Astronomia
Lezione 13/10/2016
Docente: Alessandro Melchiorri
e.mail: alessandro.melchiorri@roma1.infn.it Sito web per le slides delle lezioni:
oberon.roma1.infn.it/alessandro/astro2016
Libri di testo consigliati:
●
Universe, R. Freedman, w. Kaufmann, W.H.Freeman and Co., New York
●
An introduction to modern astrophysics, B. W. Carroll, D. A. Ostlie, Addison Wesley
Astronomia
Lezione 13/10/2016
Ricevimento:
Giovedì dopo lezione nel mio ufficio.
Oggi non e’ possibile: se avete domande venite domani o giovedì prossimo nel mio ufficio.
Altrimenti mandatemi una e-mail: alessandro.melchiorri@roma1.infn.it
Modalità di esame: solo orale.
In genere 3 domande su
a) argomento a scelta
b,c) su resto del corso.
Pianeti del Sistema Solare
I Pianeti Gioviani
Giove
Immagine di Giove
scattata dal Voyager 1979
Sonda Galileo
Lanciata nel 1989, ha raggiunto Giove dopo 4 anni e osservato per 8.
Sonda Galileo
Sfortunatamente l'antenna non si aprì completamente. Galileo doveva mandare Dati al tasso di circa 140 Kbit/s...fu necessario usare un antenna secondaria con Un rate di 16 bit/s...dopo varie ottimizzazioni si raggiunse 1 Kbit/s.
Atmosfera Gioviana
Le fasce brune e chiare sono nuvole dell’atmosfera gioviana trascinate dalla sua rotazione veloce.
Zone equatoriali ruotano più velocemente delle zone polari.
La zona rossa di Giove e’ una tempesta che dura da secoli.
Altre si formano di continuo.
Movimento delle nubi di Giove vista dalla sonda Galileo (10 giorni terrestri, 24 gioviani)
La superficie visibile di Giove è divisa in numerose fasce parallele all'equatore. Queste sono di due tipi: le zone, più chiare, e le bande, più scure. L'ampia zona equatoriale (EZ) si estende tra le latitudini 7° S e 7°
N, circa. Sopra e sotto di essa, ci sono la banda equatoriale nord (NEB) e la banda equatoriale sud (SEB) che raggiungono i 18° N e 18° S rispettivamente. Più distanti dall'equatore, ci sono le bande tropicali nord e sud (rispettivamente, NTrZ e STrZ). L'alternanza di bande e zone prosegue fino alle regioni polari,
interrompendosi approssimativamente a 50° di latitudine, dove l'aspetto visibile appare in qualche modo mutato.
La differenza nell'aspetto tra zone e bande è causata dalla differente opacità delle nuvole che le
compongono. La concentrazione dell'ammoniaca è più alta nelle zone e ciò conduce alla formazione di nubi più dense di ghiaccio di ammoniaca alle alte altitudini, che determina il loro colore più chiaro.
Di contro, nelle bande le nubi sono più sottili e si trovano ad altitudini inferiori.
Movimento delle nubi di Giove vista dalla sonda Galileo (10 giorni terrestri, 24 gioviani)
L'atmosfera di Giove ospita centinaia di vortici – strutture rotanti circolari che, come nell'atmosfera della Terra, possono essere divisi in due classi: cicloni ed anticicloni; i primi ruotano nel verso di rotazione del pianeta (antiorario nell'emisfero settentrionale ed orario in quello meridionale), mentre i secondi nel verso opposto. Una delle principali differenze dall'atmosfera terrestre è che su Giove gli anticicloni dominano numericamente sui cicloni, dal momento che il 90% dei vortici con un diametro superiore ai 2000 km sono anticicloni. La durata dei vortici varia da diversi giorni a
centinaia di anni in base alle dimensioni: per esempio, la durata media di anticicloni con diametri compresi tra i 1000 ed i 6000 km è di 1–3 anni. Non sono mai stati osservati vortici nella regione equatoriale di Giove (entro i 10° di latitudine), dove sarebbero instabili. Come accade su ogni
pianeta rapidamente rotante, gli anticicloni su Giove sono centri di alta pressione, mentre i cicloni lo sono di bassa pressione.
I tre ovali di Giove si sono fusi con il tempo nell’ovale BA
Ovale BA
Nel 2005 l’ovale BA ha cominciato a tingersi di rosso.
E’ nata anche una piccola macchia rossa neonata. Questa si e’ frantumata completamente in quella grande.
L’ovale BA invece e’ passato indenne.
