TRITONE il più grande satellite di NETTUNO, un corpo attivo. by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 20/02/2023

TRITONE

Dati:
Fisici:
Tritone possiede un diametro di 2.706,8 km con una massa di 0,0035 Mt, il che indica una densità di 2,061 kg/dm3, una gravità di 0,78 m/s2 ed una velocità di fuga di 1,50 km/s.

Orbitali:
Orbita a 354.760 km da Nettuno in 5,87685 giorni in modo retrogado, completamente immerso nel forte campo magnetico del pianeta gigante e con forti radiazioni in superficie, mortali per la vita come la conosciamo noi.
La temperatura superficiale di Tritone è certamente superiore a 35,6 K, come rivela la presenza di azoto solido in forma beta-cristallina.

Superficie:

La sua superficie è composta in gran parte da azoto ghiacciato, la crosta e il mantello da acqua congelata e il nucleo, che costituisce i due terzi della massa totale, da rocce e metalli.
Tritone risulta, sorprendentemente, geologicamente attivo; la sua superficie è relativamente recente e povera di crateri, e all'epoca del fly-by da parte della Voyager 2 presentava numerosi vulcani ghiacciati e plumes nell'atto di eruttare azoto liquido, polveri o composti del metano nell'atmosfera, formando dei pennacchi alti fino ad 8 km.
La superficie di Tritone è relativamente piatta, la sua topografia varia al massimo di un chilometro. Recenti analisi sulla densità e distribuzione dei crateri suggeriscono che, in termini geologici, la superficie di Tritone è estremamente giovane, con le diverse regioni che hanno un'età compresa tra 50 e solo circa 6 milioni di anni.

( Mappa esogeologica - ct  Terreno a cantalupo - sv  Materiale piatto liscio - sh  Altopiani lisci - th  Pianure ondulate - rh  Creste lineari - bs  Zona polare con macchie brillanti - bst  Zona polare con striature brillanti - br  Terreno polare accidentato ).

La superficie è solcata da valli e canyon particolarmente estesi, che si intrecciano in maniera disordinata, probabilmente come risultato di un processo ciclico di scioglimento e ricongelamento e dell'attività dei criovulcani. Oltre all'azoto solido, la superficie di Tritone presenta tracce di metano, ghiaccio di monossido di carbonio, ghiaccio d'acqua e ghiaccio secco; l'albedo è quindi particolarmente elevata, e varia localmente fra 0,60 e 0,95.
Recentemente si è ipotizzato che in superficie ci sia un mix di ghiaccio di azoto (N2) e monossido di carbonio (CO), la gelida coppia è stata individuata in laboratorio tramite una lunghezza d’onda della luce infrarossa molto specifica e assorbita quando le molecole di monossido di carbonio e di azoto si uniscono vibrando all’unisono. Normalmente, il monossido di carbonio e gli ioni di azoto assorbono ben determinate lunghezze d’onda della luce infrarossa, ma la vibrazione di una miscela di ghiaccio può essere “vista” a una lunghezza d’onda diversa. La conferma è poi arrivata con i dati raccolti dal telescopio da 8 metri Gemini South in Cile: i ricercatori hanno rilevato la stessa “firma” chimica su Tritone.
Questo mix di molecole potrebbe essere coinvolto nell’attività dei geyser osservati per la prima volta alla fine degli anni Ottanta dalla sonda Voyager 2. Alcuni ritengono che i geyser potrebbero attivarsi in base ai cambiamenti stagionali, cioè quando il Sole estivo “riscalda” il sottile strato di ghiaccio sulla superficie di Tritone, coinvolgendo il mix di monossido di carbonio e azoto rilevato da Gemini.

Interno:

Tritone risulta, sorprendentemente, geologicamente attivo.
La superficie di Tritone indica che è stata soggetta a continui rimodellamenti nel corso del tempo e di conseguenza si pensa che la sua struttura interna sia differenziata, con un mantello sotto la crosta e un nucleo di roccia (e forse metalli) al suo interno che potrebbe contenere almeno i due terzi della massa complessiva del satellite. Esiste sufficiente roccia all'interno di Tritone per un decadimento radioattivo nel mantello, dove il calore generato potrebbe essere sufficiente a mantenere un oceano di acqua liquida come quello ipotizzato esistere sotto la superficie di Europa. Se presente, l'acqua liquida suggerirebbe la possibilità della presenza della vita su Tritone.
Si ritiene che l'attività geologica di Tritone sia innescata dal riscaldamento stagionale ricevuto dal Sole, a differenza, ad esempio, di quella di Io, che ha origine dalle forze di marea provocate dall'interazione gravitazionale con Giove. Tutti i geyser osservati infatti erano situati tra 50° e 57° S di latitudine, la parte della superficie del Tritone vicino al punto sub-solare. Ciò indica che il riscaldamento solare, anche se molto debole vista la grande distanza di Tritone dal Sole, gioca un ruolo fondamentale per le eruzioni dei criovulcani.
Si pensa che la superficie di Tritone sia costituita da uno strato trasparente di azoto congelato sovrastante un substrato scuro, che crea una sorta di "effetto serra solido". La radiazione solare passa attraverso il ghiaccio superficiale, lentamente, riscaldando e vaporizzando l'azoto del sottosuolo fino a quando la pressione del gas aumenta al punto da farlo eruttare in superficie attraversando la crosta.

