Saturno

Saturno

 

Classificazione

Gigante gassoso

PARAMETRI ORBITALI

(epoca di riferimento: J2000)

Semiasse maggiore

1 426 725 413 km

9,53707032 UA

Perielio

1 349 467 375 km

9,02063224 UA

Afelio

1 503 983 449 km

10,05350840 UA

Circonf. orbitale

8 958 000 000 km

59,879 UA

Periodo orbitale

29,45 anni

(10 756,1995 giorni)

Periodo sinodico

378,10 giorni

Velocità orbitale

9 137 m/s (min)

9 639 m/s (media)

10 183 m/s (max)

Inclinazione sull'eclittica

2,48446°

Inclinazione rispetto

all'equat. del Sole

5,51°

Eccentricità

0,05415060

Longitudine del nodo ascendente

113,71504°

Argom. del perielio

338,71690°

Satelliti

50

Anelli

DATI FISICI

Diametro equat.

120 536 km

Diametro polare

108 728 km

Schiacciamento

0,09796

Superficie

4,27 × 10 16

Volume

8,27 × 10 23

Saturno 158

Massa

5,6846 × 10 26 kg

Densità media

0,70 × 10 3 kg/m³

Acceleraz. di gravità

in superficie

8,96 m/s² (0,914 g)

Velocità di fuga

35 490 m/s

Periodo di rotazione

0,449375 giorni

(10 h 47 min 6 s)

Velocità di rotazione (all'equatore)

9 870 m/s

Inclinazione assiale

26,73°

A.R. polo nord

40,59° (2 h 42 min 21 s)

Declinazione

83,54°

Temperatura alla sommità delle nubi

93 K (media)

Temperatura superficiale

82 K (min)

143 K (media)

Pressione atm.

140 000 Pa

Albedo

0,47

Saturno è il sesto pianeta del Sistema solare in ordine di distanza dal → Sole ed il secondo pianeta più massiccio, dopo → Giove. Saturno, con Giove, → Urano e → Nettuno, è classificato come gigante gassoso. Il nome deriva dall'omonimo dio della mitologia romana; il suo simbolo astronomico è una rappresentazione stilizzata della falce del dio dell'agricoltura e dello scorrere del tempo (in greco, Kronos) ( ).
Saturno è composto principalmente di idrogeno, e in piccole proporzioni di elio, a cui seguono, in proporzione decrescente, gli altri elementi. Il nucleo, consistente in silicati e ghiacci, è circondato da uno spesso strato di idrogeno metallico e quindi di uno strato esterno gassoso.
Le velocità del vento nella atmosfera di Saturno possono raggiungere 1800 km/ora, significativamente più veloce di quelle su Giove.
Saturno ha un esteso e vistoso sistema di anelli, che consiste principalmente in particelle di ghiacci e polveri di silicati. Della sessantina di lune conosciute che orbitano intorno al pianeta, Titano è la più grande ed è l'unica luna del Sistema solare ad avere un'atmosfera significativa.

Cenni storici

Saturno è l'ultimo dei pianeti visibili ad occhio nudo, ed era conosciuto sin dall'antichità. Il primo astronomo ad osservarne la forma peculiare fu Galileo, che nel 1610 non riuscì a risolvere completamente la figura del pianeta circondato dai suoi anelli. Inizialmente il pianeta gli apparve accompagnato da altri due corpi sui lati, e pertanto lo definì "tricorporeo" [1] . Con le osservazioni successive - e l'uso di strumenti più sofisticati - la variazione dell'angolo visuale degli anelli gli mostrò via via aspetti diversi, che lo spinsero a chiamare "bizzarro" il pianeta. Galileo nei suoi schizzi ipotizzò varie soluzioni per la forma di Saturno, fra cui anche possibili anelli, che tuttavia erano tangenti la superficie del corpo celeste. Nei secoli successivi Saturno fu oggetto di studi approfonditi: nel 1655 l'astronomo Christiaan Huygens fu il primo ad intuire la natura anulare dei corpi visti da Galileo attorno al pianeta, e scoprì anche il satellite Titano. Giandomenico Cassini nel 1675 fu il primo a ipotizzare la natura degli anelli e vi individuò la prima suddivisione o lacuna, che ancora oggi porta il suo nome. Inoltre scoprì altre quattro lune saturniane: nel 1671,
Saturno 159
Rea nel 1672, Dione e Teti nel 1684. La natura "granulare" degli anelli fu dimostrata per via teorica nel 1859 dal fisico scozzese James Clerk Maxwell.

Osservazione dalla Terra

Il momento migliore per osservare Saturno e i suoi anelli è l'opposizione (quando l'elongazione del pianeta è di 180°, e si trova quindi nella parte di cielo opposta al → Sole).
In tutti questi casi il diametro di Saturno è troppo piccolo per poterlo percepire ad occhio nudo, e il pianeta apparirà sempre come un punto. È necessario un telescopio di modesta potenza (almeno 40 ingrandimenti, che pochi binocoli sono in grado di fornire) per poter distinguere il disco del pianeta e gli anelli.

Caratteristiche fisiche

Saturno dalla sonda Cassini.

Saturno appare visibilmente schiacciato ai poli: i suoi diametri equatoriale e polare differiscono di quasi il
10% (120 536 km contro 108 728 km). Questa forma è il risultato della sua rapida rotazione e della sua composizione chimica - con la densità per centimetro cubico più bassa del Sistema solare - facile a deformarsi. Anche gli altri pianeti, e i giganti gassosi in particolare, sono deformati in maniera analoga, ma in modo molto meno evidente. Saturno è anche l'unico
pianeta del sistema solare con una densità media

inferiore a quella dell'acqua: solo 0,69 g/cm 3 . In realtà il valore medio è una combinazione di densità molto basse, nell'atmosfera del pianeta, e densità più elevate all'interno, sicuramente maggiori di quella dell'acqua. Per questi valori si presuppone che il pianeta abbia un nucleo di rocce e metalli non particolarmente massiccio.

Parametri orbitali

Saturno orbita attorno al Sole ad una distanza media di 1,427 miliardi di chilometri, percorrendo una rivoluzione completa in 29,458 anni terrestri. La sua orbita è inclinata di 2,488° rispetto all'eclittica ed è eccentrica di un fattore
0,0560. Alla sua distanza, la luce del Sole appare 100 volte meno intensa rispetto alle misure effettuate da Terra.
Con una massa pari a 95,181 volte e un volume pari a 744 volte quello terrestre, Saturno è il secondo pianeta più
grande del sistema solare dopo Giove.
L'asse di rotazione è inclinato di 26,731 gradi, regalando al pianeta un ciclo di stagioni più o meno analogo a quello terrestre e marziano, ma assai più lungo.
Il periodo di rotazione di Saturno sul proprio asse varia a seconda della quota; gli strati superiori, nelle regioni equatoriali, impiegano 10,233 ore a compiere un giro completo, mentre nucleo e mantello ruotano in 10,675 ore.
Saturno 160

Atmosfera


L'atmosfera di Saturno mostra delle bande simili a quelle di → Giove, ma molto più deboli e più larghe vicino all'equatore. Le formazioni atmosferiche (macchie, nubi) sono così deboli da non essere mai state osservate prima dell'arrivo delle sonde Voyager. Da allora i telescopi a terra e in orbita sono migliorati al punto di poter condurre regolari osservazioni delle caratteristiche atmosferiche di Saturno. Sono state trovate tempeste di forma ovale dalla lunga vita e molto simili a quelle di Giove. Nel 1990 il Telescopio Spaziale Hubble osservò un'enorme nube bianca vicino
all'equatore del pianeta, e un'altra fu osservata nel 1994.

Immagine dalla Cassini in falsi colori della "Tempesta Dragone" di

Saturno (in alto a destra)

L'atmosfera di Saturno, molto simile a quella di Giove,
è composta principalmente di idrogeno ed elio; quella di Saturno contiene tuttavia una percentuale di idrogeno leggermente maggiore, oltre ad una quantità di fosforo ed arsenico circa 10 volte superiore. Anche nel caso di Saturno, come per Giove, è stato possibile
individuare tramite la spettroscopia agli infrarossi la presenza di concentrazioni infinitesimali di monossido di carbonio, fosfina, idruro di germanio ed arsina. Forse questi composti chimici, che normalmente non potrebbero esistere in un'atmosfera a base di idrogeno ed elio, si originano in reazioni chimiche sconosciute e sono poi spinti fino al livello atmosferico visibile del pianeta da forti moti convettivi.

Una sostanziale differenza fra le atmosfere di Giove e Saturno è la presenza di bande chiare e scure, specialmente presso l'equatore, molto evidenti nel primo ma estremamente soffuse e poco contrastate nell'altro. Il motivo è probabilmente la minore temperatura atmosferica di Saturno (130 K nell'alta atmosfera), che favorisce la formazione di nubi ad una profondità maggiore rispetto a Giove. Ciononostante l'atmosfera saturniana è percorsa da venti fortissimi, che soffiano fino a 1800 km/h presso l'equatore. Sono inoltre presenti cicloni, soprattutto alle alte latitudini, dalla durata relativamente breve e dalle dimensioni massime di circa 1200 km.

Immagine del polo nord di Saturno ripresa dalla NASA

Saturno 161

Struttura interna

L'interno di Saturno è simile a quello di → Giove, con un nucleo roccioso, uno strato di idrogeno metallico liquido sopra di esso, e uno strato di idrogeno molecolare ancora più sopra. Sono presenti tracce di ghiacci di vari elementi. L'interno di Saturno è molto caldo (12 000 kelvin nel nucleo), e l'intero pianeta emette nello spazio più energia di quella che riceve dal → Sole. La maggior parte di questa energia proviene da una lenta compressione gravitazionale chiamata meccanismo di Kelvin-Helmholtz, ma sembra che tale fenomeno non basti a spiegare l'ammontare di energia osservata. Una proposta per spiegare il calore in più è la discesa di gocce di elio molto all'interno di Saturno, che genererebbe calore per frizione contro l'idrogeno circostante.

Campo magnetico

L'interno di Saturno

Il campo magnetico di Saturno

L'esistenza di un campo magnetico di Saturno è stata accertata dalla sonda Pioneer 11 (1979) e successivamente magnetico terrestre, attualmente anche la sonda Cassini sta fornendo importanti dati. La sua origine, come per il pianeta Giove, è dovuta allo strato di idrogeno liquido all'interno del pianeta, ove si producono frequenti scariche elettriche, ed alla elevata velocità di rotazione. Il suo orientamento è quasi coincidente con l'asse di
rotazione (con uno scarto inferiore all'1%). La magnetosfera è

composta da fasce di radiazione a forma di toroide nelle quali si ritrovano elettroni e nuclei atomici ionizzati. Il tutto si estende per oltre 2 milioni di km e anche oltre nella direzione opposta a quella del Sole. L'interazione tra la magnetosfera e la ionosfera, provoca aurore polari che circondano i poli. Queste aurore sono state fotografate anche dall'HST. Altre interazioni dovute al campo magnetico sono state osservate tra i suoi satelliti: una nube composta da atomi di idrogeno che va dall'orbita di Titano fino all'orbita di Rhea e un disco di plasma, anche questo formato da idrogeno e ioni di ossigeno, che si estende dall'orbita di Tethys fino quasi all'orbita di Titano. Il plasma ruota in sincronia quasi perfetta con il campo magnetico di Saturno.

Satelliti naturali

Saturno possiede un elevato numero di satelliti naturali: 61 di cui se ne conoscono 49 tra confermati e probabili, 12 dei quali scoperti solo nel 2005 grazie al telescopio giapponese Subaru; solo 30 sono attualmente dotati di nomi propri. Non sarà mai possibile quantificare con precisione il loro numero, perché tecnicamente tutti i minuscoli corpi ghiacciati che compongono gli anelli di Saturno sono da considerarsi satelliti. Il satellite saturniano più interessante è di gran lunga Titano, l'unico satellite del sistema solare a possedere una densa atmosfera.

Il sistema di Saturno (fotomontaggio)

Saturno 162
Il gran numero di satelliti e la presenza degli anelli rende molto complessa la dinamica del sistema di Saturno. Gli anelli sono influenzati dai movimenti dei satelliti, che causano marcate divisioni o lacune, e l'interazione mareale con

Saturno porta effetti perturbanti sulle orbite dei satelliti minori.

Schema degli anelli e dei satelliti di Saturno

Anelli


Saturno possiede un magnifico sistema di anelli planetari, composti da milioni di piccoli oggetti ghiacciati, della grandezza di un chilometro o meno, orbitanti attorno al pianeta sul suo piano equatoriale, e organizzati in un anello piatto. Poiché l'asse di rotazione di Saturno è inclinato rispetto al suo piano orbitale, anche gli anelli risultano inclinati. Questa natura "granulare" degli anelli fu dimostrata per via teorica fin dal 1859 dal fisico scozzese James Clerk Maxwell.
Gli anelli iniziano ad un'altezza di circa 6600 km dalla sommità delle nubi di Saturno e si estendono fino a 120 000 km, poco meno di un terzo della distanza Terra-Luna. Il loro spessore è mediamente pari ad appena 3 km.