Tempeste e fulmini
Le tempeste su Giove sono sempre associate a fulmini. Le immagini dell'emisfero notturno del pianeta raccolte dalle sonde Galileo e Cassini mostrano lampi con regolarità, particolarmente alle latitudini 51° N, 56° S e 23° N; I fulmini su Giove sono in media molto più potenti che quelli sulla Terra, tuttavia avvengono con minore frequenza e quindi complessivamente il livello medio della potenza luminosa emessa dai fulmini sui due pianeti è confrontabile. Pochi lampi sono stati rilevati nelle regioni polari; ciò fa di Giove il secondo pianeta, dopo la Terra, su cui sono stati rilevati fulmini polari.
La Cometa Shoemaker-Levy 9 (formalmente designata 1993e e D/1993 F2) è divenuta famosa perché è stata la prima cometa ad essere osservata durante la sua caduta su un pianeta. Scoperta il 25 marzo 1993 dagli astronomi Eugene e Carolyn S. Shoemaker e da David Levy, analizzando lastre fotografiche dei
dintorni di Giove, 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 al Sole. Catturata tra la seconda metà degli anni sessanta ed i primi anni settanta da Giove, le interazioni tra il gigante gassoso e la cometa ne avevano causato la disgregazione in 21 frammenti. Nel 1993 si presentava all'osservatore come una lunga fila di punti luminosi immersi nella luminescenza delle loro code, indicati spesso sui giornali come "la collana di perle".
Gli studi dell'orbita della cometa portarono alla conclusione che essa sarebbe precipitata sul pianeta nel luglio del 1994.
Cometa Shoemaker-Levy 9
Gli impatti avvennero nel lato del pianeta opposto alla Terra, ma la sonda Galileo fu in grado di osservarli direttamente da una distanza di 1,6 UA. La rapida rotazione di Giove rese i siti degli impatti visibili dalla Terra qualche minuto dopo l'evento.
Il primo impatto avvenne alle 20:13 UTC del 16 luglio 1994, quando il frammento A del nucleo colpì l'emisfero meridionale del pianeta ad una velocità di 60 km/s.Gli strumenti a bordo della sonda Galileo rilevarono una palla di fuoco che raggiunse la temperatura di 24 000 K, prima di espandersi e raffreddarsi a 1 500 K in circa 40 secondi. Il pennacchio raggiunse una altezza di circa 1 000 km.
Gli effetti oltrepassarono le previsioni degli astronomi: molti osservatori videro subito dopo il primo impatto un'enorme macchia scura, visibile anche con piccoli telescopi, di dimensioni pari a 6 000 km (valore prossimo a quello del raggio terrestre). Tale macchia e quelle che si formarono in seguito agli impatti successivi, presentavano una forma marcatamente asimmetrica, con un semi-anello più spesso nella direzione opposta rispetto a quella di impatto. Gli studiosi ritennero che esse fossero composte
principalmente dai detriti.
Nei successivi sei giorni vennero osservati altri 21 impatti, il maggiore dei quali avvenne il 18 luglio alle 7:33 UTC e fu causato dalla collisione del frammento G. Questo evento creò
un'enorme macchia scura con dimensioni di 12 000 km, e sprigionò l'energia stimata equivalente a 6 milioni di megaton (circa 750 volte l'energia dell'intero arsenale nucleare
mondiale). Il 19 luglio due impatti, separati da un periodo di 12 ore, crearono degli effetti simili a quelli del frammento G. L'ultimo frammento, contrassegnato con la lettera W, colpì Giove il 22 luglio.
L'atmosfera di Giove è suddivisa in quattro strati, che in ordine di altezza sono: la troposfera, stratosfera, la termosfera e l'esosfera. A differenza dell'atmosfera terrestre, Giove manca di una mesosfera.Giove non ha una superficie solida e lo strato atmosferico più basso, la troposfera, gradualmente transisce negli strati interni del pianeta. Poiché il confine inferiore dell'atmosfera non è ben identificabile, è stato assunto come base della troposfera il livello a cui viene raggiunta una pressione di 10 bar, con una temperatura di circa 340 K e ad una profondità di circa 90 km dallo zero altimetrico, comunemente adottato nella letteratura scientifica in corrispondenza del livello dove è raggiunta la pressione di 1 bar.