Atmosfera:
Tritone possiede una tenue atmosfera ricca di azoto, in cui sono presenti anche piccole quantità di metano e monossido di carbonio in prossimità della superficie.
Come l'atmosfera di Plutone, si pensa che l'atmosfera di Tritone sia il risultato dell'evaporazione dell'azoto della superficie. La temperatura superficiale è di almeno 35,6 K (-237,6 °C), più freddo comunque rispetto alla temperatura media di Plutone, che è di 44 K (-229 °C). La sua pressione atmosferica superficiale risulta di 15×10⁻⁶ atmosfere, cioè circa 1/70.000 di quella terrestre.
Una foschia avvolge la maggior parte della troposfera del Tritone, e si crede sia composta in gran parte da idrocarburi e nitrili creati dall'azione della luce solare sul metano. L'atmosfera di Tritone possiede anche nubi di azoto condensato che si trovano tra 1 e 3 km dalla superficie. (vedi sotto).

( Nella foto sul bordo del satellite si può notare una foschia a testimonianza della sua tenue atmosfera alimentata dai geyser di azoto liquido che continuamente eruttano in superficie ).

Stagioni:
Inoltre combinando l'inclinazione del suo asse di rotazione con quello di Nettuno (circa 30^o) risulta che l'asse di rotazione di Tritone punta in certi periodi, quasi direttamente verso il Sole, da ciò segue che i poli di Tritone, seguendo Nettuno nell'orbita attorno al Sole, si espongono alternativamente alla luce solare diretta, dando probabilmente luogo a drastici cambiamenti stagionali.
Non lasciamoci ingannare dal termine “stagione”, però. Nettuno completa un’orbita attorno al Sole ogni 165 anni terrestri. Quindi su Tritone una stagione dura all’incirca 40 anni. L’estate è arrivata nel 2000 e per altri 20 anni i ricercatori avranno modo di studiare questo fenomeno.

Tritone è stato sorvolato da un'unica sonda spaziale, la Voyager 2, nel 1989, ed i dati e le immagini inviate a terra hanno permesso di stimarne con precisione i parametri fisici e orbitali, di individuarne le principali formazioni geologiche e di studiarne la tenue atmosfera con una pressione di 0,016 mBar ed una densità di 1,282 kg/m2, composta in gran parte da Azoto.

L'analisi orbitale di Tritone ha indotto a ipotizzare che entro i prossimi 100 milioni di anni tale satellite potrebbe collidere con Nettuno, oppure frantumarsi originando un nuovo anello attorno al pianeta; infatti a causa del moto retrogrado le forze mareali presenti fra Nettuno e Tritone tolgono energia al pianeta abbassando la sua orbita.

( Vari tipi di terreni osservati su Tritone: 1) terreno a Cantalupo formato da convezione a stato solido della crosta ghiacciata; 2) al centro la regione vulcanica che mostra un importante struttura con catene vulcaniche; 3) pianura formata da vulcanismo o da un residuo erosionale  della scarpata (Sipapu Planitia); 4) pianure lisce tra cui una grande macchia scura formata da erosione; 5) terreno maculare eventualmente formato dal ritiro di uno strato volatile sublimato, con striature soffiate dal vento di materiale scuro; 6) terreno irregolare vicino al polo sud di origine incerta. Ogni scena è 350x350 chilometri.)

Mappa:

( Una mappa che in linea di massima indica le maggiori formazioni superficiali ).

Ipotesi sulla cattura:

 ( Subito dopo la cattura Tritone entra con un orbita retrograda e molto ellittica che evolve fino all'attuale orbita quasi circolare, che essendo contraria alla rotazione di Nettuno, è in decadimento per via delle forze mareali, che porteranno al disgregamento di Tritone ).

( Immagine rielaborata di Tritone dalle foto del Voyager 2 ).

SCHEDA RIASSUNTIVA DI TRITONE:

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IL SISTEMA SOLARE ELENCO POST di Andreotti Roberto - INSA
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A cura di Andreotti Roberto.

REA il maggiore dei satelliti LODICEI di SATURNO, anch'esso con gli anelli. by Andreotti Roberto - INSA

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Aggiornato il 12/02/2023

REA

Le caratteristiche di Rea assomigliano a quelle di Dione, con emisferi anteriore e posteriore dissimili tra loro, suggerendo per le due le lune hanno simile composizione ed uguale storia.

Dati fisici:
Rea ha un diametro di 1527,6 km, seconda tra le lune di Saturno dopo Titano, ed una massa pari a 0,00039 Mt ed una densità di 1,236 kg/dm3, una gravità di 0,264 m/s2 ed una velocità di fuga di 0,635 km/s che non permette di mantenere la tenue atmosfera osservata intorno al satellite.
La temperatura su Rea è −174 °C con luce solare diretta e tra −200 °C e −220 °C in ombra.

Parametri orbitali:
Ha un orbita che si trova a 527.108 km da Saturno, che compie in 4,518212 giorni in rotazione sincrona, con una bassa eccentricità pari a 0,0012583.

Superficie:
In base alla densità dei crateri, la superficie di Rea può essere divisa in due differenti aree, la prima contiene crateri più grandi di 40 km di diametro mentre la seconda area, nelle regioni polari ed equatoriali, ha crateri al di sotto di 40 km in diametro.
L'emisfero anteriore (cioè l'emisfero che per effetto della rotazione sincrona precede costantemente l'altro lungo l'orbita) è pesantemente craterizzato e uniformemente brillante, mentre l'emisfero posteriore presenta una rete di strisce chiare su fondo scuro, e pochi crateri. Queste strisce potrebbero essere materia espulsa da vulcani di ghiaccio quando Rea era ancora liquida sotto la superficie.
Ciò suggerisce un qualche evento di rimodellazione superficiale accaduto durante la sua formazione.