Gli anelli planetari di Saturno, visti dalla sonda

Cassini.

Saturno 163

La loro scoperta è dovuta a Christiaan Huygens, nel 1655; in precedenza già Galileo Galilei aveva notato delle insolite protuberanze ai lati del pianeta, ma la scarsa potenza del suo telescopio e la particolare posizione di Saturno all'epoca - con gli anelli disposti di taglio per un osservatore terrestre, e quindi periodicamente invisibili - non gli avevano permesso di distinguerne la
forma con chiarezza.

Anelli di Saturno a colori naturali

Gli anelli sono divisi in sette fasce, separate da delle divisioni che sono quasi vuote. L'organizzazione in fasce e divisioni risulta da una complessa dinamica ancora non ben compresa, ma nella quale giocano sicuramente un ruolo i cosiddetti satelliti pastori, lune di Saturno che orbitano all'interno o subito
fuori dell'anello.
L'origine degli anelli è sconosciuta. Ci sono due ipotesi principali: che siano il risultato della distruzione di un satellite di Saturno, ad opera di una collisione con una cometa o con un altro satellite, oppure che siano un "avanzo" del materiale da cui si formò Saturno che non è riuscito ad assemblarsi in un corpo unico.

Queste due teorie però, probabilmente, andranno presto riconsiderate, invero, esse si basano sul presupposto d'instabilità degli anelli, condannandoli ad una vita relativamente breve (dispersione, o caduta sul pianeta, nel giro di pochi milioni di anni); tuttavia studi recenti hanno ipotizzato che la loro massa sia maggiore di quanto creduto, facendo così spostare la datazione della loro nascita a miliardi di anni indietro.
Nell'ottobre del 2009 grazie al telescopio spaziale Spitzer, è stato scoperto il più grande anello di Saturno mai osservato prima di

Immagine artistica dell'anello più esterno di Saturno.

oggi. Questo enorme anello si trova alla periferia del sistema di Saturno, in un'orbita inclinata di 27° rispetto al piano del sistema di sette anelli principali. Il nuovo anello è composto di ghiaccio e di polvere allo stato di particelle alla temperatura di -157°C. Pur essendo molto esteso questo anello è rilevabile solo nello spettro infrarosso, perché non riflette la luce visibile. La massa dell'anello comincia a circa 6 milioni di chilometri dal pianeta e si estende su 11,9 milioni di chilometri. [2]

Esplorazione di Saturno

Una delle due sonde del programma Voyager

Saturno fu visitato per la prima volta dalla sonda statunitense Pioneer 11 nel 1979, e nei due anni seguenti dalle sonde Voyager 1 e Voyager 2. Tutte e tre le sonde eseguirono dei fly-by , ovvero si limitarono a passare accanto al pianeta e proseguire oltre. La sonda Cassini-Huygens ha come scopo principale l'esplorazione del sistema di Saturno e in particolare della sua luna Titano. Essa è arrivata il primo luglio 2004 ed è da allora in orbita attorno al pianeta. La stessa missione ha permesso di osservare, nel 2005, laghi e fiumi di metano liquido sulla superficie di Titano, e nel

2006 sbuffi di vapor d'acqua emessi dalla superficie del satellite Encelado: si tratta della prima osservazione certa di acqua non ghiacciata al di fuori della Terra.
Saturno 164

Teorie della formazione

In base a ricerche recenti, sui dati provenienti da osservazioni indirette sulla composizione dei due pianeti, sembra che in realtà Saturno e Giove siano molto diversi tra di loro, e dunque si siano formati con modalità differenti. Infatti analizzando tali dati sembra che Saturno abbia un nucleo formato da ferro, silicio, carbonio, azoto ed ossigeno, dove tali elementi si sono concentrati; mentre in Giove gli stessi elementi sono sparsi all'interno del pianeta. La missione della sonda spaziale Cassini, tutt'ora in corso, porterà dei dati di osservazione diretta di Saturno che elaborati dovrebbero fornire maggiori informazioni in merito.

Curiosità

• Saturno ha un peso specifico inferiore a quello dell'acqua, ciò significa che ci galleggerebbe senza problemi.



Urano

Urano

Scoperta

13 marzo 1781

Scopritore

William Herschel

Classificazione

Gigante gassoso

PARAMETRI ORBITALI

(epoca di riferimento: J2000)

Semiasse maggiore

2 870 972 220 km

19,19126393 UA [2]

Perielio

2 735 555 035 km

18,28605596 UA [2]



Urano 166

Afelio

3 006 389 405 km

20,09647190 UA [2]

Circonf. orbitale

18 029 000 000 km

120,515 UA [2]

Periodo orbitale

84,07 anni

Periodo sinodico

369,65 giorni [1]

Inclinazione sull'eclittica

0,76986°

Inclinazione rispetto all'equat. del Sole

6,48°

Eccentricità

0,04716771 [2]

Longitudine del nodo ascendente

74,22988°

Argom. del perielio

96,73436°

Satelliti

27

Anelli

sì (13)

DATI FISICI

Diametro equat.

51 118 km

Diametro polare

49 946 km

Schiacciamento

0,0229

Superficie

8,084 × 10 15

Volume

6,834 × 10 22

Massa

8,6832 × 10 25 kg

Densità media

1,318 × 10 3 kg/m³

Acceleraz. di gravità

in superficie

8,69 m/s² (0,886 g)

Velocità di fuga

21 290 m/s

Periodo di rotazione

0,71833 giorni

(17 h 14 min 24 s) (retrograda)

Velocità di rotazione

(all'equatore)

2 590 m/s

Inclinazione assiale

97,77°

A.R. polo nord

77,31° (5 h 9 min 15 s)

Declinazione

15,175°

Temperatura alla sommità delle nubi

55 K (media)

Temperatura superficiale

59 K (min)

68 K (media)

Urano 167

Pressione atm.

1200 hPa

(al livello delle nubi)

Albedo

0,65

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine app.

5,9 - 5,32 [1]



Urano è il settimo pianeta del sistema solare in ordine di distanza dal → Sole, il terzo per diametro e il quarto per massa. Il suo simbolo astronomico Unicode è . Porta il nome della divinità greca del cielo, Urano (Οὐρανός in greco antico), padre di Crono (Saturno) e nonno di Zeus (Giove). Sebbene sia visibile anche ad occhio nudo come gli altri cinque pianeti noti fin dall'antichità, non fu mai riconosciuto come tale a causa della sua bassa luminosità e della
sua orbita particolarmente lenta; [3] venne scoperto infatti soltanto il 13 marzo 1781 da William Herschel, diventando
così il primo pianeta ad essere stato scoperto tramite un telescopio. Una curiosità riguardo alla sua scoperta è che essa giunse del tutto inaspettata: i pianeti visibili ad occhio nudo (fino a → Saturno) erano conosciuti da millenni, e nessuno sospettava l'esistenza di altri pianeti, fino alla scoperta, più che altro per caso, di Herschel che notò come una particolare stellina sembrava spostarsi. Da quel momento in poi, nessuno fu più sicuro del reale numero di pianeti del nostro sistema solare.
La composizione chimica di Urano è simile a quella di → Nettuno ed entrambi hanno una composizione differente rispetto a quella dei giganti gassosi più grandi → Giove e Saturno; per questa ragione, gli astronomi talvolta preferiscono riferirsi a questi due pianeti trattandoli come una classe separata, i "giganti ghiacciati". L'atmosfera del pianeta, sebbene sia simile a quella di Giove e saturno per la presenza abbondante di idrogeno ed elio, contiene una proporzione elevata di "ghiacci", come l'acqua, l'ammoniaca e il metano, assieme a tracce di idrocarburi; [] è anche l'atmosfera più fredda del sistema solare, con una temperatura minima che può scendere fino a 49 K (−224 °C). Possiede una complessa struttura di nubi ben stratificata, in cui si pensa che l'acqua si trovi negli strati inferiori e il metano in quelli più in quota. [] L'interno del pianeta al contrario sarebbe composto principalmente di ghiacci e rocce. []
Una delle caratteristiche più insolite del pianeta è l'orientamento del suo asse di rotazione. Tutti gli altri pianeti hanno il proprio asse quasi perpendicolare al piano dell'orbita, mentre quello di Urano è quasi parallelo. Ruota quindi mantenendo uno dei suoi poli verso il → Sole per metà del periodo di rivoluzione con conseguente estremizzazione delle fasi stagionali. [] Inoltre, poiché l'asse è inclinato di poco più di 90°, la rotazione è tecnicamente retrograda : Urano ruota nel verso opposto rispetto a quello di tutti gli altri pianeti del sistema solare (eccetto Venere), anche se vista l'eccezionalità dell'inclinazione la rotazione retrograda è solo una nota minore. Il periodo della sua rivoluzione attorno al → sole è di 84 anni circa e quindi ogni 40 anni cambia il polo esposto al sole, che ha una temperatura superiore rispetto a quella dell'equatore. La sua orbita giace in pratica sul piano dell'eclittica (inclinazione di 0,7°).
Come gli altri pianeti giganti, Urano possiede un sistema di anelli planetari, una magnetosfera e numerosi satelliti; visti da → Terra, a causa dell'inclinazione del pianeta, i suoi anelli possono talvolta apparire come un sistema concentrico che circonda il pianeta come fossero anelli di un bersaglio e le sue lune girargli attorno come fossero lancette di un orologio, sebbene nel 2007 e 2008 gli anelli apparivano di taglio. Nel 1986 la sonda Voyager 2 mostrò Urano come un pianeta senza alcun segno distintivo sulla sua superficie, come bande e tempeste, tipiche invece degli altri pianeti gassosi; [] tuttavia, le osservazioni condotte da Terra hanno mostrato delle evidenze di cambiamenti legati alle stagioni e un aumento dell'attività climatica, come il pianeta si è avvicinato all'equinozio. la velocità dei venti di Urano possono raggiungere i 250 metri al secondo, pari a ben 900 km/h. []
Urano 168

Osservazione

Transito di Ariel sul disco del pianeta, nel 2007. Immagine ripresa dal Telescopio spaziale Hubble.

Il pianeta manifesta fluttuazioni nella luminosità, ben documentate, determinate sia da cambiamenti fisici dell'atmosfera del pianeta, sia da considerazioni geometriche e prospettiche. La luminosità di Urano è influenzata dalla sua distanza dal Sole, dalla distanza dalla Terra e dalla particolare vista che offre al nostro
pianeta: Urano appare leggermente più grande [4] e più
luminoso quando mostra le regioni polari alla Terra. Inoltre è stata individuata una correlazione tra l'attività solare e la luminosità del pianeta: durante i periodi di intensa attività solare, le fluttuazioni nella luminosità del pianeta sono più pronunciate. [5]

Tra il 1995 ed il 2006 la magnitudine apparente di Urano è variata fluttuando tra +5,5 e +6,0, ponendolo giusto al di sopra del limite per la visibilità ad occhio nudo, intorno +6,5. [6] All'opposizione, è visibile come una debole stella quando il cielo è scuro e può essere osservato anche in ambiente urbano usando un binocolo. [7] Dalla terra ha un
diametro compreso tra 3,4 and 3,7 arcsecondi. Con un telescopio a 100 ingrandimenti si riesce ad intravvedere la forma di un disco, fino ad arrivare a 500× dove raggiunge le dimensioni angolari della Luna. Anche usando grossi telescopi non può essere visto nessun dettaglio del suo disco. In ogni modo studi all'infrarosso della sua atmosfera mediante l'utilizzo di ottiche adattive e del Telescopio spaziale Hubble hanno riportato dati interessanti nei vari anni dopo il passaggio della sonda Voyager 2. [8]
L'osservazione dei satelliti del pianeta è difficoltosa. Oberon e Titania possono essere individuati con un telescopio da 8'', in un cielo particolarmente buio. Aperture di 12-14 '' e 16 '' dovrebbero permettere l'individuazione di Ariel ed Umbriel rispettivamente. Miranda può essere osservata solo con grandi telescopi. [5]