Atmosfera Gioviana: Struttura
Troposfera Stratosfera Termosfera Esosfera
Atmosfera Gioviana: Composizione
La composizione dell'atmosfera gioviana è simile a quella di tutto il pianeta. L'atmosfera di Giove è quella che è stata complessivamente meglio compresa tra quelle dei giganti gassosi, perché è stata osservata direttamente dalla sonda atmosferica della missione Galileo quando penetrò nell'atmosfera del pianeta il 7 dicembre 1995.
I due principali costituenti dell'atmosfera di Giove sono l'idrogeno molecolare (H2) e l'elio.
Nell'atmosfera sono presenti vari composti semplici quali acqua, metano (CH4), acido solfidrico (H2S), ammoniaca (NH3), fosfina (PH3) e idrosolfuro di ammonio NH4HS.
Struttura interna di Giove
Giove appare suddiviso in più strati, ciascuno con caratteristiche chimico-fisiche ben precise; presenta dunque una struttura interna ben definita. La sua determinazione è stata effettuata sia ricorrendo a modelli sperimentali fisico-matematici, sia elaborando i dati ricevuti dalle sonde inviate per studiare il pianeta gigante. Secondo i modelli, partendo dall'interno verso l'esterno, si incontrano, in sequenza: un nucleo, presumibilmente di natura rocciosa e composto con molta probabilità da carbonio e silicati; un mantello di idrogeno metallico liquido; uno strato di idrogeno molecolare liquido, elio ed altri elementi, ed una turbolenta atmosfera, l'unico strato che risulta ben visibile e facilmente accessibile agli studi.Al di là di questo schema di base, vi è ancora una notevole incertezza.
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.Secondo i modelli, il nucleo sarebbe costituito in prevalenza da carbonio e silicati, con temperature stimate sui 36.000 K e pressioni dell'ordine dei 4500 gigapascal (GPa). I risultati, pubblicati nel novembre 2008, di alcune simulazioni computerizzate, indicano che il nucleo di Giove è circa il doppio più massiccio rispetto alle stime iniziali, con una massa pari a 14-18 masse terrestri;un simile valore rinforzava l'ipotesi secondo cui il pianeta si sia formato per accrescimento, su un
embrione planetario massiccio, di grandi quantità di gas dalla nebulosa solare.
Struttura interna di Giove
Struttura interna di Giove
Mantello interno
La regione nucleare è circondata da un denso mantello di idrogeno liquido metallico, 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.
In questo strato si registrano precipitazioni di elio e neon, che impoveriscono di questi
elementi l'atmosfera del pianeta.La rapida rotazione del pianeta e le intense correnti elettriche che si generano al suo interno fanno sì che da questo strato si origini un forte campo
magnetico, circa 10 volte più intenso di quello terrestre.
Struttura interna di Giove
Mantello esterno
Al di sopra dello strato di idrogeno metallico 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.Si ritiene che non vi sia una distinta linea di demarcazione tra questi differenti stati dell'idrogeno, ma probabilmente una graduale transizione tra la fase liquida e quella gassosa. Questa transizione avviene quando la temperatura si trova ad un valore critico, che per l'idrogeno, alla pressione atmosferica terrestre di (1 atm o 1,01 × 105 Pa), corrisponde ad appena 33 K.
Campo Magnetico di Giove
Giove ha un fortissimo campo magnetico circa dieci volte piu’ potente di quello terrestre.
Questo crea una magnetosfera che intrappola Le particelle cariche e le fa emettere una Radiazione di sincrotrone.
Sono evidenti anche le aurore.
Il campo magnetico è generato dalla
Rotazione di idrogeno ed Elio metallici all’interno.
Il campo magnetico di Giove si estende in una regione enorme: quasi fino a Saturno ! Il campo magnetico di Giove e’ piu’ schiacciato rispetto a quello terrestre.
Vi e’ un toro costituito da plasma fornito dalle eruzioni del satellite Io.
JUNO
Il campo magnetico di Giove e la sua atmosfera saranno studiate dalla missione NASA JUNO. JUNO ha raggiunto Giove e ha iniziato la sua orbita polare intorno ad esso lo scorso 4 luglio !
Immagine di Giove scattata da JUNO
Aurora Boreale su Giove negli infrarossi da JUNO.
Le lune di Giove
Io è il più interno dei satelliti galileiani, posizionato tra Tebe e Europa ed è il quinto satellite che si incontra a partire dall'interno. Io orbita intorno a Giove ad una distanza di 421 800 km dal centro del pianeta e a 350 000 km dalla sommità delle sue nubi; impiega 42,456 ore per completare la sua orbita, il che implica che una buona parte del suo movimento può essere rilevata durante una singola notte di osservazioni. È in risonanza orbitale 2:1 con Europa e 4:1 con Ganimede. Questa risonanza contribuisce a stabilizzare l'eccentricità orbitale di 0,0041 che a sua volta costituisce la fonte principale di calore per la sua attività geologica. Senza questa eccentricità, l'orbita di Io sarebbe circolare, riducendo così la sua attività geologica in seguito alla stabilizzazione mareale.