( Credit: NASA/JPL/SSI  - La scala dell'immagine è di 2 chilometri per pixel ).

Le differenze del colore degli emisferi su Rea sono evidenti in questa vista (vedi sopra) a falsi colori dalla sonda Cassini della NASA. Questa immagine mostra il lato della luna che si affaccia sempre sul pianeta.
In questa immagine, la metà sinistra del disco visibile di Rea è quella che va in direzione del moto orbitale intorno a Saturno, mentre il lato destro si affaccia sulla direzione posteriore. Non è insolito che i grandi satelliti saturniani ghiacciati presentino un'albedo emisferica con differenze cromatiche. Queste differenze sono probabilmente legate a cambiamenti sistematici regionali nella composizione superficiale o le dimensioni e la struttura meccanica dei grani che compongono il terreno ghiacciato. Tali variazioni su larga scala possono derivare da numerosi processi, come i detriti meteoritici che colpiscono preferenzialmente un lato di Rea.
Le differenze possono derivare anche dallo  "spazzamento magnetico" , un processo che si verifica quando gli ioni intrappolati nel campo magnetico di Saturno si trascinano e si impiantano nella superficie ghiacciata di Rea. Le sfumature di falsi colori leggermente rossastre nei pressi dei poli di Rea identificano sottili cambiamenti di composizione che potrebbero essere causati da differenze nell'esposizione superficiale ai detriti meteorici che cadono nella luna o all'impianto di ioni. Queste differenze potrebbero variare in base alla latitudine. Essi suggeriscono che almeno alcune delle differenze di colore sono exogeniche, o derivate esternamente.
Questa immagine è stata catturata durante il 2 marzo 2010. Le immagini ultraviolette, verdi e infrarosse sono state combinate in un'unica immagine che isola e mappa le differenze cromatiche regionali. Questa  "mappa a colori" è stata quindi sovrapposta su un'immagine con filtro trasparente che conserva la luminosità relativa in tutto il corpo.
Questa immagine guarda verso il lato rivolto a Saturno di Rea. Il Nord è in alto. Le immagini sono state scattate con la fotocamera grandangolare della Cassini. La vista è stata acquisita ad una distanza di circa 35.000 chilometri da Rea e in un angolo di fase di 3 gradi.

Atmosfera:
Il 26 novembre 2010, la NASA ha reso noto che la sonda Cassini ha individuato attorno a Rea una tenue e debolissima atmosfera composta da ossigeno e anidride carbonica. La presenza di ossigeno allo stato gassoso è stata spiegata come conseguenza dell'influenza del campo magnetico di Saturno sulla superficie ghiacciata di Rea, il ghiaccio reagirebbe e rilascerebbe ossigeno gassoso.
Questa ''atmosfera'' a causa della bassissima velocità di fuga, verrebbe continuamente dispersa nello spazio.

( La linea indica la traiettoria del sorvolo della Cassini ).

Struttura interna:

Prima della missione Cassini-Huygens, si presumeva che Rea avesse un nucleo roccioso. Tuttavia, le misurazioni effettuate durante un flyby ravvicinato dall'Orbiter Cassini nel 2005 gettarono un dubbio. In un documento pubblicato nel 2007 è stato affermato che il coefficiente di inerzia assiale senza dimensione era 0,4. E tale valore indicava che Rea aveva un interno quasi omogeneo (con una certa compressione di ghiaccio al centro), mentre l'esistenza di un nucleo roccioso implicherebbe un momento di inerzia di circa 0,34. Ma nello stesso anno un altro documento affermava che il momento di inerzia era di circa 0,37. Implicando che Rea sia parzialmente o completamente differenziata e sarebbe coerente con le osservazioni della sonda Cassini (vedi schema). Tenendo conto della sua densità totale di 1,236 kg/dm3 , si ipotizza un nucleo roccioso del 25% ed un Mantello di ghiaccio del 75% in volume con una densità di 0,83 kg/dm3

Anello:

La sonda Cassini ha rivelato molte sorprese all’interno del sistema di Saturno, compresa l’eventuale presenza di un anello di detriti che circonda la superfice ricca di antichi crateri della luna Rea, la seconda più grande di Saturno. Fino ad oggi, nessuna prova diretta di questo anello era stata ripresa visivamente. Questa foto mostra una vista prospettica di macchie blu che formano una banda molto ristretta sulla superfice di Rhea larga soltanto 10 chilometri che si trova a cavallo dell’equatore.
Il materiale bluastro si crede che sia ghiaccio fresco depositatosi quando il materiale dell’anello di Rea ha colpito la superficie lungo l’equatore.

SCHEMA DEGLI ANELLI

( Nello schema si riportano i dati a conferma dell'anello di Rea , confrontati con quelli di Teti ).
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SCHEDA RIASSUNTIVA DI REA:

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12 NUOVE LUNE DI GIOVE, tutte le schede dei nuovi satelliti annunciati a febbraio 2023. by INSA.