Storia delle osservazioni

Scoperta e scelta del nome

Urano è il primo pianeta scoperto che non fosse conosciuto nei tempi antichi; era già stato osservato in molte occasioni precedentemente, ma fu sempre scambiato, erroneamente, per una stella. La prima osservazione visiva registrata è quella del 1690 di John Flamsteed che la catalogò come stella 34 della costellazione del Toro. Flamsteed osservò Urano altre due volte, nel 1712 e nel 1715. James Bradley la osservò nel 1748, 1750 e 1753; Tobias Mayer nel 1756. Pierre Charles Le Monnier la osservò quattro volte nel 1750, due nel 1768, sei nel 1769 e un'ultima volta nel 1771. [9] Egli fu una vittima del suo stesso disordine: una delle sue osservazioni fu trovata consegnata su una carta da pacchi usata per conservare la polvere per capelli.
Vale la pena di sottolineare che questi astronomi non sospettavano l'esistenza di pianeti oltre → Saturno, semplicemente perché nessuno ci aveva mai pensato. Urano venne trovato per caso, quando Sir William Herschel notò come un'altrimenti anonima stellina sembrava spostarsi nel cielo. Anche allora, occorse del tempo prima che gli astronomi si rendessero conto di avere a che fare con un nuovo pianeta. Una curiosa conseguenza è che, da quel momento, divenne possibile ipotizzare l'esistenza di altri pianeti (se ne scoprirono successivamente altri due, oltre a numerosissimi altri corpi minori e vari pianeti ipotetici rivelatisi inesistenti), che prima non erano semplicemente mai stati cercati.
Urano 169

Sir William Herschel scoprì il pianeta il 13 marzo 1781, [10] ma non lo riconobbe come tale: rese pubblica la notizia soltanto il 26 aprile
1781 registrandolo come una "→ cometa". [11] ( Account of a Comet
di Mr. Herschel, F. R. S.; comunicato dal Dr. Watson, Jun. of Bath, F. R. S., Philosophical Transactions of the Royal Society of London, Volume 71, pp. 492-501).
Herschel in origine gli diede come nome Georgium Sidus (la stella di George) in onore del re della Gran Bretagna Giorgio III. Quando fu provato non essere una cometa, ma un pianeta, allora Herschel lo ribattezzo come Georgian Planet (il pianeta Giorgiano). In ogni caso questo nome non venne accettato all'esterno della Gran Bretagna. Jérôme Lalande propose, nel 1784, di chiamarlo Herschel e creò anche il simbolo del pianeta (un globo sormontato dalla sua iniziale:
'H'); la sua proposta fu prontamente accettata dagli astronomi francesi. Erik Prosperin, di Uppsala, propose il nome di Astrea,
Cibele e Nettuno (ora nomi detenuti da due → asteroidi e un pianeta,

William Herschel.

rispettivamente: 5 Astraea, 65 Cybele e → Nettuno). Anders Johan Lexell, di San Pietroburgo, propose come compromesso il nome Nettuno di Giorgio III e Nettuno di Gran Bretagna . Daniel Bernoulli, da Berlino, suggerì Hypercronius e Transaturnis . Georg Christoph Lichtenberg, da Gottinga, intervenne proponendo Austräa , una dea menzionata da Ovidio (ma che è tradizionalmente associata con la Vergine). Anche il nome Minerva è stato proposto [12] . Infine, Johann Elert Bode, come editore del Berliner Astronomisches Jahrbuch , optò per Urano , nome di un dio greco. Maximilian Hell usò tale nome nella prima effemeride pubblicata a Vienna. Esaminando le pubblicazioni del Monthly Notices of the Royal Astronomical Society dal 1827 si nota che il nome Urano era già il più comunemente usato dagli astronomi britannici. Il nome assegnato dallo scopritore fu usato in modo saltuario e solo da alcuni britannici. L'ultimo a recepire il nome Urano è stato il HM Nautical Almanac Office nel 1850.

Missioni spaziali


L'esplorazione di Urano è avvenuta soltanto per mezzo della sonda Voyager 2 e non sono programmate al momento uteriori missioni esplorative in loco . Per ovviare alla mancanza di informazioni dirette, le variazioni nell'atmosfera del pianeta sono studiate attraverso campagne di osservazione telescopica, in particolare utilizzando la Camera planetaria a grande campo a bordo del
Telescopio spaziale Hubble.
L'esplorazione di Urano, come anche quella di Nettuno, è resa difficoltosa dalle grandi distanze che separano il pianeta dalla Terra e dal Sole. Ogni missione deve essere dotata di un sistema di alimentazione in grado di fornire energia alla sonda senza la possibilità di conversione dell'energia solare attraverso l'uso di pannelli fotovoltaici. Attualmente, l'unica fonte praticabile di energia è un generatore termoelettrico a radioisotopi.
Lo studio di Urano, infine, non è ritenuto prioritario dalle principali agenzie spaziali, che stanno concentrando le proprie

Ultima immagine di Urano ripresa dalla Voyager 2 quando ha oltrepassato il pianeta per proseguire verso Nettuno.

Urano 170
risorse nell'esplorazione dei sistemi di Giove e di Saturno [13] e stanno valutando l'opportunità di inviare una missione verso → Nettuno [14] .

Il sorvolo della Voyager 2

La sonda Voyager 2 toccò il massimo avvicinamento al pianeta il 24 gennaio 1986, ad una distanza di circa 81 500 km. Le osservazioni durarono solo sei ore, ma hanno permesso agli astronomi di imparare su Urano molto più di quanto avessero appreso da più di 200 anni di osservazioni da Terra. [15]
Le prime analisi fatte dei dati furono tuttavia un enorme delusione: non veniva riscontrata la presenza di fasce parallele né di nubi, al contrario di come era stato osservato da Terra; l'atmosfera di un colore azzurro-verde era uniforme e priva completamente di dettagli. Fu solo grazie ad un trattamento delle immagini che apparvero sia le nubi che le altre formazioni.
La sonda scoprì nuove lune, inviò a Terra le prime immagini degli anelli e scoprì inoltre attività geologica sulle lune maggiori: depositi scuri in fondo a crateri ghiacciati indicavano la presenza di acqua sporca dovuta ad attività vulcanica.

Atmosfera

L'atmosfera è spessa 7600 km ed è composta da idrogeno (83%), elio (15%), metano (2%) e con tracce di acqua ed ammoniaca. Nel 1986 la sonda spaziale Voyager 2 rilevò nubi trasportate da correnti d'aria comprese tra i 100 e i 600 km/h. Nel 1998 il telescopio spaziale Hubble ha fotografato, a differenti altitudini, circa 20 formazioni nuvolose tra le più luminose presenti nel sistema solare esterno. Le nubi sono probabilmente formate da cristalli di metano che condensano come bolle calde di gas risalenti dalle profondità di Urano.
La parte sottostante, più dell'80% della massa del pianeta, è formata da un liquido composto principalmente da materiali "ghiacciati" di acqua, metano ed ammoniaca, mentre la parte centrale è formata da materiale più denso.
Il colore ciano del pianeta è dovuto alla presenza di metano nell'atmosfera, che assorbe la luce rossa e riflette quella blu. La temperatura della superficie delle nuvole che ricoprono Urano è di circa 55 K (-218 °C o -360 °F); Urano è talmente distante dal Sole che la differenza di temperatura tra l'estate e l'inverno è quasi nulla.

Struttura interna

Urano è composto principalmente di rocce e vari tipi di ghiaccio, con solo circa il 15% di idrogeno e una piccola frazione di elio (questo in contrasto con → Giove e → Saturno che invece sono composti principalmente da idrogeno). Urano (come → Nettuno) è in molti modi simile alla parte interna di Giove e Saturno, senza però la massiccia presenza di idrogeno metallico liquido che i due pianeti giganti posseggono grazie alle pressioni enormi che esercitano sulle loro parti interne. Urano, di massa più piccola, non può generare una pressione sufficiente. Sembra inoltre che Urano non abbia un nucleo roccioso, ma invece il materiale che lo compone sembra essere più o meno distribuito in modo uniforme.
Urano 171

Inclinazione dell'asse


La principale particolarità di Urano sta nell'inclinazione del suo asse che si trova di 98° inclinato sul piano dell'orbita, si potrebbe pertanto dire che l'asse di rotazione di Urano quasi giace sul suo piano orbitale. Di conseguenza, uno dei due poli vedrà il → Sole per metà dell'orbita, e per la successiva metà dell'orbita cadrà nella zona in ombra. Nel tratto intermedio all'inversione dei due poli rispetto al Sole, si verifica la situazione in cui il Sole sorge e tramonta intorno
all'equatore normalmente.

Urano con gli anelli e i satelliti

Quando il Voyager 2 visitò il pianeta nel 1986, il polo sud di Urano era diretto verso il Sole. Da notare che l'assegnazione di questo polo come polo sud è attualmente in discussione. Urano può essere descritto come pianeta che ha un'inclinazione dell'asse leggermente maggiore di 90° o come pianeta che ha
un'inclinazione leggermente inferiore a 90° e una
rotazione retrograda. Queste due descrizioni sono esattamente equivalenti come descrizione fisica di un pianeta, ma il risultato è che la definizione di Polo Nord e Polo Sud è una l'opposta dell'altra.
Un risultato di questo strano orientamento è che le regioni polari di Urano ricevono una grande quantità di energia dal Sole in maniera maggiore rispetto alle regioni prossime all'equatore. Tuttavia Urano è più caldo all'equatore che ai poli, anche se il meccanismo responsabile di questo non è attualmente conosciuto. È sconosciuta anche la ragione per cui l'asse di rotazione di Urano è così inclinato. Per spiegare quest'ultimo fatto è stata presentata un'ipotesi che si basa su una possibile collisione di Urano, durante le fasi di formazione, con un altro protopianeta, con risultato finale questa strana inclinazione dell'asse.
Sembra anche che l'estrema inclinazione dell'asse di rotazione di Urano causi delle variazioni estreme nelle stagioni per quanto riguarda il tempo meteorologico. Durante il viaggio del Voyager 2 le nubi di Urano erano estremamente deboli e miti, mentre osservazioni più recenti (2005) fatte tramite il telescopio spaziale Hubble hanno rilevato una presenza molto più accentuata e turbolenta di allora, quando l'inclinazione dell'asse stava portando l'equatore nella direzione perpendicolare al Sole (tale allineamento si è avuto nel 2007).

Campo magnetico

Il campo magnetico di Urano è strano in quanto non ha il suo centro nel nucleo del pianeta ed è inclinato di almeno
60° rispetto all'asse di rotazione. Probabilmente è generato dal movimento a profondità relativamente superficiali all'interno del pianeta. Nettuno ha un campo magnetico simile e quindi si pensa che questa stranezza non sia dovuta allo strana inclinazione dell'asse di Urano. La magnetosfera è attorcigliata dalla rotazione del pianeta in una spirale retrostante il pianeta stesso. La sorgente del campo magnetico è attualmente (2007) sconosciuta; attualmente non si ritiene più vera la supposizione dell'esistenza, tra il nucleo del pianeta e l'atmosfera, di un oceano super-pressurizzato composto da acqua ed ammoniaca che avrebbe potuto generare una conduzione elettrica.
Urano 172

Anelli

Urano ripreso dal Telescopio spaziale Hubble nel visibile

Urano possiede un sistema di anelli appena percettibile, composto da materia scura e polverizzata fino a 10 km di diametro. Il sistema di anelli fu scoperto il 10 marzo 1977 da James L. Elliot, Edward W. Dunham e Douglas J. Mink grazie all'osservatorio volante Kuiper Airborne Observatory. La scoperta fu inaspettata: gli astronomi avevano predisposto l'aereo appositamente per studiare un fenomeno molto raro: l'occultazione di una stella da parte di Urano, con l'intento di poter studiare la sua atmosfera, che avrebbe filtrato i raggi della stella, prima che questa scomparisse dietro il pianeta. Il C141 trasportava un telescopio di 90 cm e un fotometro fotoelettrico molto sensibile, capace di misurare le più piccole variazioni di luminosità. Quando i ricercatori analizzarono le loro osservazioni scoprirono che la stella era scomparsa brevemente dalla vista cinque volte prima e dopo l'occultamento da parte del pianeta. Dopo ripetuti controlli, nel dubbio di un difetto nello strumento, conclusero che intorno ad Urano doveva esserci un sistema di anelli analoghi a quelli di → Saturno. Tale
sistema di anelli venne rilevato direttamente quando la sonda spaziale
Voyager 2 passò nei pressi di Urano nel 1986.
Urano possiede due sistemi di anelli. Il sistema più interno è formato da undici sottili anelli planetari, mentre quello più esterno è formato da due anelli.
Nel dicembre 2005 il telescopio spaziale Hubble ha fotografato due nuovi anelli, il più largo di questi ha un diametro due volte più grande degli anelli precedentemente conosciuti. [16] I due anelli sono così lontani dal pianeta che sono stati chiamati il "secondo sistema di anelli" di Urano. Gli scienziati che hanno effettuato lo studio ipotizzano che l'anello più esterno venga continuamente alimentato dal satellite Mab, scoperto nel 2005 e dal diametro di circa 20 km, che orbita all'interno di tale anello.