Come gli altri satelliti di Giove e la Luna terrestre, la rotazione di Io è in sincronia con il suo periodo orbitale e pertanto il satellite mostra sempre la stessa faccia a Giove.
Io
Si presenta roccioso con una elevatissima attività vulcanica.
Le eruzioni su Io assomigliano piu’
a dei geyser che a delle esplosioni vere e proprie.
Il materiale rilasciato e’ zolfo probabilmente.
Ci sono zone bianche di anidride solforosa.
Non c’e’ acqua su Io.
L’attività vulcanica è data dai moti mareali con Giove e forse
dall’interazione con il suo campo magnetico.
A differenza della maggior parte dei satelliti del sistema solare esterno, composti prevalentemente da un mix di ghiaccio d'acqua e silicati, Io sembra presentare una composizione analoga a quella dei pianeti terrestri, composti in prevalenza di rocce silicee fuse.
Io ha una densità di 3,5275 , più alta di qualsiasi luna del sistema solare e significativamente più elevata rispetto a quella degli altri satelliti galileiani e superiore alla densità della Luna. I modelli di Io basati sulle misurazioni delle Voyager e della Galileo suggeriscono che il suo interno è
differenziato tra una crosta e un mantello ricchi di silicati un nucleo di ferro o di ferro e zolfo fusi.Il nucleo di Io costituisce circa il 20% della sua massa totalee, a seconda della quantità di zolfo presente, il nucleo ha un raggio compreso tra 350 e 650 km se fosse composto quasi interamente da ferro, o tra 550 e 900 km per un nucleo costituito da una miscela di ferro e zolfo.
Immagine scattata dalla sonda
New Horizons
durante il suo viaggio verso Plutone
Nel 2007.
Eruzione del Vulcano Tvashtar su Io
(la piuma e' alta circa 330 km).
Io gioca un ruolo significativo nel modellare il campo magnetico gioviano, agendo come un generatore elettrico che può sviluppare una corrente elettrica di 3 milioni di ampere, rilasciando ioni che rendono il campo
magnetico di Giove due volte di quello che sarebbe senza la presenza di Io. La
magnetosfera di Giove investe i gas e le polveri della sottile atmosfera di Io ad una velocità di 1 tonnellata al secondo.Questo materiale,
proveniente dall'attività vulcanica di Io, è in gran parte composto da zolfo ionizzato e atomico, ossigeno e cloro. La materia, a seconda della sua composizione e
ionizzazione, confluisce in diverse nubi neutre (non ionizzate) e in fasce di radiazione della magnetosfera di Giove e, in alcuni casi, vengono espulse dal sistema gioviano.
Il materiale che sfugge dall'attrazione gravitazionale di Io va a formare un toro di plasma che si divide sostanzialmente in tre parti: la parte esterna, più calda, si trova appena fuori dell'orbita di Io; più
internamente si trova una estesa composta da materiali neutri e da plasma in raffreddamento, situata a circa la stessa distanza di Io da Giove, mentre la parte interna del toro è quella più "fredda", composta da particelle che stanno lentamente spiraleggiando verso Giove.
L'interazione tra l'atmosfera di Io, il campo magnetico di Giove e le nubi delle regioni polari del gigante gassoso producono una corrente elettrica conosciuta come tubo di flusso di Io, che genera aurore sia nelle regioni polari di Giove che nell'atmosfera di Io. L'influenza di Io ha una forte ripercussione anche sulle
emissioni radio provenienti da Giove e dirette verso la Terra: quando infatti Io è visibile dal nostro pianeta, i segnali radio aumentano considerevolmente.
Europa
Anche se principalmente roccioso Europa e’ ricoperto di uno strato molto liscio di acqua ghiacciata.
Europa
Sulla superficie di Europa si vedono vulcani di acqua ed un network di canali.
Si suppone che sotto la crosta ghiacciata vi sia un oceano con forse organismi monocellulari.
Europa e’ piu’ caldo all’interno sempre per via delle forze mareali di Giove.
