Giove & Saturno

Materie:Appunti
Categoria:Astronomia

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Giove (astronomia)

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INTRODUZIONE
Giove (astronomia) Quinto pianeta in ordine di distanza dal Sole e primo per dimensioni tra quelli del sistema solare. Ha volume 1400 volte maggiore di quello della Terra, ma la sua densità media (1,3 g/cm³) è circa un quarto di quella terrestre: ciò indica che Giove è formato da gas, piuttosto che da metalli e rocce come i pianeti interni.

Orbita attorno al Sole a una distanza media di 778,4 milioni di km (5,2 volte maggiore di quella della Terra), compiendo una rivoluzione completa in 11,86 anni; il suo periodo di rotazione è di 0,414 giorni e non è uniforme. La rapida rotazione produce uno schiacciamento ai poli del pianeta, visibile anche al telescopio. Giove mostra delle bande, rese più appariscenti dai colori pastello delle nubi, dovute alla presenza di forti correnti atmosferiche; una delle strutture più notevoli è la famosa regione ovoidale color ocra nota come Grande Macchia Rossa. I colori sono dovuti a tracce di composti che si formano a seguito di reazioni chimiche indotte dalla luce ultravioletta, da scariche elettriche e dal calore; alcuni di questi composti sembrano simili alle molecole organiche che si formarono sulla Terra primordiale e che gettarono le basi della vita. Vedi Esobiologia.

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COMPOSIZIONE, STRUTTURA E CAMPO MAGNETICO
La conoscenza scientifica del sistema di Giove aumentò enormemente nel 1979, con le straordinarie missioni delle sonde Voyager 1 e 2, lanciate dalla NASA. Le osservazioni spettroscopiche dalla Terra avevano già mostrato che la maggior parte dell'atmosfera di Giove è composta di idrogeno molecolare; gli studi nell'infrarosso delle sonde Voyager indicarono che l'87% circa è H2 e che la restante parte è costituita da elio e da quantità estremamente ridotte di vapor d'acqua, metano, neon e acido solforico. La bassa densità osservata suggerisce che l'interno del pianeta abbia sostanzialmente la stessa composizione dell'atmosfera (in realtà, per un pianeta gassoso è difficile dire dove finisca l’atmosfera e dove inizi il pianeta vero e proprio; per convenzione si suole considerare come superficie del pianeta quella su cui i gas raggiungono la pressione di 1 atmosfera, pari a quella presente sulla superficie terrestre al livello del mare in condizioni standard).

Giove è composto perlopiù dai due elementi più leggeri e più abbondanti dell'universo – idrogeno ed elio – e presenta quindi una composizione molto simile a quella del Sole e delle altre stelle. L'enorme pianeta rappresenterebbe perciò una condensazione diretta di una parte della nebulosa solare primordiale, la grande nube di gas e polveri interstellari dalla quale si formò l'intero sistema solare, circa 4,6 miliardi di anni fa.

Giove irradia nello spazio circa il doppio dell'energia che riceve dal Sole. La fonte di questa energia sembra essere un lento collasso gravitazionale dell'intero pianeta.

La turbolenta atmosfera di Giove è fredda. Inoltre periodiche fluttuazioni di temperatura negli strati superiori rivelano un sistema di venti variabile, simile a quello delle regioni equatoriali della stratosfera terrestre. Le fotografie che documentano i cambiamenti nelle nubi di Giove mostrano la nascita e l'evoluzione di enormi sistemi ciclonici.

Alle basse temperature dell'alta atmosfera gioviana (circa -125 °C), l'ammoniaca ghiaccia formando i bianchi cirri visibili in molte fotografie trasmesse dalle sonde Voyager. Nelle regioni più profonde può condensare anche l'idrosolfuro di ammonio, che si raccoglie nelle nubi che formano lo strato scuro diffuso del pianeta.

La temperatura alla sommità di queste nubi è circa -50 °C e la pressione atmosferica è pressoché doppia rispetto a quella terrestre misurata al livello del mare. Benché sia direttamente visibile solo lo strato più esterno del pianeta, i calcoli mostrano che la temperatura e la pressione continuano ad aumentare verso l'interno, determinando condizioni fisiche alle quali l'idrogeno liquefa per poi transire allo stato metallico altamente conduttore. Nel centro potrebbe esistere un nucleo di materiale solido.

In prossimità della superficie, il campo magnetico di Giove è 14 volte più intenso di quello terrestre e produce enormi fasce di radiazione nelle quali vengono intrappolate particelle cariche che circondano il pianeta fino a una distanza di 10 milioni di km.