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Aggiornato il 4 febbraio 2023

12 NUOVI SATELLITI DI GIOVE

Il Minor Planet Center ha annunciato la scoperta di nuovi 12 satelliti del pianeta gigante, che quindi portano il totale delle lune conosciute di Giove a ben 92 oggetti, ma si crede che in futuro se ne scopriranno ancora molte.

ELENCO SCHEDE:

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Famiglia prograda di Imalia:

S/2018 J 2

È un piccolo satellite naturale esterno di Giove scoperto da Scott S. Sheppard il 12 maggio 2018, utilizzando il telescopio Víctor M. Blanco da 4,0 metri all'Osservatorio di Cerro Tololo, in Cile. È stato annunciato dal Minor Planet Center quattro anni dopo, il 20 dicembre 2022, dopo che le osservazioni sono state raccolte in un arco di tempo sufficientemente lungo per confermare l'orbita del satellite. Il satellite è stato trovato in osservazioni di pre-scoperta già del 27 marzo 2003. Fa parte del gruppo di Himalia, un gruppo di lune irregolari prograde di Giove che seguono orbite simili. Ha un semiasse maggiore di 11.467.500 km, un'eccentricità di 0,1184102 con un'inclinazione di 29.40421° ed un periodo di 250,88 giorni.

Con un diametro stimato di 3 km ed una magnitudine assoluta (H) di +16,5, è tra i membri più piccoli conosciuti del gruppo di Himalia.

S/2011 J 3

È un piccolo satellite naturale esterno di Giove scoperto da Scott S. Sheppard il 27 settembre 2011, utilizzando il telescopio Magellan-Baade da 6,5 metri all'Osservatorio di Las Campanas, in Cile, ma è stato annunciato dal Minor Planet Center, ben 11 anni dopo, il 20 dicembre 2022. Fa parte del gruppo Himalia, con un semiasse maggiore di 11.797.170 km, un periodo di 261,77 giorni, un'eccentricità di 0,1757518 e con un'inclinazione orbitale di 28,65923° rispetto al piano dell'eclittica. 

Ha un diametro stimato di 3 km, con una magnitudine assoluta (H) di +16,3.

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Famiglia Prograda di Carpo:

S/2018 J 4 

E' un piccolo satellite naturale esterno di Giove scoperto da Scott S. Sheppard l'11 maggio 2018, utilizzando il telescopio Víctor M. Blanco di 4,0 metri all'Osservatorio di Cerro Tololo, in Cile. È stato annunciato dal Minor Planet Center il 20 gennaio 2023, dopo che le osservazioni sono state raccolte in un arco di tempo sufficientemente lungo per confermare l'orbita del satellite. Il satellite ha un diametro di circa 2 km per una magnitudine assoluta (H) di +16,7.

S/2018 J 4 è una luna irregolare di Giove su un'orbita prograda. Appartiene allo stesso gruppo della luna Carpo con inclinazione simile, che è stata a lungo considerata un oggetto anomalo fino a questa scoperta. Per un'epoca di riferimento del 25 febbraio 2023, questo satellite ha un semiasse maggiore di 16,5 milioni di km, un'eccentricità orbitale molto bassa di 0,06 e un'inclinazione molto elevata di 52° rispetto all'eclittica. Tuttavia, questi elementi orbitali sono solo temporanei e sono soggetti a cambiamenti nel tempo a causa delle perturbazioni gravitazionali del Sole e di altri pianeti. In particolare, l'elevatissima inclinazione di S/2018 J 4 lo sottopone alla risonanza Lidov–Kozai come nel caso di Carpo, dove vi è uno scambio periodico tra la sua eccentricità orbitale e la sua inclinazione mentre il suo argomento del periastro oscilla intorno ad un valore costante. La risonanza di Lidov-Kozai può alterare significativamente le orbite di queste lune: ad esempio, l'eccentricità e l'inclinazione di Carpo possono oscillare tra 0,19-0,69 e 44-59°, rispettivamente.

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Famiglia Retrograda di Carme:

S/2016 J 3

È un piccolo satellite naturale esterno di Giove scoperto da Scott S. Sheppard il 9 marzo 2016, utilizzando il telescopio Magellan-Baade da 6,5 metri all'Osservatorio di Las Campanas, in Cile. È stato annunciato dal Minor Planet Center 7 anni dopo, il 5 gennaio 2023, dopo che le osservazioni sono state raccolte in un arco di tempo sufficientemente lungo per confermare l'orbita del satellite. Fa parte del gruppo di Carme, un ammasso compatto di lune irregolari retrograde di Giove che seguono orbite molto simili, ha un semiasse maggiore di 0,1484883 UA, un'eccentricità di 0,2360219 ed un'inclinazione di 164,06576° rispetto all'eclittica.

Ha un diametro di circa 2 km, con una magnitudine assoluta (H) di +16,7.

S/2018 J 3

È un piccolo satellite naturale esterno di Giove scoperto da Scott S. Sheppard il 12 maggio 2018, utilizzando il telescopio Magellan-Baade da 6,5 metri all'Osservatorio di Las Campanas, in Cile. È stato annunciato dal Minor Planet Center il 19 gennaio 2023. Fa parte del gruppo Carme, con un semiasse maggiore di 0,1525861 UA, un'eccentricità di 0,2731285 ed un'inclinazione di 164.90043° verso l'eclittica. Ha un diametro di circa 1 km, con una magnitudine assoluta (H) di +17,3, il che la rende una delle lune più piccole conosciute di Giove.