Europa
Europa
Europa
Con un diametro di poco superiore a 3100 km, Europa è leggermente più piccola della Luna, è il sesto satellite più grande e il quindicesimo oggetto più grande del sistema solare. Anche se è il meno massiccio dei satelliti galileiani, è comunque più massiccio di tutte le lune più piccole messe assieme del sistema solare. La sua densità
suggerisce che è simile in composizione ai pianeti terrestri, essendo prevalentemente composto di silicati.
Secondo le teorie comunemente accettate, Europa possiede uno strato di 100 km di acqua, in parte sotto forma di ghiaccio nella crosta superficiale, mentre sotto di essa si troverebbe uno strato di acqua liquida.
L'oceano sotterraneo potrebbe essere composto di acqua salata ed avere una temperatura prossima allo zero centigrado;si tratterebbe quindi di condizioni ambientali favorevoli allo sviluppo di forme di vita
elementari.
Ad avvalorare questa ipotesi c'è l'analisi dei dati magnetometrici rilevati dalla sonda Galileo, che ha mostrato che a una profondità compresa tra i 5 e 20 chilometri, esiste uno strato di materia che conduce elettricità. Le variazioni magnetiche osservate sono possibili perché Europa orbita intorno a Giove
immersa nel vasto campo magnetico del pianeta. Questo induce una corrente elettrica in uno strato conduttore prossimo alla superficie del satellite, corrente che a sua volta genera un campo magnetico secondario. Un'altra prova che suggerisce la presenza di un oceano sotto la superficie è la apparente rotazione di 80° della crosta, che sarebbe improbabile se il ghiaccio fosse saldamente attaccato al
mantello. La presenza di acqua nel sottosuolo di Europa è stata data per certa dopo le osservazioni del Telescopio spaziale Hubble che rivelarono getti d'acqua fuoriusciti da crepe superficiali e scagliati fino ad un'altezza di 200 km. Questi enormi geyser sarebbero causati dallo stress mareale presente nell'interno della luna[
Ma quanto e’ spessa la crosta di ghiaccio ? L’argomento e’ dibattuto, la maggior parte pensa che possa essere molto spessa (30 km e piu’).
Altri sostengono invece una crosta molto sottile (200 m) ma questa ipotesi sembra essere
in contrasto con studi riguardanti la superficie.
Nel 2013 e con conferme
nel Settembre 2016, l’Hubble space telescope ha mostrato evidenza per piume di
acqua (alte circa 20 volte l’everest) su Europa.
Questo produrrebbe
una conferma per l’oceano sotto europa.
Inoltre per identificare la possibile presenza di vita basterebbe passare sopra questi geyser senza dover entrare sotto la crosta.
L’unico satellite nel sistema solare che mostra questi Geysers e’ Encelado (luna di Saturno).
Ganimede
E’ il satellite più grande del sistema solare ed è più
grande di mercurio.
Ha due zone:
- Terreno scuro (con molti crateri) piu’ antico.
- Terreno chiaro (con meno crateri) piu’ giovane.
I crateri più giovani hanno
zone bianche di acqua ghiacciata.
Ganimede possiede un campo magnetico come Mercurio
(anzi 2 volte piu’ forte).
Ganimede
La superficie scura presenta come delle «rughe» e molti crateri.
La superficie chiara ha degli incavi lunghi anche centinaia di chilometri. Si vede come del ghiacchio che e’ fuoriuscito da piccoli crateri.
In pratica Ganimede si pensa avere un nucleo metallico di circa 500 km circondato da ghiaccio con spessore di 800 km. Ci potrebbe essere anche dell’acqua liquida anche se Ganimede è lontano da Giove e gli effetti di marea potrebbero non riscaldare il suo interno.
Callisto
Ha una superficie di ghiaccio «sporco».
Non c’e’ segno di attività geologica.
Possiede un campo magnetico che varia lungo l’orbita:
Questo potrebbe suggerire un oceano sotto la crosta.
Tuttavia è troppo freddo per avere acqua liquida. C’e’ ammoniaca che serve come anticongelante ?
Callisto
I crateri di circa 1 Km su Callisto non ci sono, mentre ci sono su Ganimede.
Perché ?
4 satelliti molto diversi
Io e Europa sono grandi come la Luna e sono rocciosi.
Ganimede e Callisto sono grandi come Mercurio e sono fatti al 50% di ghiaccio.
Altri satelliti di Giove
Giove ha altri 59 satelliti.
4 (piccoli) sono su orbite più interne di Io.
I 4 satelliti galileiani più questi quattro ruotano sul piano
equatoriale di Giove nello stesso senso di rotazione di Giove.