Satelliti naturali

I satelliti naturali di Urano fino ad oggi (2005) scoperti sono 27, tra questi i 5 principali sono: Ariel, Umbriel, Titania, Oberon, Miranda.



Nettuno

Nettuno

Il pianeta fotografato dalla sonda Voyager 2 tra il 16 e il 17 agosto 1989.

Scoperta

23 settembre 1846 [1]

Scopritori

Urbain Le Verrier John Couch Adams Johann Galle

Classificazione

Gigante gassoso

PARAMETRI ORBITALI

(epoca di riferimento: J2000)

Semiasse maggiore

4 498 252 900 km

30,06896348 UA



Nettuno 175

Perielio

4 459 631 496 km

29,81079527 UA [2]

Afelio

4 536 874 325 km

30,32713169 UA [2]

Circonf. orbitale

28 263 000 000 km

188,925 UA

Periodo orbitale

60 223,3528 giorni

(164,88 anni) [3]

Periodo sinodico

134 227,802 giorni

(367,49 anni) [4]

Velocità orbitale

5 385 m/s (min)

5 432 m/s (media)

5 479 m/s (max)

Inclinazione orbitale

1,76917°

Inclinazione rispetto all'equat. del Sole

6,43°

Eccentricità

0,00858587

Longitudine del nodo ascendente

131,72169°

Argom. del perielio

273,24966°

Satelliti

13

Anelli

DATI FISICI

Diametro equat.

49 528 km [5] [6]

Diametro polare

48 681 km [5] [6]

Schiacciamento

0,0171

Superficie

7,619 × 10 15 [3] [6]

Volume

6,254 × 10 22 [4] [6]

Massa

1,0243 × 10 26 kg [4]

Densità media

1,638 kg/dm³ [4]

Acceleraz. di gravità

in superficie

11,15 m/s² (1,14 g) [4] [6]

Velocità di fuga

23,5 km/s [4] [6]

Periodo di rotazione

16,11 ore

(16 h 6 min 36 s) [4]

Velocità di rotazione

(all'equatore)

2 680 m/s

Inclinazione assiale

28,32° [4]


Nettuno 176

Temperatura superficiale

50 K (min)

53 K (media)

Albedo

0,41 [4]

DATI OSSERVATIVI

Magnitudine apparente da Terra

7,70 [4] [7] (min)

7,84 [4] [7] (media)

8,00 [4] [7] (max)

Diametro

apparente da Terra

2,0" [4] [7] (medio)

2,4" [4] [7] (max)

Nettuno è l'ottavo e più lontano pianeta del Sistema solare, partendo dal → Sole. Si tratta del quarto pianeta più grande, considerando il suo diametro, e addirittura il terzo se si considera la sua massa. Nettuno ha 17 volte la massa della → Terra ed è leggermente più massiccio del suo quasi-gemello → Urano, la cui massa è uguale a 15 masse

terrestri, ma è meno denso di Nettuno. [8]

[9] [10] [11] [12] [13]

[14] Il nome del pianeta è dedicato al dio romano del mare; il suo simbolo è , una versione stilizzata del tridente di
Nettuno.
Scoperto la sera del 23 settembre 1846 da Johann Gottfried Galle con il telescopio dell'Osservatorio astronomico di Berlino, e Heinrich Louis d'Arrest, uno studente di astronomia che lo assisteva, [1] Nettuno fu il primo pianeta ad essere stato trovato tramite dei calcoli matematici più che attraverso delle regolari osservazioni: dei cambiamenti insoliti nell'orbita di Urano lasciarono credere agli astronomi che vi fosse al di là un pianeta sconosciuto che ne perturbasse l'orbita. Il pianeta fu scoperto entro appena un grado dal punto predetto. La luna Tritone fu individuata poco dopo, ma nessun altro dei 12 satelliti naturali di Nettuno fu scoperto prima del XX secolo. Il pianeta è stato visitato da una sola sonda spaziale, la Voyager 2 che transitò vicino ad esso il 25 agosto 1989.
Nettuno ha una composizione simile a quella di Urano ed entrambi hanno composizioni differenti da quelle dei più grandi pianeti gassosi → Giove e → Saturno. A causa di ciò talvolta gli astronomi collocano questi due pianeti "minori" in una categoria separata, i cosiddetti "giganti ghiacciati". L'atmosfera di Nettuno, sebbene sia simile a quella di Giove e Saturno, essendo composta principalmente da idrogeno ed elio, possiede anche delle maggiori proporzioni di "ghiacci", come acqua, ammoniaca e metano, assieme a tracce di idrocarburi e forse azoto. [15] In contrasto, l'interno del pianeta è composto essenzialmente da ghiacci e rocce come il suo simile Urano. [16] Le tracce di metano presenti negli strati più esterni dell'atmosfera contribuiscono a conferire al pianeta Nettuno il suo caratteristico colore azzurro intenso. [17]
Nettuno possiede i venti più forti di ogni altro pianeta nel Sistema Solare: sono state misurate raffiche a velocità superiori ai 2100 km/h. [18] All'epoca del sorvolo da parte della Voyager 2, nel 1989, l'emisfero sud del pianeta possedeva una Grande Macchia Scura, comparabile con la Grande Macchia Rossa di Giove; la temperatura delle nubi più alte di Nettuno era di circa -218 °C, una delle più fredde del Sistema solare, a causa della grande distanza dal Sole. La temperatura al centro del pianeta è di circa 7×10 3 °C (circa 7×10 3 K), comparabile con la temperatura superficiale del Sole e simile a quella del nucleo di molti altri pianeti conosciuti. Il pianeta possiede inoltre un debole
Nettuno 177
e frammentario sistema di anelli, scoperto negli anni sessanta ma confermato solo dalla Voyager 2. [19]

Osservazione da Terra

Immagine di Nettuno raccolta nel visibile dal

Telescopio spaziale Hubble

Nettuno è invisibile ad occhio nudo da → Terra; la sua magnitudine apparente, sempre compresa fra la 7,7 e la 8,0, necessita almeno di un
binocolo per permettere l'individuazione del pianeta. [7] [4]
Visto attraverso un grande telescopio, Nettuno appare come un piccolo disco bluastro dal diametro apparente di 2,2–2,4 secondi d'arco. [4] [7] , simile nell'aspetto ad → Urano. Il colore è dovuto alla presenza di metano nell'atmosfera nettuniana, in ragione del 2%. Si è avuto un netto miglioramento nello studio visuale del pianeta da Terra con l'avvento del Telescopio spaziale Hubble [20] e dei grandi telescopi a terra con ottiche adattive. [21] Le immagini migliori ottenibili da Terra permettono oggi di individuarne le formazioni nuvolose più pronunciate e le regioni polari, più chiare del resto dell'atmosfera. Con strumenti meno precisi è impossibile individuare qualsiasi formazione superficiale del pianeta, ed è preferibile dedicarsi alla ricerca del suo satellite principale, Tritone.
Ad osservazioni nelle frequenze radio, Nettuno appare essere la sorgente di due emissioni: una continuata e piuttosto debole, l'altra
irregolare e più energetica. Gli studiosi ritengono che entrambe sono generate dal campo magnetico rotante del pianeta. [22] Le osservazioni nell'infrarosso esaltano le formazioni nuvolose del pianeta, che brillano luminose sullo sfondo più freddo, e permettono di determinarne agevolmente le forme e le dimensioni. [23]
Fra il 2010 ed il 2011 Nettuno completerà la sua prima orbita attorno al → Sole dal 1846, quando venne scoperto da
Johann Galle, e sarà quindi osservabile in prossimità delle coordinate a cui è stato scoperto. [24]

Storia delle osservazioni

La prima osservazione certa di Nettuno fu effettuata da Galileo Galilei il 27 dicembre 1612; egli disegnò la posizione del pianeta sulle proprie carte astronomiche, scambiandolo per una stella fissa. [25] Per una coincidenza fortuita, in quel periodo il moto apparente di Nettuno era eccezionalmente lento, perché proprio quel giorno aveva iniziato a percorrere il ramo retrogrado del suo moto apparente in cielo, e non poteva essere individuato da → Terra mediante i primitivi strumenti di Galilei. [26] Qualche giorno dopo, il 4 gennaio 1613, si verificò addirittura l'occultazione di Nettuno da parte di Giove: se Galileo avesse continuato ancora per qualche giorno le sue osservazioni, avrebbe dunque osservato la prima occultazione dell'era telescopica.
La scoperta del pianeta dovette invece aspettare fino alla metà del XIX secolo.
Nettuno 178

La scoperta

Quando nel 1821 Alexis Bouvard pubblicò il primo studio dei parametri orbitali di Urano [27] divenne chiaro agli astronomi che il moto del pianeta divergeva in maniera apprezzabile dalle previsioni teoriche; il fenomeno poteva essere spiegato solo teorizzando la presenza di un altro corpo di notevoli dimensioni nelle regioni più esterne del sistema solare.

Indipendentemente fra loro, il matematico inglese John Couch Adams (nel 1843) e il francese Urbain Le Verrier (nel 1846) teorizzarono con buona approssimazione posizione e massa di questo presunto nuovo pianeta. Mentre le ricerche di Adams vennero trascurate dall'astronomo britannico George Airy, cui egli si era rivolto per sottolineare la necessità di ricercare il nuovo pianeta nella posizione trovata, [28] [29] quelle di Le Verrier vennero applicate da due astronomi dell'Osservatorio di Berlino, Johann Gottfried Galle e Heinrich d'Arrest: dopo meno di mezz'ora dall'inizio delle ricerche - aiutati dall'utilizzo di una carta stellare della regione in cui si sarebbe dovuto trovare Nettuno che avevano compilato le notti precedenti e con cui confrontarono le osservazioni - il 23 settembre 1846, i due individuarono il pianeta, a meno di un grado dalla posizione prevista da Le Verrier (ed a dodici gradi dalla posizione prevista da Adams).
Nel giugno del 1846, Le Verrier aveva pubblicato una stima della posizione del pianeta simile a quanto calcolato da Adams. Ciò aveva

Urbain Le Verrier.

spinto Airy a sollecitare il direttore dell'Osservatorio di Cambridge, James Challis, a cercare il pianeta. Challis aveva quindi setacciato il cielo tra agosto e settembre, ma invano. [30] [31] Dopo che Galle ebbe comunicato l'avvenuta scoperta, Challis realizzò di aver osservato il pianeta due volte in agosto, ma di non averlo identificato a causa della metodologia con cui aveva affrontato la ricerca. [30] [32]
Sulla scia della scoperta, si sviluppò un'accesa rivalità tra francesi ed inglesi sulla priorità della scoperta, da cui emerse infine il consenso internazionale che entrambi, Le Verrier ed Adams, ne meritassero il credito. La questione è stata riaperta nel 1998 dopo la morte dell'astronomo Olin J. Eggen, dal ritrovamento di un fascicolo, chiamato "Neptune papers", di cui Eggen era in possesso. Il fascicolo contiene documenti storici provenienti dall'Osservatorio reale di Greenwich che sembra siano stati rubati dallo stesso Eggen e nascosti per quasi tre decenni. [33] Dopo aver preso visione di tali documenti, alcuni storici suggeriscono che Adams non meriti egual credito con Le Verrier. Dal
1966 Dennis Rawlins ha messo in discussione la credibilità della rivendicazione di co-scoperta di Adams. In un articolo del 1992 sul suo giornale, Dio , ha espresso l'opinione che la rivendicazione britannica sia un "furto". [34] Nel
2003 Nicholas Kollerstrom dell'University College London ha detto: «Adams ha eseguito alcuni calcoli ma era piuttosto incerto su dove diceva che Nettuno fosse». [35] [36] [37]

La denominazione

Poco dopo la scoperta, ci si riferiva a Nettuno semplicemente come al "pianeta più esterno di Urano". Galle fu il primo a suggerire un nome e propose di nominarlo in onore del dio Giano. In Inghilterra, Challis avanzò il nome Oceano . [38]

Rivendicando il diritto a denominare il nuovo pianeta da lui scoperto, Le Verrier propose il nome Nettuno , affermando falsamente, tra l'altro, che il nome fosse stato già ufficialmente approvato dal Bureau des longitudes francese. [39] In ottobre, cercò di nominare il pianeta Le Verrier , dal proprio nome, e fu patriotticamente supportato dal direttore dell'Osservatorio di Parigi, François Arago. Sebbene questa proposta incontrò una dura opposizione al di fuori della Francia, [40] gli almanacchi francesi reintrodussero rapidamente il nome Herschel per Urano , dal nome
Nettuno 179
del suo scopritore William Herschel, e Leverrier per il nuovo pianeta. [41]
Il 29 dicembre 1846 Friedrich von Struve si espresse pubblicamente in favore del nome Nettuno presso l'Accademia delle Scienze di San Pietroburgo [42] ed in pochi anni Nettuno divenne il nome universalmente accettato. Nella mitologia romana, Nettuno è il dio del mare, identificato con il greco Poseidone. La richiesta di un nome mitologico sembrava in linea con la nomenclatura degli altri pianeti, che, eccetto la Terra ed Urano, prendono il loro nome da divinità romane. [43]