S/2021 J 5

È un piccolo satellite naturale esterno di Giove scoperto da Scott S. Sheppard , David J. Tholen e Chad Trujillo il 5 settembre 2021, utilizzando il telescopio Subaru da 8,2 metri all'Osservatorio di Mauna Kea, Hawaii. È stato annunciato dal Minor Planet Center il 19 gennaio 2023, dopo che le osservazioni sono state raccolte in un arco di tempo sufficientemente lungo per confermare l'orbita del satellite.

Fa parte del gruppo Carme, un gruppo di lune irregolari retrograde di Giove che seguono orbite simili, con un semiasse maggiore di 0,1526210 UA, un'eccentricità di 0,2001547 ed un'inclinazione di 163,17500°.

Ha un diametro di circa 2 km, con una magnitudine assoluta (H) di +16,8.

S/2021 J 4

È un piccolo satellite naturale esterno di Giove scoperto da Scott S. Sheppard il 14 agosto 2021, utilizzando il telescopio Magellan-Baade da 6,5 metri all'Osservatorio di Las Campanas, in Cile. È stato annunciato dal Minor Planet Center il 19 gennaio 2023. Ha un semiasse maggiore di 0,1533891 UA, un'eccentricità di 0,1585459 ed un'inclinazione orbitale di 164,54657° verso l'eclittica. Ha un diametro di circa 1 km, con una magnitudine assoluta (H) di +17,4, il che la rende una delle lune più piccole conosciute di Giove.

S/2021 J 6

È un piccolo satellite naturale esterno di Giove scoperto da Scott S. Sheppard, David J. Tholen e Chad Trujillo il 5 settembre 2021, utilizzando il telescopio Subaru di 8,2 metri all'Osservatorio di Mauna Kea, Hawaii. 

È stato annunciato dal Minor Planet Center il 20 gennaio 2023, dopo che le osservazioni sono state raccolte in un arco di tempo sufficientemente lungo per confermare l'orbita del satellite. Il satellite è stato trovato in osservazioni di pre-scoperta del 2 ottobre 2010. Fa parte del gruppo Carme, un gruppo ristretto di lune irregolari retrograde di Giove che seguono orbite molto simili, con un semiasse maggiore di 0,1566013 UA, un'eccentricità di 0,3625334 ed un'inclinazione di 166,49991° sull'eclittica. 

Ha un diametro di circa 1 km, con una magnitudine assoluta (H) di +17,3.

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Famiglia Retrograda di Ananke:

S/2021 J 1 

È un piccolo satellite naturale esterno di Giove scoperto da Scott S. Sheppard il 12 agosto 2021, utilizzando il telescopio Magellan-Baade da 6,5 metri all'Osservatorio di Las Campanas, in Cile. È stato annunciato dal Minor Planet Center il 5 gennaio 2023, dopo che le osservazioni sono state raccolte in un arco di tempo sufficientemente lungo per confermare l'orbita del satellite. Fa parte del gruppo di Ananke, con un semiasse maggiore di 0,1381519 UA, un'eccentricità di 0,2460574 ed un'inclinazione di 149,75284° rispetto all'eclittica. Ha un diametro di circa 1 km, per una magnitudine assoluta (H) di +17,3, il che la rende una delle lune più piccole conosciute di Giove.

S/2021 J 2 

È un piccolo satellite naturale esterno di Giove scoperto da Scott S. Sheppard il 12 agosto 2021, utilizzando il telescopio Magellan-Baade da 6,5 metri all'Osservatorio di Las Campanas, in Cile . È stato annunciato dal Minor Planet Center il 19 gennaio 2023, Ha un semiasse maggiore di 0,1413164 UA, un'eccentricità di 0,3413342 ed un'inclinazione di 150,11397° rispetto all'eclittica. Ha un diametro di circa 1 km.

S/2021 J 3 

È un piccolo satellite naturale esterno di Giove scoperto da Scott S. Sheppard il 12 agosto 2021, utilizzando il telescopio Magellan-Baade di 6,5 metri all'Osservatorio di Las Campanas, in Cile . È stato annunciato dal Minor Planet Center il 19 gennaio 2023, dopo che le osservazioni sono state raccolte in un arco di tempo sufficientemente lungo per confermare l'orbita del satellite. Fa parte del gruppo di Ananke, un gruppo di lune irregolari retrograde di Giove che seguono orbite simili, con un semiasse maggiore di 0,1436897 UA, un'eccentricità di 0,3556841 e un'inclinazione di 150.10358° verso l'eclittica. 

Ha un diametro di circa 2 km con una magnitudine assoluta (H) di +17,2.

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Famiglia Retrograda di Pasife:

S/2016 J 4

È un piccolo satellite naturale esterno di Giove scoperto da Scott S. Sheppard il 9 marzo 2016, utilizzando il telescopio Magellan-Baade da 6,5 metri all'Osservatorio di Las Campanas, in Cile. È stato annunciato dal Minor Planet Center il 24 gennaio 2023, dopo che le osservazioni sono state raccolte in un arco di tempo sufficientemente lungo per confermare l'orbita del satellite. Fa parte del gruppo di Pasifae, un gruppo disperso di lontane lune irregolari retrograde di Giove che seguono orbite simili. Ha un semiasse maggiore di 0,1581850 UA (23.664.140 km) con un periodo di circa 2,04 anni (743,69 giorni), un'eccentricità di 0,1986458 ed un'inclinazione orbitale di 146,25507° rispetto all'eclittica. 