I restanti 55 sono su orbite molto più esterne. 48 fra questi
orbitano in senso opposto al senso di rotazione di Giove
e si pensa che quindi non si siano formati con Giove ma siano stati catturati in seguito.
Saturno
Saturno
Anche Saturno, come Giove, mostra delle bande piu’ scure e bande più chiare ma
in modo meno marcato. Questo è dovuto alla differente composizione dell’atmosfera.
Saturno ha una densità minore di quella dell’acqua.
Al contrario di Giove non mostra grandi quantità di Elio nell’atmosfera.
Si pensa che l’Elio ci sia comunque ma negli strati piu’ bassi e non visibili.
Si dovrebbero formarsi come delle gocce di Elio che vanno a depositarsi più
in basso. La frizione delle gocce con l’atmosfera sarebbe responsabile dell’emissione di saturno (Saturno emette il doppio della radiazione che riceve).
Esagono al polo nord di Saturno
L'esagono di Saturno è uno schema nuvoloso persistente di forma esagonale al polo nord di Saturno, sito a circa 78°N.
I lati dell'esagono sono lunghi circa 13.800 km (8600 mi), il che è più del diametro della Terra.
L'esagono ruota con un periodo di 10h 39m 24s, lo stesso
periodo dell'emissione radio interna del pianeta. Tuttavia, l'esagono non si sposta
longitudinalmente come le altre nuvole nell'atmosfera visibile.
Il polo sud di Saturno non mostra un esagono, secondo le
osservazioni del Telescopio spaziale Hubble. Però ha un vortice, così come c'è un vortice nell'esagono del polo nord
Anelli di Saturno
Anelli di Saturno
Notati da Galileo come una protuberanza che appariva e spariva.
Huygens propone che Saturno sia circondato da un sottile anello.
Anelli di Saturno
Vengono suddivisi in anelli A, B e C. L’anello C e’ difficile da vedere. Tra A e B c’e’ una fessura detta divisione di Cassini di circa 4500 km.
Fino al 2025 vedremo gli anelli da Terra così (dall’alto).
Limite di Roche e Formazione degli
Anelli
Anelli di Saturno
La missione Cassini ha Rivelato che ogni zona e’
In realtà formata da molti Piccoli anelli.
Nella zona A vi e’ una fenditura detta di Encke.
E’ stato scoperto anche un anello più esterno
di soli 100 km di diametro detto anello F.
Maggiore concentrazione di particelle, più
l’anello riflette.
Anelli di Saturno
In questa foto e’ possibile
vedere gli effetti gravitazionali del satellite prometeo sugli anelli più esterni.
Altri anelli
Si sono osservati anelli più interni (D) e anche più esterni (G ed E).
Il satellite Enceladus e’ nell’orbita dell’anello E e si suppone che l’anello stesso sia prodotto dall’attività vulcanica di questo satellite.
Satelliti Pastori
Titano
Titano è il più grande satellite
naturale del pianeta Saturno ed uno dei corpi rocciosi più massicci
dell'intero sistema solare; supera in dimensioni il pianeta Mercurio, per dimensioni e massa è il secondo satellite del sistema
solare dopo Ganimede. Si tratta inoltre dell'unico satellite in possesso di una densa atmosfera, che in passato ha impedito uno studio dettagliato della sua superficie dalla Terra. Con
la missione spaziale Cassini-Huygens è stato possibile studiare l'oggetto da distanza ravvicinata ed
il lander Huygens è atterrato con successo sul suolo titaniano.
L'atmosfera titaniana appare ricca
di metano e la temperatura superficiale media è molto vicina al punto triplo del metano dove possono coesistere le
forme liquida, solida e gassosa di questo idrocarburo.
Titano
Atmosfera di azoto e con piogge di metano.
Lago di metano (Kraken) al polo grande quanto il mar caspio.
Altri satelliti di saturno
Urano
Orbita di Urano
Satelliti di Urano
Miranda
Tra i satelliti di Urano, Miranda ha una superficie molto strana, parte con crateri, parte con incavi. Al «sud» c’e’ una specie di morso con una variazione in altezza di 20 km.
Nettuno
Nuvole e tempeste su Nettuno
A differenza di Urano, Nettuno mostra più attività atmosferica con tempeste.
E’ più lontano dal Sole di Urano quindi ci si aspetterebbe meno attività.
Molto probabilmente Nettuno ha un nucleo che si sta ancora contraendo e rilascia energia.