Dal 1850 ad oggi

William Lassell

Già il 10 ottobre 1846, dopo diacessette giorni dalla scoperta di Nettuno, l'astronomo inglese William Lassell scoprì il suo principale satellite
Tritone. [44]
Alla fine dell'Ottocento fu ipotizzato che presunte irregolarità osservate nel moto di Urano e Nettuno derivassero dalla presenza di un altro pianeta più esterno. [45] Dopo estese campagne di ricerca, → Plutone fu scoperto il 18 febbraio 1930 alle coordinate previste dai calcoli di William Henry Pickering e Percival Lowell per il nuovo pianeta. Tuttavia, il nuovo pianeta era troppo lontano perché potesse generare le irregolarità riscontrate nel moto di Urano, mentre quelle riscontrate nel moto di Nettuno derivavano da un errore nella stima della massa del pianeta (che fu individuato con la missione della Voyager 2) [46] e che era all'origine, tra l'altro, delle irregolarità di Urano. La scoperta di Plutone fu quindi piuttosto fortuita. [47]
Complice la sua grande distanza, le conoscenze su Nettuno rimasero frammentarie almeno fino alla metà del Novecento, quando Gerard Kuiper scoprì la sua seconda luna, Nereide. Negli anni settanta e ottanta si
accumularono indizi sulla probabile presenza di anelli, o archi di anelli. Nel 1981 Harold Reitsema scoprì il suo terzo satellite Larissa. [48]
Nell'agosto 1989 le conoscenze ricevettero una enorme spinta in avanti dal sorvolo della prima sonda automatica inviata ad esplorare i dintorni del pianeta, la Voyager II. La sonda individuò importanti dettagli dell'atmosfera del pianeta, confermò l'esistenza di ben cinque anelli ed individuò nuovi satelliti oltre a quelli già scoperti da Terra.

Missioni spaziali


L'unica sonda spaziale ad aver visitato Nettuno è stata la Voyager
2, nel 1989; con un sorvolo ravvicinato del pianeta la Voyager ha permesso di individuarne le principali formazioni atmosferiche, alcuni anelli e numerosi satelliti. Il 25 agosto 1989 la sonda ha sorvolato il polo nord di Nettuno ad una quota di 4950 km, per poi dirigersi verso Tritone, il satellite maggiore, raggiungendo una distanza minima di circa 40 000 km.
Dopo le ultime misure scientifiche, condotte durante la fase di allontanamento dal gigante gassoso, il 2 ottobre 1989 tutti gli strumenti della sonda sono stati spenti, lasciando in funzione solamente lo spettrometro ultravioletto. Voyager 2 iniziava così
una lunga marcia verso lo spazio interstellare, alla velocità di 470

La sonda Voyager 2.

milioni di chilometri all'anno; l'inclinazione della sua traiettoria rispetto all'eclittica è di circa 48°. Si ritiene che, al ritmo attuale, Voyager 2 raggiungerà il sistema di Sirio nell'anno 358 000.
Nettuno 180
Sono allo studio da parte della NASA due possibili missioni: un orbiter , il cui lancio non è previsto prima del 2040 [49] , ed una sonda che effettuerebbe un fly-by del pianeta per proseguire poi verso due o tre oggetti della fascia di Kuiper, il cui lancio potrebbe avvenire nel 2019 [50] [51] .

Parametri orbitali e rotazione


Il pianeta compie una rivoluzione attorno al → Sole in circa
164,79 anni. [3] Con una massa pari a circa 17 volte quella terrestre ed una densità media di 1,64 volte quella dell'acqua, Nettuno è il più piccolo e più denso fra i pianeti giganti del sistema solare. Il suo raggio equatoriale, ponendo lo zero altimetrico alla quota in cui la pressione atmosferica vale 1000 hPa, è di 24 764 km.

L'ultima immagine dell'intero disco di Nettuno ripresa dalla Voyager 2 prima del massimo avvicinamento.

L'orbita di Nettuno è caratterizzata da un'inclinazione di 1,77° rispetto al piano dell'eclittica e da un'eccentricità di 0,011. In conseguenza di ciò, la distanza tra Nettuno ed il Sole varia di 101 milioni di km tra perielio ed afelio, i punti dell'orbita in cui il
pianeta è rispettivamente più vicino e più lontano al Sole. [2]
Nettuno compie una rotazione completa intorno al proprio asse in circa 16,11 ore. L'asse è inclinato di 28,32° rispetto al piano orbitale, [52] valore simile all'angolo d'inclinazione dell'asse della Terra (23°) e di → Marte (25°). Di conseguenza, i tre pianeti
sperimentano cambiamenti stagionali simili. Tuttavia, il lungo periodo orbitale implica che su Nettuno ciascuna stagione ha una durata di circa quaranta anni terrestri. [53]
Poiché Nettuno non è un corpo solido, la sua atmosfera presenta una rotazione differenziale: le ampie fasce equatoriali ruotano con un periodo di circa 18 ore, inferiore al periodo di rotazione del campo magnetico del pianeta che è pari a 16,1 ore; le regioni polari invece completano una rotazione in 12 ore. Nettuno presenta la rotazione differenziale più marcata del sistema solare, [54] che origina forti venti longitudinali. [55]
Nettuno 181

Oggetti trans-nettuniani

Le nuove scoperte di moltissimi corpi celesti nel sistema solare esterno hanno portato gli astronomi a coniare un nuovo termine, oggetto trans-nettuniano, che designa qualsiasi oggetto orbitante oltre l'orbita di Nettuno (o comunque formatosi in quella regione).
Nettuno ha un impatto profondo sulla regione subito oltre la sua orbita, da 30 UA fino a 55 UA dal Sole e conosciuta come Fascia di Kuiper, un anello di piccoli mondi ghiacciati, simile alla Fascia principale degli asteroidi, ma molto più vasto. [56] Così come la gravità di Giove domina la Fascia principale, definendone la forma, così la gravità di Nettuno domina completamente la Fascia di Kuiper. Nel corso della storia del Sistema solare, la gravità di Nettuno ha destabilizzato alcune regioni della Fascia, creandovi dei vuoti. La zona compresa tra 40 e 42 UA ne è un esempio. [57]

Il diagramma mostra le risonanze orbitali nella Fascia di Kuiper causate da Nettuno: nelle regioni evidenziate orbitano gli oggetti con una risonanza 2:3 con Nettuno (i plutini), gli oggetti classici della Fascia di Kuiper (i cubewani) e gli oggetti con una risonanza 1:2 con Nettuno (i twotini).

Esistono tuttavia orbite, all'interno di queste regioni vuote, seguendo le quali alcuni oggetti han potuto sopravvivere nei miliardi di anni che hanno portato all'attuale struttura del Sistema solare. Queste orbite presentano fenomeni di risonanza con Nettuno, cioè gli oggetti che le percorrono completano un'orbita intorno al Sole in una precisa frazione del periodo orbitale di Nettuno. Se, diciamo, un corpo completa una propria orbita per ogni due orbite di Nettuno, avrà completato metà della sua orbita ogni volta che il pianeta ritorna alla sua posizione iniziale, e quindi sarà sempre dall'altra parte rispetto al Sole. La popolazione di oggetti risonanti più numerosa , con più di 200 oggetti noti,
presenta una risonanza 2:3 con il pianeta. [58] Tali oggetti, che completano un'orbita per ogni orbita e mezzo di
Nettuno, sono stati chiamati plutini dal nome del più grande fra essi, → Plutone. [59] Sebbene Plutone attraversi l'orbita di Nettuno regolarmente, la risonanza garantisce che essi non potranno mai collidere. [60] Un altro importante gruppo della Fascia di Kuiper è quello dei twotini, che sono caratterizzati da una risonanza 2:1; ci sono poi oggetti che presentano anche altri rapporti di risonanza, ma non sono molto numerosi. Altri rapporti che sono stati osservati comprendono: 3:4, 3:5, 4:7 e 2:5. [61]
È curioso osservare che a causa dell'alta eccentricità dell'orbita di → Plutone, periodicamente Nettuno viene a trovarsi più lontano dal → Sole di quest'ultimo, come è accaduto fra il 1979 ed il 1999.
Nettuno possiede inoltre un certo numero di asteroidi troiani, che occupano le regioni gravitazionalmente stabili che precedono e seguono il pianeta sulla sua orbita ed identificate come L4 e L5. Gli asteroidi troiani sono spesso descritti anche come oggetti in risonanza 1:1 con Nettuno. Sono notevolmente stabili nelle loro orbite ed è improbabile che siano stati catturati dal pianeta, ma si ritiene piuttosto che si siano formati con esso. [62]
Nettuno 182

Formazione e migrazione

Una simulazione che mostra i pianeti esterni e la Fascia di Kuiper: a)Prima della risonanza Giove/Saturno 2:1 b)Spostamento degli oggetti della Cintura di Kuiper nel sistema solare dopo lo slittamento dell'orbita di Nettuno c)Dopo l'espulsione dei corpi della Fascia di Kuiper ad opera di Giove.

La formazione dei giganti ghiacciati, Nettuno e Urano, è difficile da spiegare con precisione; i modelli correnti suggeriscono che la densità di materia delle regioni più esterne del Sistema solare fosse troppo bassa per formare dei corpi così grandi tramite il metodo tradizionalmente accettato dell'accrezione e sono state avanzate varie ipotesi per spiegare la loro evoluzione. Una è quella secondo cui i
giganti ghiacciati non si sono formati
tramite l'accrezione del nucleo, ma dalle instabilità dell'originario disco protoplanetario, ed in seguito la loro atmosfera sarebbe stata spazzata via dalle radiazioni di una stella massiccia di classe spettrale O o B molto vicina. [63] Un concetto alternativo è quello secondo cui si formarono più vicini al Sole, dove la densità di materia era più elevata, e poi migrarono verso le attuali orbite. [64]
L'ipotesi della migrazione è favorita dalla sua caratteristica di poter spiegare le attuali risonanze orbitali nella Fascia di Kuiper, in particolare la risonanza 2/5. Come Nettuno migrò verso l'esterno, si scontrò con gli oggetti della proto-fascia di Kuiper, creando nuove risonanze e mandando in caos le altre orbite; gli oggetti nel disco diffuso si crede che siano stati spinti nelle attuali posizioni da interazioni con le risonanze create dalla migrazione di Nettuno. [65] Un modello al computer elaborato nel 2004 da Alessandro Morbidelli dell'Observatoire de la Côte d'Azur a Nizza suggerì che la migrazione di Nettuno nella Fascia di Kuiper potrebbe essere stata provocata dalla formazione di una risonanza 1/2 nelle orbite di Giove e Saturno, che creò una spinta gravitazionale che mandò sia Urano che Nettuno verso orbite più alte causando così il loro spostamento. L'espulsione risultante di oggetti dalla proto-fascia di Kuiper potrebbe anche spiegare l'intenso bombardamento tardivo avvenuto circa 600 milioni di anni dopo la formazione del Sistema solare e la comparsa degli asteroidi Troiani. [66]

Massa e dimensioni


Con una massa di 1,0243x10 26 kg, [4] Nettuno è un corpo intermedio fra la → Terra ed i grandi giganti gassosi: la sua massa è diciassette volte quella della Terra, ma è appena un diciannovesimo di quella di → Giove. [14] Il raggio equatoriale del pianeta è di 24,764 km, [5] ossia circa quattro volte maggiore di quello della Terra. Nettuno e Urano sono spesso considerati come una sottoclasse di giganti, chiamata "giganti ghiacciati", a causa delle loro dimensioni inferiori e alla più alta concentrazione di sostanze volatili rispetto a Giove e Saturno. [67] Nella ricerca di pianeti extrasolari Nettuno è stato usato come termine di paragone: i pianeti scoperti con una massa simile sono detti infatti "pianeti nettuniani", [68] così come gli astronomi si riferiscono ai vari "pianeti gioviani".

Le dimensioni di Terra e Nettuno a paragone.

