peculiarità, forse condivisa con un altro satellite mediceo (Ganimede), di possedere un oceano d'acqua sotto la crosta ghiacciata. Le linee rosse si ritiene siano fratture della crosta di ghiaccio spessa qualche chilometro, mentre quelle azzurre crinali di dorsali montagnose. Rompendosi la crosta l'acqua fuoriesce in superficie e si congela istantaneamente. E' colorata forse a causa di composti organici che si riproducono nell'oceano profondo circa un centinaio di km. E' una peculiarità unica, ma forse condivisa con Ganimede, in tutto il Sistema Solare. (fonte NASA) |
Europa si ritiene sia un corpo differenziato, con un nucleo roccioso di medio-grande dimensione, un oceano
d'acqua spesso fino a un centinaio di km e una crosta di ghiaccio d'acqua spessa qualche chilometro. Sulla superficie chiara del
satellite si notano immediatamente una moltitudine di linee scure, intersecandesi su gran parte della superficie.
Si ritiene che esse siano fratture crostali del ghiaccio che ricopre l'oceano liquido, il quale
fuoriesce quando la crosta si spezza.
Perché la crosta si fratturi così tanto non è certo, ma si ritiene che la forza mareale di Giove,
che come abbiamo letto sopra opera intensamente anche su Io, possa rendere conto di gran parte
delle linee che solcano la superficie di Europa. Un ulteriore fattore di frantumazione della
crosta è quello dovuto agli impatti asteroidali e cometari, i quali provocano cavità nel
ghiaccio dalle quali fuoriesce una gran quantità d'acqua, la quale si congela al contatto con
il freddo spazio interplanetario. Un vecchio bacino da impatto, del diametro di circa 140 km,
è visibile nell'immagine 6, qui sopra: esso è dovuto alla collisione del satellite di Giove con
un piccolo asteroide o una cometa.
Analizzando bene l'immagine, è persino possibile ricostruire la sequenza degli eventi che hanno
cambiato la superficie del satellite. Il corpo che ha prodotto l'impatto, ha determinato
inizialmente la formazione della struttura circolare ben visibile nell'immagine 6; in un momento
successivo, sovrapposte al bacino, si sono formate le fratture rossiccie.
Il colore rosso delle fratture della crosta indica, probabilmente, la
presenza d'una mescolanza di ghiaccio d'acqua con impurità organiche (per ora di composizione
sconosciuta). Le linee più sottili, di colore azzurro-verdastro, le quali attraversano la
regione inquadrata da est a ovest, sembrano essere crinali montagnosi formatisi dopo il bacino.
E' sorprendente scoprire strutture di questo tipo su un satellite del diametro di appena
tremilacento chilometri, ma l'effettiva presenza di un oceano (quindi con del liquido)
sottostante la crosta ghiacciata, renderebbe conto di tutte queste strutture.
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Immagine 16 - A sinistra un'immagine del satellite Callisto ripresa da una sonda Voyager. Si notano le peculiarità e la colorazione della superficie del satellite. (fonte NASA/JPL/Voyager) Immagine 17 - A destra potete vedere in particolare due tipologie della superficie del satellite Callisto riprese dalla sonda Galileo. Sono punti dove la forma della superficie cambia radicalmente e nell'immagine del satellite in basso a destra vedete a quale punto dell'emisfero si riferiscono. La risoluzione dei particolari arriva a 5 km. (fonte NASA/JPL/Galileo) |
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Immagine 18 - A sinistra potete vedere un'immagine d'una parte della superficie del satellite Ganymede, mentre a destra una parte della superficie del satellite Callisto, riprese entrambe dalla sonda Galileo. Si osserva immediatamente che la forma delle due superfici è parecchio diversa sui due satelliti, complice forse il diverso spessore della crosta di ghiaccio e, forse, l'oceano d'acqua eventualmente allo stato liquido. La risoluzione nelle due immagini è di 100 km. (fonte NASA/JPL/Galileo) |
Gli altri satelliti
Himalia, il satellite scoperto da Perrine nel 1904, è il più brillante dei satelliti esterni di Giove e orbita con Leda, Lysithea e Elara ad una distanza di circa 11,5 milioni di km dal centro del pianeta, su un piano inclinato di 28° rispetto all'equatore gioviano. E' un oggetto piccolo e irregolare nella forma, risolto per la prima volta dall'immagine presa dalla sonda Cassini il 19 dicembre 2000, quando distava 4,4 milioni di km dalla sonda in transito nel sistema gioviano (ricordiamo che si sta dirigendo verso Saturno, che raggiungerà nel 2004).