Tritone
La luna maggiore di Nettuno è Tritone.
Ha le dimensioni più o meno della luna.
Non ci sono crateri quindi ha attività sismica dovuta ai moti mareali con Nettuno.
Superficie con vulcani, pianure e con una retina come una
superficie di un melone.
La temperatura superficiale è di appena 38 K, sufficiente ad avere Azoto in forma di ghiaccio !
L’orbita di Tritone sta con il tempo diminuendo e finirà su Nettuno.
Plutone e Caronte
Pianeti Trans-Nettuniani
Fascia di Kuiper
La Fascia di Kuiper (o Fascia di Edgeworth-Kuiper) è una regione del Sistema Solare che si
estende dall'orbita di Nettuno (alla distanza di 30 UA) fino a 50 UA dal Sole. Si tratta di una fascia di asteroidi esterna rispetto all'orbita dei pianeti maggiori.
Nella fascia sono stati scoperti più di 800 oggetti (Kuiper belt objects, o KBO). Il più grande è il pianeta nano Eris, scoperto nel 2005; prima di allora si riteneva che il primato spettasse
a Plutone, assieme al suo satellite Caronte; intanto a partire dall'anno 2000 sono stati trovati altri oggetti di dimensioni ragguardevoli: 50000 Quaoar, scoperto nel 2002, è grande la metà di
Plutone, e quindi è più grande del maggiore degli asteroidi tradizionali, Cerere. Gli altri KBO sono progressivamente più piccoli. L'esatta classificazione di questi oggetti non è chiara, perché sono probabilmente molto differenti dagli asteroidi più interni.
Nube di Oort
La nube di Oort è
un'ipotetica nube sferica di comete posta tra
20.000 e 100.000 UA, o 0,3 e 1,5 anni
luce dal Sole, cioè circa 2400 volte la distanza tra il Sole e Plutone.
Questa nube non è mai stata osservata
perché troppo lontana e buia perfino per
i telescopi odierni, ma si ritiene che sia il
luogo da cui provengono le comete di lungo
periodo (come la Hale- Bopp e la Hyakutake, recentemente avvistate) che attraversano la
parte interna del sistema
Coordinate Celesti
Cominciamo a trattare le coordinate celesti ...
Gli argomenti trattati li trovate
maggiormente su questo libro.
La Sfera Celeste
Platone (350 A.C.) fu forse il primo a proporre un modello geocentrico con le stelle fisse che ruotano su di una «sfera celeste» con un asse Che passa attraverso il polo nord e sud della terra identificando un Polo nord e sud celeste.
Trigonometria Sferica
Data una sfera e’ possibile individuare dei cerchi come intersezioni tra la superficie della sfera e dei piani.
Se un piano contiene il centro della sfera questo prende il nome di
cerchio massimo (Great Circle).
Gli altri cerchi prodotti da intersezioni con piani non contenenti il
centro si chiamano cerchi minori (small circle).
Due punti collegati da una retta passante per il centro ed ortogonale ad un
cerchio massimo si chiamano poli del cerchio massimo.
Trigonometria Sferica
Si chiama triangolo sferico un triangolo sulla superficie sferica i cui lati siano tre archi di cerchi massimi AB, BC, CA.
Gli angoli corrispondenti a questi archi sono c, a e b.
La lunghezza di un arco |AB| se la sfera è di raggio r è data da:
dove c è in radianti.
La somma degli angoli A, B e C del triangolo sferico non e’ 180° ma e’ maggiore per un eccesso E dato da:
si puo’ dimostrare che l’area del triangolo sferico e’ allora (con E in radianti):
Trigonometria Sferica
Dato un sistema di assi cartesiani xyz centrato nella sfera un qualunque punto P sulla sfera puo’ essere individuato
dagli angoli θ e ψ come in figura.
Consideriamo anche un nuovo sistema di riferimento x’ y’ z’ ruotato lungo x di un angolo χ come in figura.
Si ha che:
Trigonometria Sferica
Data questa rotazione le
coordinate cartesiane saranno legate da:
e usando le relazioni precedenti otteniamo le seguenti equazioni tra gli angoli:
Coordinate terrestri
Ogni punto sulla terra puo’ essere identificato tramite due coordinate.
Il piano di riferimento e’ il piano equatoriale che è ortogonale all’asse della rotazione terrestre e che contiene il centro della terra.
La sua intersezione con la sfera terrestre disegna l’equatore.
I cerchi minori paralleli all’equatore sono detti paralleli.