Nettuno 183

Struttura interna

La struttura interna di Nettuno ricorda quella di → Urano; la sua atmosfera forma circa il 5-10% della massa del pianeta, estendendosi dal 10 al 20% del suo raggio, dove raggiunge pressioni di circa 10 gigapascal. Nelle regioni più profonde sono state trovate delle concentrazioni crescenti di metano, ammoniaca e acqua. [69]

Gradualmente questa regione più calda e oscura condensa in un mantello liquido surriscaldato, dove le temperature raggiungono valori compresi fra i 2000 K ed i 5000 K; il mantello possiede una massa di 10-15 masse terrestri ed è ricco di acqua, ammoniaca, metano ed altre sostanze. [1] Come è solito nelle scienze planetarie, questa mistura è chiamata "ghiacciata", sebbene sia in realtà un fluido caldo e molto denso; questo fluido, che possiede un'elevata conducibilità elettrica, è talvolta chiamato "oceano di acqua e ammoniaca". [70] Alla profondità di

La struttura interna di Nettuno:

1. Atmosfera superiore, sommità delle nubi.

2. Atmosfera inferiore, costituita da idrogeno, elio e gas metano.

3. Mantello d'acqua, ammoniaca e metano ghiacciate.

4. Nucleo di roccia e ghiaccio.

7000 km, lo scenario potrebbero essere quello in cui il metano si decompone in cristalli di diamante e precipita verso il centro. [71]
Il nucleo planetario di Nettuno è composto da ferro, nichel e silicati; i modelli forniscono una massa di circa 1,2 masse terrestri. [72] La pressione del nucleo è di 7 megabar, milioni di volte superiore a quella della superficie terrestre, e la temperatura potrebbe essere sui 5400 K. [69] [73]

Calore interno

Le maggiori variazioni climatiche di Nettuno, comparate con quelle di Urano, si crede siano dovute in parte al suo calore interno più elevato. [74] Sebbene Nettuno sia distante dal Sole una volta e mezzo in più rispetto a Urano e riceva quindi solo il 40% della quantità di luce, [15] la superficie dei due pianeti è grosso modo uguale. [74] Le regioni più superficiali della troposfera di Nettuno raggiungono la bassa temperatura di -221,4 °C; alla profondità in cui la pressione atmosferica è pari a 1 bar, la temperatura è di -201,15 °C. [75] In profondità nello strato di gas, tuttavia, la temperatura sale costantemente; così come Urano, la sorgente di questo riscaldamento è sconosciuta, ma la discrepanza è maggiore: Urano irradia solo 1,1 volte la quantità di energia che riceve dal Sole, [76] mentre Nettuno ne irradia 2,61 volte tanto, indicando che la sua sorgente interna di calore genera il 161% in più dell'energia ricevuta dal Sole. [77] Nettuno è il pianeta del Sistema solare più lontano dal Sole, ma la sua sorgente interna di energia è sufficiente per causare i venti planetari più veloci visti in tutto il Sistema solare stesso. Sono state suggerite alcune possibili spiegazioni, fra le quali il calore radiogenico proveniente dal nucleo del pianeta, [78] la dissociazione del metano in catene di idrocarburi sotto elevate pressioni atmosferiche, [79] [78] e i moti convettivi della bassa atmosfera che causano onde di gravità che si dissolvono sopra la tropopausa. [80] [81]
Nettuno 184

Atmosfera

Ad alta quota, l'atmosfera di Nettuno è formata all'80% da idrogeno e al 19% da elio, [69] più delle tracce di metano. Notevoli bande di assorbimento del metano si trovano vicino alla lunghezza d'onda dei 600 nm, nella parte rossa ed infrarossa dello spettro. Così come Urano, quest'assorbimento della luce rossa da parte del metano atmosferico contribuisce a conferire a Nettuno il suo caratteristico colore azzurro intenso, [82] sebbene il colore azzurro differisca dal più tenue acquamarina tipico di Urano. Dato che la quantità di metano contenuta nell'atmosfera di Nettuno è simile a quella di Urano, ci dev'essere qualche altra sostanza non conosciuta che contribuisca in modo determinante a conferire questa tonalità così intensa al pianeta. [17]

L'atmosfera di Nettuno è suddivisa in due regioni principali: la bassa troposfera, dove la temperatura decresce con l'altitudine, e la stratosfera, dove la temperatura aumenta con l'altitudine; il confine fra le due, la tropopausa si trova a circa 0,1 bar. [15] La stratosfera dunque è seguita dalla termosfera alla pressione inferiore a 10 −4 –10 −5 microbar. [15] L'atmosfera sfuma gradualmente verso l'esosfera.

Una scia di nubi d'alta quota su Nettuno crea

un'ombra sulla superficie di nubi sottostante.

Composizione Atmosferica

Idrogeno (H )

2

80 ± 3,2%

Elio (He)

19 ± 3,2%

Metano (CH )

4

1,5 ± 0,5%

Deuteruro di idrogeno (HD)

~0,019%

Etano (C H )

2 6

~0,00015%

Ghiacci

Ammoniaca (NH )

3

 

Acqua (H O)

2

 

Idrosolfuro di ammonio (NH SH)

4

 

Metano (?)

 

I modelli suggeriscono che la troposfera di Nettuno sia attraversata da nubi di varia composizione a seconda dell'altitudine; il livello superiore di nubi si trova a pressioni inferiori a 1 bar, dove la temperatura è adatta alla condensazione del metano. Con pressioni fra 1 e 5 bar si crede si formino nubi di ammoniaca e acido solfidrico; oltre i 5 bar di pressione, le nubi potrebbero essere costituite da ammoniaca, solfato d'ammonio ed acqua. Le nubi più profonde di ghiaccio d'acqua potrebbero formarsi a pressioni attorno ai 50 bar, dove la temperatura raggiunge i 0 °C.
Sotto ancora, si potrebbero trovare delle nubi di ammoniaca e acido solfidrico. [22]
Nettuno 185
Sono state osservate nubi d'alta quota su Nettuno che formano delle ombre sopra l'opaco manto nuvoloso sottostante. Ci sono anche delle bande di nubi d'alta quota che circondano il pianeta a latitudini costanti; queste bande disposte a circonferenza hanno degli spessori di 50-150 km e si trovano a circa 50-110 km sopra il manto nuvoloso
sottostante. [55]
Lo spettro di Nettuno suggerisce che i suoi strati atmosferici inferiori siano nebbiosi a causa della concentrazione di prodotti della fotolisi ultravioletta del metano, come etano e acetilene; [69] [15] l'atmosfera contiene anche tracce di monossido di carbonio e acido cianidrico. [15] [83] La stratosfera del pianeta è più tiepida di quella di Urano a causa dell'elevata concentrazione di idrocarburi. [15]
Per ragioni ancora non conosciute, la termosfera planetaria possiede una temperatura insolitamente alta, pari a circa
750 K. [84] [85] Il pianeta è troppo lontano dal Sole perché il calore sia generato dalla radiazione ultravioletta; una possibilità per spiegare il meccanismo di riscaldamento è l'interazione atmosferica fra ioni nel campo magnetico del pianeta. Un'altre possibile causa è data dalle onde di gravità dall'interno che si disperdono nell'atmosfera. La termosfera contiene tracce di diossido di carbonio ed acqua, che potrebbero provenire da sorgenti esterne, come meteoriti e polveri. [22] [83]

Fenomeni meteorologici

Una differenza fra Nettuno e Urano è il livello tipico di attività meteorologica; quando la sonda spaziale Voyager 2 sorvolò Urano, nel 1986, questo pianeta era visivamente privo di attività atmosferica. In contrasto, Nettuno mostrava notevoli fenomeni climatici durante il sorvolo della sonda, avvenuto nel 1989. [86]

Il tempo meteorologico di Nettuno è caratterizzato da sistemi tempestosi estremamente dinamici, con venti che raggiungono la velocità quasi supersonica di 600 m/s. [88] Più tipicamente, tracciando il movimento delle nubi persistenti, la velocità del vento sembra variare dai 20 m/s in direzione est fino ai 235 m/s in direzione ovest. [89] Sulla cima delle nubi, i venti predominanti variano in velocità dai 400 m/s lungo l'equatore ai 250 m/s sui poli. [22] Molti dei venti di Nettuno si muovono in direzione opposta rispetto alla rotazione del pianeta. [90] Il livello generale dei venti mostra una rotazione prograda alle alte latitudini e retrograda

La Grande Macchia Scura (cima), Scooter (la nube bianca in

[87]

alle basse latitudini; la differenza della direzione dei flussi ventosi si crede sia un effetto superficiale e non dovuto ad alcun processo atmosferico più profondo. [15]

mezzo),

e la Piccola Macchia

Scura (giù).

A 70° S di longitudine, un getto ad alta velocità viaggia a 300 m s −1 . [15]
L'abbondanza di metano, etano e acetilene all'equatore di Nettuno è 10–100 volte
superiore di quella dei poli; ciò è interpretato come un'evidenza della presenza di fenomeni di risalita all'equatore e di subsidenza verso i poli. [15]
Nel 2007 fu scoperto che gli strati superiori della troposfera del polo sud di Nettuno erano di circa 10 °C più tiepidi che nel resto del pianeta, con una media di circa -200 °C. [91] Il differenziale di calore è sufficiente per consentire al gas metano, che in altri punti si gela nell'alta atmosfera del pianeta, di essere espulso verso lo spazio. Il relativo "hot spot" è dovuto all'inclinazione dell'asse di Nettuno, che ha esposto il polo sud al → Sole per l'ultimo quarto di anno nettuniano, pari a circa 40 anni terrestri; similmente a come avviene nella Terra, l'alternanza delle stagioni farà in modo che il polo esposto al Sole sarà in seguito il polo nord, causando così il riscaldamento e la successiva emissione di metano dall'atmosfera in quest'ultimo polo. [92]
A causa del cambiamento stagionale, le bande di nubi dell'emisfero sud di Nettuno sono aumentate in dimensioni e albedo; questo processo fu osservato inizialmente nel 1980 e ci si aspetta che finirà attorno al 2020. Il lungo periodo orbitale di Nettuno causa un alternarsi stagionale in quarant'anni. [53]
Nettuno 186

Tempeste


Nel 1989 fu scoperta dalla sonda Voyager 2 la Grande Macchia Scura, un sistema di tempeste anticiclonico delle dimensioni di
13000 × 6600 km, [86] La tempesta ricordò la Grande Macchia Rossa di
Giove; tuttavia, il 2 novembre 1994, il Telescopio Spaziale Hubble non riuscì ad osservare questa macchia scura sul pianeta. Al suo posto, apparve una nuova tempesta simile alla Grande Macchia Scura nell'emisfero nord. [93]
Lo "Scooter" è un'altra tempesta, una nube bianca posta più a sud della Grande Macchia Scura; il suo nome deriva dal fatto che quando fu osservata per la prima volta nel mese precedente al sorvolo della sonda Voyager 2, si muoveva più velocemente della Grande Macchia
Scura. [90] Immagini successive rivelarono delle nubi più rapide. La
Piccola Macchia Scura è invece una tempesta ciclonica meridionale, la seconda tempesta più potente osservata durante il transito del 1989; inizialmente era completamente scura, ma come la sonda si avvicinò iniziò a mostrarsi una macchia più chiara, visibile in tutte le immagini ad alta risoluzione. [94]

La Grande Macchia Scura vista dalla Voyager 2 .

Le macchie scure di Nettuno si crede siano apparse nella troposfera ad altezze inferiori rispetto alle nubi più bianche e luminose del pianeta, [95] così appaiono come dei buchi nello strato di nubi sovrastante; dal momento che sono delle strutture stabili che possono persistere per diversi mesi, si crede che siano delle strutture a vortice. [55] Spesso nei
pressi di queste strutture si trovano delle nubi di metano più brillanti e persistenti, che si formano presumibilmente all'altezza della tropopausa. [96]
La persistenza di nubi compagne mostra che alcune macchie oscure continuano ad esistere come cicloni, sebbene non siano più visibili come punti scuri; le macchie scure potrebbero anche dissiparsi quando migrano troppo vicino all'equatore, oppure tramite degli altri meccanismi non conosciuti. [97]

Magnetosfera

Un'altra somiglianza fra Nettuno e Urano risiede nella magnetosfera, con un campo magnetico fortemente inclinato verso l'asse di rotazione di 47° e decentrato di almeno 0,55 raggi (circa 13500 km) rispetto al nucleo fisico del pianeta. Prima dell'arrivo della sonda Voyager 2 su Nettuno, era stato ipotizzato che la magnetosfera inclinata di Urano fosse il risultato della sua rotazione obliqua; tuttavia, comparando i campi magnetici dei due pianeti, gli scienziati pensano che questa orientazione estrema potrebbe essere caratteristica dei flussi presenti all'interno dei pianeti. Questo campo potrebbe essere generato da convezioni del fluido interno in un involucro sferico sottile di liquido conduttore elettrico (probabilmente composto da ammoniaca, metano e acqua) [22] che causano un'azione dinamo. [98]
Il campo magnetico alla superficie equatoriale di Nettuno è stimato sui 1,42 μT, per un momento magnetico di
2,16x10 17 Tm 3 ; il campo magnetico di Nettuno possiede una geometria complessa che include componenti non-dipolari, incluso un forte momento quadripolo che potrebbe superare in forza pure quello dipolo. D'altra parte, la Terra, Giove e Saturno hanno solo dei momenti quadripoli relativamente piccoli e i loro campi sono meno inclinati rispetto all'asse polare. Il grande momento quadripolo di Nettuno potrebbe essere il risultato del disallineamento dal centro del pianeta e dai vincoli geometrici del generatore della dinamo del campo. [99] [100]
Il bow shock di Nettuno, ossia il punto in cui la magnetosfera inizia a rallentare il vento solare, avviene alla distanza di 34,9 volte il raggio del pianeta; la magnetopausa, ossia il punto in cui la pressione della magnetosfera controbilancia il vento solare, si estende alla distanza di 23–26,5 volte il raggio di Nettuno. La coda della
Nettuno 187
magnetosfera si estende all'esterno fino ad almeno 72 volte il raggio del pianeta e probabilmente molto oltre. [99]

Anelli planetari


Nettuno ha un sistema di anelli planetari, uno dei più sottili del Sistema solare; gli anelli potrebbero consistere di particelle legate con silicati o materiali composti da carbonio, che conferisce loro un colore tendente al
rossastro. [101] In aggiunta al sottile Anello Adams, a
63000 km dal centro del pianeta, si trova l'Anello Leverrier, a 53000 km, ed il suo più vasto e più debole Anello Galle, a 42000 km. Un'estensione più lontana di quest'ultimo anello è stata chiamata Lassell; è legata al suo bordo più esterno dall'Anello Arago, a 57000 km. [102]

Gli anelli di Nettuno, visti dalla sonda Voyager 2 nel 1989.