Ha un diametro di circa 1 km, con una magnitudine assoluta (H) di +17,3.

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A cura di Andreotti & Donati.

(10199) CHARIKLO un centauro con gli anelli. by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 27/01/2023

(10199) CHARIKLO

Scoperta e nome:
Si tratta di un asteroide centauro, ed ha preso il nome da una ninfa della mitologia Greca.
Scoperto nel 1997 da James V. Scotti dello Spacewatch.

(foto HUBBLE).

Parametri orbitali:
Presenta un'orbita caratterizzata da un semiasse maggiore pari a 15,8536488 UA e da un'eccentricità di 0,1748245, inclinata di 23,37641° rispetto all'eclittica.
L'orbita di Chariklo è più stabile di quelle di Nesso , Chirone e Pholus . Chariklo si trova entro 0,09  UA dalla risonanza 4:3 con Urano e si stima che abbia un'emivita orbitale relativamente lunga di circa 10,3 Miliardi di anni . Le simulazioni orbitali, suggeriscono che Chariklo non inizierà a rientrare regolarmente entro 3 UA (450 Gm) da Urano per circa trentamila anni.

Parametri orbitali
INSA
Semiasse maggiore	15,8536488 UA
Inclinazione sull'eclittica	23,37641°
Eccentricità	0,1748245
Longitudine del nodo ascendente	300,49397°
Argomento del perielio	242,65224°
Anomalia media	18,20159°
Par. Tisserand (TJ)	3,479 (calcolato)

Dati fisici:
Ha dimensioni di 296 × 264 × 204 km ed un periodo di rotazione di 7,004h.
Una delle eccezionalità di questo asteroide è di avere un sistema di anelli, possiede 2 anelli rispettivamente a 391km dal centro e con uno spessore di 7km, ed un secondo a 405km con uno spessore di 3km.

Caratteristiche fisiche
Dimensioni	296 x 264 x 204 km
Periodo di rotazione	7,004 ± 0,036 h
Albedo geometrico	0,045 ± 0,010 0,035 ± 0,010  0,042 ± 0,005  0,057 (assunto)
Tipo spettrale	SMASS = D   · D   BR (G-mode)  B − V = 0.84  V − R =0,50 ± 0,03  B − R = 1,34  V − I =1,02 ± 0,02  R − J = 0,99  V − J =1,49 ± 0,07  J − H = 0,49  V − H =1,98 ± 0,08
Magnitudine apparente	+18,3
Magnitudine assoluta  (H)	6,569 ± 0,015 (R)   · 6,6  · 6,65   · 6,75  · 6,76 · 7,07 ± 0,04  7,08 ± 0,04  · 7,03 ± 0,10  · 7,40 ± 0,25

Curva di luce:

Spettro:

Intanto, la straordinaria qualità dello spettrometro del telescopio spaziale James Webb nel 2022 (grafico sotto), tramite l’analisi della luce solare riflessa da Chariklo, ha rivelato la chiara firma del ghiaccio già ipotizzata con i dati dei telescopi terrestri (grafico sopra).

Occultazioni stellari:
La Prima occultazione è riportata in un articolo, pubblicato il 26 marzo 2014, in cui si annuncia la scoperta, da parte di un team coordinato da Felipe Braga-Ribas, di un sistema di anelli di detriti, molto simile a quelli di Saturno e degli altri pianeti giganti, in orbita attorno a Chariklo.
La scoperta è avvenuta osservando l'occultazione della stella UCAC4 248-108672 avvenuta il 3 giugno 2013 con sette diversi telescopi. Questo rende Chariklo il più piccolo oggetto conosciuto del sistema solare a possedere un sistema di anelli.
Attraverso l'analisi della variazione dello spettro complessivo di Chariklo, si ritiene che tale sistema di anelli sia composto almeno parzialmente da acqua ghiacciata.
Pare inoltre che il sistema di anelli sia confinato da una luna dell'asteroide che però, al momento, non è ancora stata osservata.

( Nello schema sono riportati i risultati dell'occultazione stellare che ha permesso la scoperta degli anelli e le dimensioni di Chariklo ).

( Sopra - i risultati delle varie postazioni osservative ).

( Nel dettaglio l'occultazione dei 2 anelli scoperti intorno a Chariklo ).

La conferma arriva il 18 ottobre 2022, quando il telescopio spaziale Webb ha osservato l'occultazione della stella Gaia DR3, che passando a poca distanza da Chariklo, è stata occultata dai suoi 2 anelli.

RICOSTRUZIONE ARTISTICA DI CHARIKLO CON I SUOI ANELLI:

Chariklo è circondato da due anelli densi e sottili di polveri e altre piccole particelle. È l’oggetto finora più piccolo intorno a cui siano stati trovati degli anelli. L’origine degli anelli rimane misteriosa, ma potrebbero essere il risultato di una collisione che ha creato un disco di detriti. I capi del progetto stanno chiamando provvisoriamente gli anelli con i nomi di Oiapoque e Chuí, due fiumi alle estremità Nord e Sud del Brasile. I nuovi risultati sono stati pubblicati on-line dalla rivista Nature il 26 marzo 2014.
“Non stavamo cercando anelli e non pensavamo che piccoli corpi come Chariklo ne avessero, perciò la scoperta – e l’incredibile quantità di dettagli che abbiamo osservato nel sistema – sono stati una vera sorpresa!“, ha commentato Felipe Braga-Ribas (Observatório Nacional/MCTI, Rio de Janeiro, Brasile) che ha progettato la campagna osservativa ed è l’autore principale dell’articolo.
Chariklo è il più grande membro di una classe nota come i Centauri e la sua orbita è nella zona esterna del Sistema Solare, tra Saturno e Urano.
Era previsto che passasse di fronte alla stella UCAC4 248-108672 il 3 giugno 2013, visibile dall’America meridionale. L’evento è stato previsto a seguito di una ricerca sistematica condotta con il telescopio dell’MPG/ESO da 2,2 metri all’Osservatorio di la Silla dell’ESO . Alcuni astronomi, usando sette telescopi tra cui il telescopio danese da 1,54 metri e il telescopio TRAPPIST, sono stati in grado di osservare la stella svanire apparentemente per pochi secondi quando la sua luce veniva bloccata da Chariklo – fenomeno noto come occultazione. Gli studiosi affermano che questo è l’unico modo per definire con precisione la forma e la dimensione di un corpo distante: Chariklo si trova a più di un miliardo di chilometri dalla Terra. Anche con i telescopi più potenti questo oggetto così piccolo e distante appare come un debole punto di luce.
Ma hanno trovato molto di più di quello che si aspettavano: pochi secondi prima, e di nuovo pochi secondi dopo l’occultazione principale, si sono registrati due brevi cali di intensità nella luminosità apparente della stella. Qualcosa intorno a Chariklo stava bloccando la luce! Confrontando ciò che si vedeva da siti diversi, l’equipe ha potuto ricostruire non solo la forma e la dimensione dell’oggetto stesso, ma anche la forma, larghezza, orientamento e altre proprietà degli anelli appena scoperti. Gli anelli di Urano e gli archi intorno a Nettuno sono stati trovati in modo simile durante le occultazioni del 1977 e del 1984, rispettivamente.
L’equipe di ricercatori ha scoperto che il sistema è formato da due anelli ben confinati, larghi solo sette e tre chilometri rispettivamente, separati da un ben preciso intervallo di nove chilometri – intorno a un oggetto di soli 250 chilometri di diametro in orbita al di là di Saturno. “Per me è stato veramente sorprendente rendermi conto che siamo stati in grado non solo di rivelare un sistema di anelli, ma anche di definire che è formato da due anelli ben distinti”, ha aggiunto Uffe Gråe Jørgensen (Niels Bohr Institute, University of Copenhagen, Danimarca), un membro dell’equipe. “Cerco di immaginarmi cosa significhi stare sulla superficie di questo oggetto ghiacciato – abbastanza piccolo perché una macchina da corsa possa raggiungere la velocità di fuga e scappare nello spazio – e intanto ammirare un sistema di anelli di 20 chilometri di larghezza 1000 volte più vicino della Luna”. Anche se molte domande rimangono senza risposta, gli astronomi pensano che probabilmente questo tipo di anelli si formi a partire dai detriti rimasti dopo una collisione. Il confinamento nei due anelli sottili tradisce la probabile presenza di piccoli satelliti. “E così, oltre agli anelli, è probabile che Chariklo abbia almeno una piccola luna che attende di essere scoperta”.

Anelli di Chariklo :

Denominazione provvisoria	Distanza dal centro di Chariklo (km)	Estensione (km)
2013C1R - ''Oiapoque''	391	7
2013C2R - ''Chui''	405	3

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A cura di Andreotti Roberto.

I VULCANI DI IO. by INSA.

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Aggiornato il 25/01/2023

I VULCANI DI IO

Quando la sonda spaziale della Nasa, il Voyager 1 avvicinò Io, il più interno dei satelliti Medicei di Giove, nel marzo 1979, le immagini inviate alla Terra rivelarono che la sua superficie appariva punteggiata da una moltitudine di centri vulcanici caldi, con imponenti colate laviche e pennacchi alti fino a qualche centinaio chilometri. In seguito, l’esplorazione condotta soprattutto dalla missione Nasa Galileo chiarì che questi punti caldi sono moltissimi: alcune centinaia, molti dei quali con attività pressoché costante.

Struttura e Vulcani:
Molti vulcani producono pennacchi di zolfo e biossido di zolfo che si elevano fino a 500 km sulla sua superficie.
Questa è costellata di oltre 100 montagne che sono state sollevate dalla compressione della crosta di silicati, con alcuni di questi picchi che arrivano ad essere più alti dell'Everest.
A differenza di molti satelliti del sistema solare esterno, che sono per lo più composti di ghiaccio d'acqua, Io assomiglia ai pianeti terrestri ed è composto principalmente da rocce di silicati che circondano un nucleo di ferro o di solfuro di ferro fusi.
La maggior parte della superficie di Io è composta da ampie piane ricoperte di zolfo e anidride solforosa congelata.

Loki Patera:
Io è la cosa più vicina che abbiamo all'inferno nel nostro sistema solare, che dispone di centinaia di vulcani attivi e grandi laghi pieni di lava.
Nuove osservazioni suggeriscono che il più grande di questi laghi, Loki Patera, produce enormi onde che scorrono ripetutamente intorno alla superficie fusa.