I semi archi di cerchio massimo che collegano i due poli sono detti meridiani.
Dato un punto la sua longitudine e’ l’angolo
che forma il meridiano passante per il punto con Il meridiano fondamentale passante per Greenwich.
si misura generalmente in ore [0-24], incrementando andando verso ovest pero’
vi sono convenzioni diverse.
Con latitudine si definisce la latitudine geografica che e’ l’angolo che forma il filo a piombo
con il piano equatoriale. E’ positivo nell’emisfero nord, negativo in quello sud [es. 90° al polo nord, -90° al polo sud]. Si puo’ facilmente misurare misurando l’altezza del
polo celeste (misurare la longitudine e’ molto piu’ difficile).
Coordinate terrestri
La terra non è però sferica ma e’ uno sferoide oblato.
L’angolo tra la retta perpendicolare alla tangente in un punto e l’equatore e’ detta
latitudine geodetica ed e’ molto simile alla latitudine geografica.
Tuttavia il filo a piombo non puntera’ verso il centro dello sferoide (lo fa solo sull’equatore e ai poli).
Si chiama latitudine geocentrica l’angolo
tra la retta passante tra il centro dello sferoide ed il punto e il piano dell’equatore.
Se φ è la latitudine geografica e φ’ la latitudine geocentrica si ha:
La Sfera Celeste
Platone (350 A.C.) fu forse il primo a proporre un modello geocentrico con le stelle fisse che ruotano su di una «sfera celeste» con un asse Che passa attraverso il polo nord e sud della terra identificando un Polo nord e sud celeste.
Coordinate orizzontali o altazimutali
Il piano di riferimento e’ l’orizzonte., il piano tangente alla terra che contiene l’osservatore.
La retta perpedincolare all’orizzonte passante per l’osservatore identifica due poli celesti:
lo Zenith (sopra l’osservatore) ed il Nadir (il polo opposto).
I cerchi massimi attraverso lo Zenith sono chiamate verticali ed intersecano l’orizzonte perpendicolarmente.
Le circonferenze minori formate dai punti di uguale altezza sono i cerchi d'altezza o almucantarat.
Quindi come coordinate si usano:
l‘altezza (a) è l’angolo dell'astro dall'orizzonte, e varia tra -90° e +90°.
Si usa anche la distanza di zenith z con z=(90° -a)
l‘azimut (A) è l’angolo tra il punto Sud e il piede dell'astro
(corrispondente alla distanza angolare tra meridiano locale e meridiano passante per l'astro),
misurata in senso orario, e varia tra 0° e 360°. Attenzione pero’ che la definizione cambia !!
Coordinate orizzontali o altazimutali
In questo sistema di riferimento le stelle si muovono da Est ad Ovest. Le coordinate di una stella dipendono quindi dal tempo.
Non solo, il sistema di riferimento dipende dalla posizione sulla terra dell’osservatore.
In figura vediamo il moto delle stelle visto da un osservatore a due latitudini diverse.
Chiaramente non possiamo costruire un catalogo astronomico di stelle usando queste coordinate !!!
Coordinate Equatoriali
Il sistema equatoriale usa come cerchi
di riferimento
l'equatore e il meridiano passante per il punto gamma
γ.Il punto γ corrisponde all’intersezione tra il piano
dell’equatore e quello dell’eclittica dove ha luogo
La rivoluzione terrestre intorno al sole. Le coordinate sono
la declinazione δ e l'ascensione retta α, misurate a partire,
rispettivamente,
dall'equatore verso il Polo Nord
celeste (vicino alla stella polare) e dal punto gamma γ in senso
antiorario.
Coordinate Equatoriali
Il punto gamma vernale è anche noto con il nome di punto dell'Ariete o primo punto d'Ariete perché in corrispondenza dell'equinozio di primavera di circa 2100 anni fa (più precisamente nel periodo 2000 a.C. ÷ 100 a.C.), il Sole si trovava
nella costellazione dell'Ariete. Oggi a causa della precessione degli equinozi non è più così e in corrispondenza dell'equinozio di primavera il Sole si trova nella costellazione dei Pesci; a partire dal 2700 d.C. si troverà in quella dell'Acquario e così via fino al completamento
dell'intero zodiaco.
Il moto del sole sulla sfera celeste cambia nei giorni dato che il piano dell’equatore Interseca quello dell’eclittica. Il moto del sole apparira’ quindi andare da sud a nord nell’equinozio vernale (in primavera) e da nord a sud nell’equinozio autunnale
(detto punto omega o della Bilancia).