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SATELLITI E ANELLI
I principali satelliti di Giove sono sedici; i quattro maggiori (Io, Europa, Ganimede e Callisto) vennero individuati da Galileo nel 1610.

Le moderne osservazioni mostrano che la densità media dei satelliti principali varia con la distanza dal pianeta, in modo simile a quanto accade per i pianeti del sistema solare. Io ed Europa, vicini a Giove, sono densi e rocciosi come i pianeti interni (Mercurio, Venere): Ganimede e Callisto, più lontani, sono composti perlopiù da ghiaccio d'acqua e hanno densità relativamente bassa. Probabilmente durante il processo di formazione, sia dei pianeti sia di questi satelliti, la vicinanza al corpo centrale (rispettivamente il Sole o Giove) impedì la condensazione delle sostanze più leggere.

La crosta ghiacciata di Callisto e Ganimede è segnata da numerosi crateri, segni di un antico bombardamento probabilmente da parte di nuclei di comete, simile al bombardamento di asteroidi che subì la Luna. Al contrario, la superficie di Europa è estremamente liscia: il satellite è ricoperto da uno strato di ghiaccio, percorso da una fitta e intricata rete di fratture, sotto il quale potrebbe esserci acqua liquida.

La superficie del satellite più interessante, Io, ha un aspetto singolare: vi sono zone giallastre, marroni e bianche punteggiate di nero. Io è sconvolto dal vulcanismo: circa dieci vulcani erano in eruzione nel 1979, al momento del passaggio del Voyager, e vi sono prove di eruzioni successive. Dalle bocche vulcaniche viene emesso biossido di zolfo che si condensa sulla superficie, formando un'atmosfera locale temporanea.

Gli altri satelliti di Giove sono molto più piccoli e meno studiati di quelli galileiani. Gli otto più esterni formano due gruppi distinti e sono probabilmente dei corpi catturati dall'intenso campo gravitazionale del pianeta.

Vicino al pianeta, le sonde Voyager scoprirono un debole sistema di anelli. Il materiale di cui sono formati potrebbe essere prodotto dalla disintegrazione di piccolissimi satelliti che si muovono all'interno degli anelli stessi, oppure dal satellite Metis che si trova appena all'esterno di essi.

Saturno (astronomia)

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INTRODUZIONE
Saturno (astronomia) Sesto pianeta in ordine di distanza dal Sole e secondo per dimensioni tra quelli del sistema solare. La caratteristica principale di Saturno è il sistema di anelli, osservato per la prima volta da Galileo nel 1610 e descritto correttamente dall'astronomo olandese Christiaan Huygens.

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L'ESPLORAZIONE DEL SISTEMA
Osservato dalla Terra, Saturno appare come un oggetto molto luminoso, di colore giallastro. Attraverso un telescopio sono facilmente visibili gli anelli A e B e, in condizioni ottimali, anche D ed E. Con gli strumenti da terra sono stati individuati soltanto nove dei trenta satelliti di Saturno oggi conosciuti.

La conoscenza del pianeta è migliorata notevolmente dopo la spedizione delle tre sonde statunitensi Pioneer 11 (settembre 1979), Voyager 1 (novembre 1980) e Voyager 2 (agosto 1981). Esse trasportavano fotocamere e strumenti per l'analisi della radiazione elettromagnetica nelle regioni del visibile, dell’ultravioletto e dell’infrarosso. Erano inoltre equipaggiate con strumenti per lo studio del campo magnetico del pianeta e per la rivelazione di particelle cariche e di grani di polvere nel mezzo interplanetario.

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L'INTERNO
Saturno è costituito essenzialmente da idrogeno. La sua densità media, 0,69 g/cm³ (circa un ottavo di quella terrestre), è la più bassa rilevata nel sistema solare. L'enorme peso dell’atmosfera che lo circonda fa sì che la pressione aumenti rapidamente dall’esterno verso l'interno e che l’idrogeno passi conseguentemente dallo stato gassoso a quello liquido. Vicino al centro l'elemento, ancora più compresso, è ridotto allo stato metallico e, assumendo le proprietà di conduttore elettrico, permette l'instaurarsi di intense correnti responsabili del campo magnetico del pianeta. Al centro del pianeta si trovano elementi pesanti, concentrati in un piccolo nucleo solido di temperatura pari a circa 15.000 °C.

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L'ATMOSFERA DI SATURNO
L'atmosfera è costituita prevalentemente da idrogeno (97% circa) ed elio (3% circa), ma sono presenti anche piccole quantità di metano, ammoniaca e tracce di altri gas come etano, etilene e fosfina. Le immagini dei Voyager hanno mostrato vortici e mulinelli di nubi situati negli strati profondi dell'atmosfera. La temperatura alla sommità di queste nubi si aggira intorno ai -176 °C.