Il primo di questi anelli planetari fu scoperto nel 1968 da un gruppo di ricerca guidato da Edward Guinan, [19] [103]
ma si era in seguito pensato che quest'anello potesse essere incompleto. [104] Evidenze che l'anello avrebbe
avuto delle interruzioni giunsero durante un'occultazione stellare nel 1984 quando gli anelli oscurarono una stella in immersione ma non in emersione. [105] Immagini della sonda Voyager 2 prese nel 1989 mostrarono invece che gli anelli di Nettuno erano molteplici; questi anelli hanno una struttura a gruppi, [106] la cui causa non è ben compresa ma che potrebbe essere dovuta all'interazione gravitazionale con le piccole lune in orbita nei pressi. [107]
L'anello più interno, Adams, contiene cinque archi maggiori chiamati Courage , Liberté , Egalité 1 , Egalité 2 , and Fraternité . [108] L'esistenza degli archi è stata difficile da spiegare poiché le leggi del moto predirrebbero che gli archi verrebbero dispersi in un anello uniforme in una scala temporale molto breve. Gli astronomi ritengono che gli archi siano rinchiusi entro le loro forme attuali a causa degli effetti gravitazionali di Galatea, una luna posta all'interno dell'anello. [109] [110]
Osservazioni condotte da Terra annunciate nel 2005 sembravano mostrare che gli anelli di Nettuno sono molto più instabili di quanto in precedenza creduto. Immagini prese con i Telescopi Keck nel 2002 e 2003 mostrano un decadimento considerevole negli anelli quando vengono comparati con le immagini prese dalla Voyager 2; in particolare, sembra che l'arco Liberté potrebbe dissolversi entro la fine del XXI secolo. [111]
Nettuno 188

Satelliti naturali

Nettuno possiede tredici satelliti naturali conosciuti, il maggiore dei quali è Tritone; gli altri satelliti principali sono Nereide, Proteo e Larissa.
Tritone è l'unico satellite di Nettuno che possiede una forma ellissoidale; fu individuato per la prima volta dall'astronomo William Lassell appena 17 giorni dopo la scoperta del pianeta madre. Orbita in direzione retrograda rispetto a Nettuno, a differenza di tutti gli altri satelliti principali del sistema solare; è in rotazione sincrona con Nettuno e la sua orbita è in decadimento costante.
Il satellite più interessante, a parte Tritone, è Nereide, la cui orbita è fra le più eccentriche dell'intero sistema solare.
Fra il luglio ed il settembre 1989 la sonda statunitense

Le falci di Nettuno e Tritone, fotografate dalla Voyager 2 durante il suo allontanamento dal sistema nettuniano.

Voyager 2 ha individuato sei nuovi satelliti, fra i quali spicca Proteo, le cui dimensioni sarebbero quasi sufficienti a conferirgli una forma sferoidale; è il secondo satellite del sistema di Nettuno, pur con una massa pari ad appena lo
0,25% di quella di Tritone.
Una nuova serie di scoperte è stata annunciata nel 2004; si tratta di satelliti minori e fortemente irregolari.



Plutone

Gli altri oggetti

Plutone

( 134340 Pluto )

Un'immagine di Plutone (sulla sinistra) e Caronte (sulla destra) ripresa dall'Hubble Space Telescope

Scoperta

18 febbraio 1930

Scopritore

Clyde Tombaugh

Classificazione

Oggetto trans-nettuniano, plutoide

Famiglia

Plutino

PARAMETRI ORBITALI

(epoca di riferimento: J2000)

Semiasse maggiore

5 906 376 272 km

39,48168677 UA

Perielio

4 436 824 613 km

29,65834067 UA

Afelio

7 375 927 931 km

49,30503287 UA

Circonf. orbitale

36 530 000 000 km

244,186 UA

Periodo orbitale

248,09 anni

Periodo sinodico

366,73 giorni

Velocità orbitale

3 676 m/s (min)

4 749 m/s [1] (media)

6 112 m/s (max)



Plutone 196

Inclinazione sull'eclittica

17,14175°

Inclinazione rispetto all'equat. del Sole

11,88°

Eccentricità

0,24880766

Longitudine del nodo ascendente

110,30347°

Argom. del perielio

113,76329°

Satelliti

3

Anelli

no

DATI FISICI

Diametro medio

2306 ± 20 km

Superficie

1,795 · 10 13

Volume

7,15 · 10 18

Massa

(1,305±0,007) · 10 22 kg

Densità media

(2,03±0,06) · 10 3 kg/m³|(2,03±0,06) · 10 3 kg/m³

Acceleraz. di gravità

in superficie

0,58 m/s² (0,059 g)

Velocità di fuga

1 200 m/s

Periodo di rotazione

-6,387230 giorni

(-6g 9h 17min 36s)

Velocità di rotazione

(all'equatore)

13,11 m/s

Inclinazione assiale

122,54°

Inclinaz. dell'asse sull'eclittica

115,60°

A.R. polo nord

133,02° (8h 52' 5")

Declinazione

-9,09°

Temperatura superficiale

33 K (min)

44 K (media)

55 K (max)

Pressione atm.

0,30 Pa (max)

Albedo

0,49-0,66

Plutone è un pianeta nano orbitante nelle regioni periferiche del sistema solare, con un'orbita eccentrica a cavallo dell'orbita di → Nettuno; fu scoperto nel 1930 da Clyde Tombaugh e inizialmente classificato come il nono pianeta .
Il nuovo corpo celeste venne battezzato in onore di Plutone, divinità romana dell'Oltretomba; le prime lettere del nome, PL, sono anche le iniziali dell'eminente astronomo Percival Lowell, che per primo ne postulò l'esistenza. Il suo simbolo astronomico è la versione stilizzata delle iniziali di Lowell ( ).
Plutone 197
Precedentemente considerato un pianeta vero e proprio, il 24 agosto 2006 Plutone è stato declassato a pianeta nano dall'Unione Astronomica Internazionale, ricevendo il nome di 134340 Pluto . In virtù dei suoi parametri orbitali, Plutone è anche considerato un classico esempio di oggetto trans-nettuniano.
Plutone è stato assunto quale elemento di riferimento della classe dei pianeti nani trans-nettuniani, denominati ufficialmente plutoidi dalla Unione Astronomica Internazionale.

Cenni storici

Si sospettava da tempo l'esistenza di un pianeta esterno rispetto a quelli già noti, a causa del fatto che → Urano e → Nettuno sembravano muoversi in modo diverso dal previsto, come se fossero stati perturbati dall'attrazione gravitazionale di un altro oggetto. Alle stesse conclusioni arrivarono William Henry Pickering e Percival Lowell all'inizio del Novecento. Perfino lo scrittore H. P. Lovecraft aveva ipotizzato, sulla base di calcoli astronomici, l'esistenza di un altro pianeta oltre Nettuno. [2] La tecnica delle perturbazioni aveva già riportato un grande successo nel 1846, quando → Nettuno era stato scoperto allo stesso modo.
Seguendo le previsioni teoriche, Plutone fu scoperto presso l'Osservatorio Lowell, in Arizona, il 18 febbraio 1930, dopo lunghe ricerche, per mezzo del confronto di lastre fotografiche impressionate pochi giorni prima, il 23 e il 29 gennaio, da Clyde Tombaugh. Dopo che l'osservatorio ebbe ottenuto fotografie di conferma, la notizia della scoperta fu telegrafata all'Harvard College Observatory il 13 marzo 1930. Il pianeta fu in seguito ritrovato in fotografie risalenti al 19 marzo 1915.

Plutone fu trovato quasi esattamente nella posizione prevista dai calcoli teorici, per cui inizialmente si credette di aver trovato il corpo perturbatore. Col passare degli anni le misurazioni rivelarono tuttavia che Plutone era di gran lunga troppo piccolo per spiegare le perturbazioni osservate, e si pensò quindi che non si potesse trattare dell'ultimo pianeta del sistema solare. Partì quindi la caccia al decimo pianeta, il cosiddetto Pianeta X .

La questione fu risolta solo nel 1989, quando l'analisi dei dati della sonda Voyager 2 rivelò che le misure della massa di Urano e Nettuno comunemente accettate in precedenza erano lievemente sbagliate. Le orbite calcolate con le nuove masse non mostravano alcuna anomalia, il che escludeva categoricamente la presenza di qualunque pianeta più esterno di Nettuno con una massa elevata.
La scoperta di Plutone fu in definitiva casuale, trovandosi il pianeta al posto giusto nel momento giusto mentre si dava la caccia a qualcos'altro.

Osservazione da terra

La magnitudine apparente di Plutone da → Terra è pari a 14,5, mentre il suo diametro angolare è soltanto in media di
0,14 secondi d'arco, caratteristiche che ne rendono difficile l'osservazione da Terra e che giustificano la sua individuazione solamente nella prima metà del XX secolo.

Parametri orbitali

Plutone 198

Plutone e Caronte rapportati a Terra e Luna


Plutone possiede un'orbita molto eccentrica e notevolmente inclinata rispetto all'eclittica, e in un breve periodo della sua rivoluzione si trova più vicino al → Sole anche di → Nettuno. Tuttavia i due oggetti orbitano in risonanza 2:3, e quindi non si verificano incontri ravvicinati tali da perturbare l'orbita di Plutone.
A partire dagli anni novanta del XX secolo sono stati scoperti diversi planetoidi della fascia di Edgeworth-Kuiper in risonanza orbitale 2:3 con Nettuno: oggi tali corpi vanno sotto la denominazione comune di plutini, e Plutone ne è considerato il prototipo.

Atmosfera

Il sistema di Plutone non è mai stato visitato da alcuna sonda spaziale di fabbricazione umana, e pertanto molte misurazioni relative alla sua natura fisica sono approssimative e non confermate. Si ritiene comunque che esso possieda una debole atmosfera, composta prevalentemente da metano gassoso, quindi da argon, azoto, monossido di carbonio, ossigeno. Probabilmente la pressione atmosferica, comunque estremamente bassa, varia sensibilmente al variare della distanza del corpo dal Sole e con il ciclo delle stagioni: è presente quando il pianeta nano si trova vicino al perielio, nel momento in cui la pressione al suolo raggiungerebbe dai 3 ai 160 microbar, mentre a distanze maggiori dal Sole congela e precipita sulla superficie.

Superficie

La superficie di Plutone, composta da ghiaccio d'acqua e di metano, non è uniforme, come dimostrano le sensibili variazioni di albedo riscontrabili da Terra nel corso della rotazione del pianeta.
Una mappa a bassa risoluzione è stata realizzata a partire da osservazioni effettuate grazie al telescopio spaziale Hubble, ma i dettagli visibili sono pochi. Sembra vi siano macchie più chiare, probabilmente composte di azoto e metano solido, che riflettono la debole luce presente, contrastando con il resto della superficie più scura, probabilmente costituita da antiche pianure laviche.
La temperatura superficiale si aggira tra i 40 e i 60 K.

Struttura interna

Mappa di Plutone basata su osservazioni del telescopio

Hubble.