Grazie ad un raro allineamento orbitale tra Europa e Io, un team internazionale di ricercatori ha identificato e tracciato un paio di onde laviche mentre costeggiavano Loki Patera, che è più grande del lago Ontario, e con una superficie di 21.500 km quadrati. La spiegazione più probabile per questa azione apparentemente periodica dell'onda è un modello di circolazione rovesciata, in cui la crosta di superficie fresca si addensa lentamente e affonda, tirando la crosta vicina insieme ad essa in un'onda che si diffonde sulla superficie.
Dalla fine degli anni '70, gli scienziati cominciarono a sospettare che Io, la terza luna più grande di Giove, presentasse una superficie tumultuosa e dinamica. Quando le sonde spaziali Voyager 1 e 2 visitarono il sistema gioviano, questi sospetti furono confermati, rivelando Io come l'oggetto più vulcanicamente attivo del sistema solare. Questa luna torturata è coinvolta in un tiro alla fune gravitazionale tra Giove e altri satelliti, che causano un intenso riscaldamento mareale all'interno del satellite.
Una delle cose particolari osservate è l'aumento della luminosità periodica di Loki Patera ogni 400 / 600 giorni, che i ricercatori ipotizzano sia proprio a causa delle ondate di lava che rimescolano il materiale.
Utilizzando un occultazione di Io da parte di Europa, i ricercatori usando l'infrarosso, sono stati in grado di mappare la zona di Loki Patera, questi dati sono stati suddivisi in intervalli di un ottavo secondo mentre il bordo di Europa lentamente avanzava attraverso Io. I ricercatori hanno compilato una mappa termica bidimensionale che mostra la distribuzione della temperatura lungo la Patera, e ad una risoluzione migliore di 6,25 miglia (10 km).

L'analisi dei dati ha mostrato che la temperatura superficiale di Loki Patera è aumentata costantemente da un'estremità all'altra, suggerendo che la lava si era rovesciata in due onde che spazzavano da est a ovest con una velocità di 1 km al giorno. Le osservazioni hanno anche dimostrato che il ribaltamento è stato avviato in tempi diversi sui due lati dell'isola più fredda al centro della patera, suggerendo un processo geologico complesso sotto la superficie.

( In grafico l'onda di lava nel bacino Loki Patera ).

La mappa dei vulcani:

Identificati 242 “hot spot“, di cui 23 non osservati precedentemente, sul satellite più interno di Giove. 

I dati indicano una maggiore concentrazione di punti vulcanici caldi nelle regioni polari rispetto alle latitudini intermedie. Si tratta della mappatura migliore mai ottenuta da remoto. 

I risultati dello studio, guidato da Francesca Zambon dell’Istituto nazionale di astrofisica, sono stati pubblicati su Geophysical Research Letters.

«La mappa degli hot spot presentata nel nostro lavoro», spiega Francesca Zambon, membro del gruppo Jiram, ricercatrice all’Inaf di Roma e prima autrice dell’articolo, «è la più aggiornata tra quelle basate su dati di telerilevamento spaziale. Analizzando le immagini infrarosse acquisite da Jiram, abbiamo individuato 242 punti vulcanici caldi, di cui 23 non presenti in altri cataloghi e localizzati nella maggior parte dei casi nelle regioni polari, grazie alla peculiare orbita della sonda Juno».

«Il confronto tra il nostro studio e il catalogo più recente», sottolinea la ricercatrice, «rivela che Jiram ha osservato l’82 per cento degli hot spot più potenti precedentemente individuati, e la metà degli hot spot di potenza intermedia, dimostrando quindi che questi sono ancora attivi. Tuttavia, Jiram ha rilevato solo circa la metà degli hot spot più deboli precedentemente segnalati. Le spiegazioni sono due: o la risoluzione di Jiram non è sufficiente per rilevare questi deboli punti caldi, oppure l’attività di questi centri effusivi potrebbe essersi sbiadita o interrotta».

Io mostra molti centri vulcanici, innescati principalmente dalle potenti forze mareali esercitate da Giove. Lo studio dell’attività vulcanica di questo satellite gioviano è la chiave per comprendere la natura dei suoi processi geologici e la sua evoluzione interna. La distribuzione degli hot spot e la loro variabilità spaziale e temporale sono importanti per definire le caratteristiche del riscaldamento delle maree e i meccanismi attraverso i quali il calore fuoriesce dall’interno.

«Uno dei maggiori punti aperti nella comprensione della struttura interna di Io», prosegue Alessandro Mura, leader del gruppo Jiram e ricercatore all’Inaf di Roma, «è se l’attività vulcanica osservabile in superficie sia dovuta a un oceano di magma globale presente nel mantello, oppure a camere magmatiche che si insinuano nella crosta a minori profondità. Le osservazioni di Jiram sono tuttora in corso, e le future immagini a maggiore definizione saranno fondamentali per meglio evidenziare i punti caldi deboli e per chiarire la struttura interna di Io».

«La superficie della luna gioviana Io è molto dinamica», aggiunge Giuseppe Sindoni, responsabile del progetto Jiram per l’Asi, «con vulcani ed emissioni laviche in continua evoluzione, come dimostrato da questo importante risultato ottenuto dal nostro strumento Jiram e dall’ottimo lavoro svolto dal team. L’estensione della missione Juno fino al 2025 ci permetterà di monitorare questa evoluzione e di comprendere meglio i processi fisici che guidano un corpo così complesso e dalle fattezze simili alla nostra Terra primordiale, anche in previsione di future missioni dedicate».

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A cura di Andreotti Roberto.