I movimenti delle nubi mostrano che il periodo di rotazione dell'atmosfera vicino all'equatore del pianeta è di circa 10 ore e 11 minuti, mentre le emissioni radio indicano che il corpo di Saturno e la sua magnetosfera ruotano con un periodo di 10 ore, 39 minuti e 25 secondi. La differenza, di circa 28 minuti e mezzo, tra questi due periodi, suggerisce che i venti equatoriali di Saturno abbiano velocità prossime ai 1.700 km/h.

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LA MAGNETOSFERA
La magnetosfera di Saturno consiste di una serie di fasce di radiazione a forma di ciambella nelle quali sono intrappolati elettroni e nuclei atomici. Le fasce si estendono per oltre due milioni di chilometri dal centro del pianeta e raggiungono distanze maggiori nella direzione opposta a quella del Sole. La magnetosfera interagisce con la ionosfera, lo strato superiore dell'atmosfera, provocando aurore polari con emissione di radiazione ultravioletta.

Un'enorme nube di atomi di idrogeno circonda l'orbita di Titano, il satellite più grande di Saturno, e si estende fino all'orbita di Rhea. Inoltre, un disco di plasma, composto da idrogeno e forse da ioni di ossigeno, si estende all'esterno dell'orbita di Tethys fino quasi all'orbita di Titano. Il plasma ruota in sincronia quasi perfetta con il campo magnetico di Saturno.

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IL SISTEMA DI ANELLI
Gli anelli di Saturno sono aggregati di detriti rocciosi e particelle ghiacciate, di dimensioni variabili da pochi micron ad alcuni metri (1 micron = 1 milionesimo di metro). Il loro spessore non supera i 10 km, mentre il raggio del più esterno raggiunge i 137.000 km. Nominati con le lettere dell’alfabeto nell'ordine in cui sono stati scoperti, dall'interno verso l'esterno sono noti come D, C, B, A, F, G ed E.

I tre anelli più grandi, facilmente individuabili da Terra anche con strumenti amatoriali, sono A, B e C: di questi, A e B sono separati da uno spazio detto “divisione di Cassini”, dal nome dell'astronomo italiano Giovanni Cassini che per primo la osservò e la descrisse. Le telecamere delle sonde Voyager 1 e 2 hanno poi permesso di individuare all’interno di questa divisione altri cinque anelli più sottili. L’anello D, il più vicino alla superficie del pianeta, è poco visibile in quanto di debolissima luminosità. Un’analisi approfondita della struttura degli anelli rivela in realtà che ciascuno di essi è costituito dall’unione di migliaia di anelli sottili ed è caratterizzato da numerose irregolarità, dovute probabilmente alle perturbazioni gravitazionali prodotte dai numerosi satelliti che orbitano intorno al pianeta.

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I SATELLITI
Oggi si conoscono trenta satelliti in orbita intorno a Saturno. Hanno dimensioni comprese tra i 4 e i 5.000 km di diametro e sono costituiti perlopiù da ghiacci di elementi leggeri. I cinque satelliti maggiori (Mimas, Encelado, Tethys, Dione e Rhea) hanno forma approssimativamente sferica e sono composti in gran parte di ghiaccio d'acqua. Il materiale roccioso costituisce forse il 40% della massa di Dione. Le superfici di questi satelliti sono fortemente craterizzate per l'impatto di meteoriti.

Anche i satelliti esterni Iperione e Giapeto sono composti principalmente da ghiaccio d'acqua. Su Giapeto vi è una regione molto scura che contrasta con il resto della superficie e che, insieme alla rotazione del satellite, è la causa della variazione di luminosità notata nel 1671 da Cassini. Phoebe percorre con moto retrogrado un'orbita molto inclinata rispetto all'equatore del pianeta; è probabilmente un corpo di origine cometaria catturato dal campo gravitazionale di Saturno.

La più grande delle lune di Saturno è Titano. Il suo diametro si aggira intorno ai 5.150 km; non è possibile stimare questo valore con maggiore precisione a causa della densa foschia arancione che nasconde la superficie del satellite. L'atmosfera di Titano è costituita da azoto, con tracce di metano, etano, acetilene, etilene, cianuro, monossido e biossido di carbonio. Sulla superficie la temperatura è di circa -182 °C e il metano e l'etano possono essere presenti sotto forma di “pioggia”, “neve”, ghiaccio e vapore. L'interno è composto probabilmente di un'uguale quantità di rocce e di ghiaccio. Non è stato rilevato alcun campo magnetico. L'emisfero meridionale è leggermente più luminoso, e l'unico dettaglio visibile è un anello scuro nella regione polare nord.

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