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Immagine 19 - Alcuni dei satelliti minori di Giove: partendo da sinistra a destra, in ordine di distanza dal pianeta, ci sono Metis (con l'asse maggiore di 60 km), Adrastea (con l'asse maggiore di 20 km), Amalthea (con l'asse maggiore di 246 km) e Thebe (con l'asse maggiore di 117 km). Tutte queste lune orbitano nella zona compresa tra Io e i satelliti di Giove e vengono bombardate da ioni di alta energia. (fonte NASA) |
Una circolare IAU datata 9 gennaio 2001 annunciò la scoperta di dieci nuove lune attorno a Giove, mentre una successiva comunicazione dell'estate 2002 ne annunciò altre 11. Il totale dei satelliti del pianeta maggiore del Sistema Solare ha raggiunto una cifra che sarebbe apparsa strabiliante solamente una decina d'anni fa. La comunità astronomica mondiale ha quindi appreso che nell'ultimo periodo sono state scoperte oltre una trentina di nuove lune che orbitano attorno a Giove e Saturno. A cavallo del passaggio al nuovo millennio, si è quindi appurato che esistono ancora tanti corpi minori che appartengono ai sistemi dei due pianeti maggiori e il novero di essi ha raggiunto, per Saturno, la ragguardevole cifra di 30 satelliti, mentre intorno a Giove si sono scoperti fino ad oggi (novembre 2003) ben 59 satelliti.
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Immagine 20 - Il puntino indicato dalla freccia è il 17° satellite di Giove: S/1999 J1; venne ripreso il 6 ottobre 1999 da Robert S. McMillan, impiegando il telescopio Spacewatch dell'Università dell'Arizona. (fonte Arizona Board of Regents) |
Fu osservato per la prima volta nel 1999, quando James V. Scotti
(dell'Università dell'Arizona),impiegando il telescopio Spacewatch sul Kitt Peak, scoprì
l'oggetto designato in seguito 1999 UX18. Timothy B. Spahr (dell'Harvard-Smithsonian Center
for Astrophysics) era in seguito riuscito a ritrovare l'oggetto in ulteriori immagini riprese
in precedenza. Queste ed altre successive furono sufficienti per concludere che si trattasse
d'un oggetto che non orbita direttamente intorno al Sole, in quanto gli astronomi non riuscivano
a far combaciare le osservazioni con un'ipotetica orbita eliocentrica. Allora gli astronomi
dello Spacewatch Team Jim Scotti, Jeff Larsen, Tom Gehrels e Joe Montani, col Direttore dello
Spacewatch Team Bob McMillan presero parecchie immagini dell'oggetto, durante una campagna di
riprese condotta nell'Ottobre e inizio di Novembre del 1999 e risultò che si trattava in realtà
d'un oggetto in orbita attorno a Giove, il 17° satellite scoperto del pianeta gigante.
Brian G. Marsden (direttore del Minor Planet Center) confermò l'orbita e, al momento della
scoperta, l'oggetto era di 20a magnitudine.
La 17a luna di Giove, provvisoriamente denominata S/1999 J1, ha un diametro di
appena 10 km. ed orbita intorno al pianeta ad una distanza media di 24,3 milioni di chilometri.
E' il quinto membro di una famiglia di piccole lune che hanno un'orbita inclinata e retrograda
(all'indietro). Il primo di questi corpi esterni venne scoperto nel 1908; essi giacciono ad
una distanza doppia da Giove rispetto al primo dei satelliti interni. L'ultimo oggetto ad
essere scoperto con osservazioni da terra (da Charles Kowal nel 1974) fu denominato Leda; nel
1979 anche le sonde Voyager identificaono tre oggetti vicino a Giove (vedi la tabella sopra).
(Informazioni tratte da varie fonti; in particolare Sky & Telescope e Spaceflight Now)