La densità media di Plutone, pari a due volte quella dell'acqua, suggerisce che il suo interno sia costituito da un miscuglio di materiali rocciosi e di ghiaccio d'acqua e di metano (la presenza di quest'ultimo è stata dedotta dalle osservazioni sulla riflettività del suolo del pianeta a diverse lunghezze d'onda). L'oggetto sarebbe cioè composto in gran parte da ghiaccio e rocce silicatiche. Anche il nucleo sembra essere costituito in gran parte da silicati.

Plutone 199

Una mappa in falsi colori di Plutone, basata su osservazioni realizzate con il telescopio spaziale Hubble, raccoglie in una immagine circa due anni di lavoro. Le zone rosse, diffuse quasi ovunque, indicano metano ghiacciato; le zone scure probabilmente indicano ghiaccio d'acqua (sporco); le zone più chiare indicano la presenza di azoto ghiacciato. La macchia più luminosa al centro potrebbe essere un segno di

monossido di carbonio.

Satelliti naturali


Plutone possiede tre satelliti naturali conosciuti: il più massiccio, Caronte, fu identificato nel 1978, mentre gli altri due, di dimensioni minori, Notte ed Idra, sono stati scoperti nel maggio 2005. La loro individuazione da parte di astronomi dell'Università Johns Hopkins è stata resa possibile dall'analisi delle fotografie scattate dal telescopio spaziale Hubble fra il 15 e il 18 maggio
2005; la loro esistenza è stata confermata con
precovery dalle immagini dell'Hubble del 14 giugno
2002.
Si ritiene che entrambi i due satelliti minori abbiano masse minori dello 0,3% di Caronte (o 0,03% della massa di Plutone). Una ricerca approfondita condotta da Terra fino alla magnitudine visuale 27 e fino ad una distanza di 5 secondi d'arco ha escluso l'esistenza di altri satelliti di dimensioni maggiori di 12 km.

Diagramma del sistema plutoniano

Caronte

Caronte possiede dimensioni non molto inferiori a
Plutone; alcuni preferiscono quindi parlare di un
sistema binario, giacché i due corpi orbitano attorno ad un comune centro di gravità situato all'esterno di Plutone.
Caronte è stato scoperto nel 22 giugno 1978 da Jim Christy; sulle lastre fotografiche di allora, riprese dall'osservatorio di Flagstaff in Arizona, era visibile come una protuberanza del disco di Plutone. Tuttavia la periodicità e la posizione di tale protuberanza fecero ben presto ipotizzare la presenza di un satellite (inizialmente denominato S/1978 P1).
Caronte ruota su se stesso con un movimento sincrono in 6,39 giorni, presentando sempre la stessa faccia a Plutone, come la Luna con la Terra. Tuttavia lo stesso Plutone rivolge sempre il medesimo emisfero al proprio satellite
Plutone 200
principale. La loro rotazione presenta quindi una sincronia doppia, unica fra i corpi maggiori nel sistema solare.
Si ritiene che la sua origine risalga ad un impatto catastrofico fra Plutone ed un asteroide; parte dei frammenti del planetoide originario si sarebbero poi riaggregati in orbita attorno ad esso.

Idra e Notte


Idra è il satellite più esterno del sistema, quello più a destra in entrambe le fotografie; esso è caratterizzato da una magnitudine apparente stimata in 22,96 ± 0,15 e ruota intorno al pianeta in 38,2 ± 0,8 giorni ad una distanza media di 64 700 ± 850 km. Ruota in senso antiorario sullo stesso piano orbitale di Caronte, in risonanza orbitale rispetto a quest'ultimo. Sembra essere il maggiore dei due nuovi satelliti, e stime basate sui valori probabili di albedo danno
un diametro compreso tra 52 e 160 km.
Notte è il satellite visibile più in alto in entrambe le fotografie; la sua magnitudine apparente è pari a 23,41 ± 0,15, e ruota intorno a Plutone in 25,5 ± 0,5 giorni ad una
distanza media di 49 400 ± 600 km. Notte

Il sistema di Plutone ripreso da Hubble combinando esposizioni brevi con filtri blu (475 nm) e giallo-verde (555 nm) per Plutone e Caronte, e lunghe con filtro giallo (606 nm) per i due satelliti minori

ruota in senso antiorario sullo stesso piano orbitale di Caronte, in risonanza orbitale 4:1 rispetto a quest'ultimo. Sembra essere il minore dei satelliti del sistema.

Esplorazione di Plutone

La sonda New Horizons della NASA è stata lanciata il 19 gennaio 2006, dopo due giorni di rinvii per maltempo e problemi tecnici, alla volta di Plutone. L'incontro con il pianeta nano avverrà nel 2015.

Si tratterà di un fly-by , ossia di un sorvolo, perché la sonda non ha abbastanza carburante a bordo per rallentare e immettersi in orbita attorno all'oggetto; attualmente i piani di volo prevedono un avvicinamento massimo a circa

9.000 km di distanza dalla superficie plutoniana a una velocità relativa di circa 10 km/s, ma è prevedibile che il sorvolo avverrà più vicino al pianeta, grazie alla possibilità di correggere la rotta durante la missione.
La sonda si attiverà sin da circa 4 mesi prima dell'arrivo, momento in cui le fotografie di Plutone che potrà scattare saranno già migliori di quelle ottenibili da Terra o dal telescopio spaziale Hubble. Data l'enorme distanza dalla Terra e la bassa potenza disponibile, l'invio dei dati avverrà a velocità molto bassa, meno di un kilobit al secondo, e occuperà i mesi successivi all'incontro.

Status planetario controverso

Fin dalle prime analisi di Plutone è emerso che il pianeta era un pianeta anomalo , la sua orbita era molto diversa da quella degli altri pianeti e la sua dimensione era modesta rapportata a quella degli altri pianeti. Nel corso degli anni queste e altre considerazioni astronomiche hanno spinto alcuni astronomi a richiedere la riclassificazione del corpo celeste. Infine il 24 agosto 2006 l'Unione Astronomica Internazionale tramite votazione ha deciso di riclassificare il corpo celeste come pianeta nano. Questa decisione ha comportato lo scontento di alcune persone e di alcune istituzioni. Nel marzo 2009, il Congresso dello stato dell'Illinois ha votato una legge che ristabilisce lo status di
Plutone 201
Pianeta per Plutone. L'Illinois è la patria natale di Clyde Tombaugh e quindi la perdita dello status di Pianeta da parte di Plutone era stata vissuta in modo negativo nello stato. [3]

Nella cultura popolare

Plutone ha fatto da scenario per diverse opere narrative, principalmente di fantascienza, fin dalla sua scoperta. Alla sua popolarità ha certamente contribuito il fatto che - quand'era ancora classificato come pianeta - aveva il primato di essere il pianeta più esterno del sistema solare. Secondo un'idea popolare nella prima fantascienza, i pianeti più esterni, formandosi prima, sarebbero divenuti abitabili più presto rispetto alla Terra, dunque Plutone avrebbe potuto ospitare esseri molto evoluti. Plutone ha ricevuto una certa notorietà nuovamente nel 2006 a seguito della sua riclassificazione a pianeta nano.

Asteroide


Un asteroide (a volte chiamato pianetino o planetoide ) è un oggetto simile per composizione ad un pianeta terrestre ma più piccolo, e generalmente privo di una forma sferica; ha in genere un diametro inferiore al chilometro, anche se non mancano corpi di grandi dimensioni, giacché tecnicamente anche i corpi particolarmente massicci recentemente scoperti nel Sistema solare esterno sono da considerarsi asteroidi. Si pensa che gli asteroidi siano residui del disco protoplanetario che non sono stati incorporati nei pianeti, durante la formazione del sistema. La maggior parte degli asteroidi si trovano nella fascia principale, e alcuni hanno
degli asteroidi satelliti. Hanno spesso orbite

243 Ida e la sua luna Dactyl, il primo satellite di un asteroide ad essere stato scoperto.


caratterizzate da un'elevata eccentricità. Asteroidi molto piccoli (in genere frammenti derivanti da collisioni), con le dimensioni di un masso o anche meno (secondo l'Unione Astronomica Internazionale, corpi di massa compresa fra
10 -9 e 10 7 kg), sono conosciuti come "meteoroidi". Gli asteroidi composti per la maggior parte di ghiaccio sono
conosciuti invece come → comete. Alcuni asteroidi sono il residuo di vecchie comete, che hanno perso il loro ghiaccio nel corso di ripetuti avvicinamenti al → Sole, e sono adesso composti per lo più di roccia.

Origini e struttura

Dal fatidico anno (1° gennaio 1801) in cui l'astronomo italiano Giuseppe Piazzi scoprì quello che allora venne definito un "pianetino", assai poco luminoso, orbitante nella fascia tra → Marte e → Giove, e che in seguito sarà classificato come asteroide, gli studiosi cercano di individuare le origini dei singoli "planetini" e delle famiglie di "corpuscoli". [1]
Prendendo come riferimento gli asteroidi formati nel sistema solare, quelli vicini ai pianeti come la Terra e a Marte mostrano lo spettro dei minerali rocciosi mescolati col ferro, mentre quelli vicini a Giove tendono a essere scuri e rossastri, indice di una composizione non molto diversa da quella della nebulosa primordiale, che circa 4,5 miliardi di anni fa avrebbe prodotto i pianeti da condensare. [2]
Quindi, in base alle ipotesi più accreditate, in una prima fase i minuscoli corpi solidi si aggregarono per formare i mattoncini dei pianeti, ma nella zona oltre Marte, a causa degli effetti delle risonanze gravitazionali con la massa di
Asteroide 203
Giove, furono impedite le formazioni di corpi con diametro superiore a 1000 chilometri.
I corpuscoli che non riuscirono ad essere inglobati all'interno dei pianeti in formazione divennero asteroidi, e tra essi i più grandi raggiunsero una temperatura sufficiente per consentire una differenziazione chimica; la conseguenza fu che in alcuni di essi si formò l'acqua, in altri fenomeni vulcanici.
Grazie all'interferenza di Giove sulle orbite primarie degli asteroidi aumentarono gradualmente le loro collisioni, che portarono a numerose distruzioni e mutilazioni dalle quali sopravvissero i corpi più grandi, mentre altri corpuscoli furono proiettati fuori dal sistema solare.
Quindi alcuni asteroidi, e anche i meteoriti, rappresentano i resti di questi protopianeti, mentre altri, come le comete, sono corpi ancora più primitivi, che non sono riusciti a differenziarsi e perciò sono testimonianze di un passato molto
remoto, vicino alle origini del sistema solare. [3]
Per quanto riguarda la deconposiz<ione, gli studiosi hanno avanzato l'ipotesi che accanto alla conformazione tipica solida e rocciosa, gli asteroidi più grandi di un chilometro non siano monolitici, ma piuttosto aggregati di frammenti piccoli o addirittura pile di pietre frammentate sulla falsariga delle comete, come proposero per la prima volta Don Davis e Clark Chapman. [4]

Sistema solare

Oltre 170.000 asteroidi sono già stati numerati e catalogati, e probabilmente altre centinaia di migliaia (alcune stime superano il milione) attendono ancora di essere scoperti. L'asteroide più grande del sistema solare interno è Cerere, con un diametro di 900-1000 km; seguono Pallade e Vesta, entrambi con diametri sui 500 km; i tre sono anche gli unici asteroidi di forma approssimativamente sferica della fascia principale. Numerosi oggetti asteroidali del sistema solare esterno quali Eris, Sedna, Orco, Quaoar, Issione e Varuna, sono più grandi di Cerere.
Vedi anche Lista degli asteroidi principali per una lista degli oggetti più interessanti e degni di nota.

La fascia principale, di Kuiper, dei Centauri e dei Troiani

La maggior parte degli asteroidi orbitano tra
→ Marte e → Giove, ad una distanza compresa tra 2 e 4 UA dal Sole, in una regione conosciuta come Fascia principale. Questi oggetti non poterono riunirsi a formare un pianeta, a causa delle forti perturbazioni gravitazionali del vicino pianeta Giove; queste stesse perturbazioni sono all'origine delle cosiddette lacune di Kirkwood, zone vuote dalla fascia dove gli asteroidi non possono orbitare, in quanto si troverebbero in risonanza orbitale con Giove e ne verrebbero presto espulsi.
Un numeroso gruppo di asteroidi, oltre un

Confronto in scala fra i 10 più grandi asteroidi della Fascia principale.

migliaio, è costituito dai cosiddetti troiani. Questi asteroidi hanno orbite molto simili a quella di Giove. Sono suddivisi in due gruppi: uno precede Giove di 60 gradi nella sua orbita e l'altro lo segue ad una medesima distanza angolare. In altre parole, i troiani occupano due dei cinque punti lagrangiani del sistema Sole-Giove, l'L4 e l'L5, dove le orbite sono stabili. Gruppi simili di asteroidi, molto più piccoli e meno numerosi, sono stati scoperti anche nei punti lagrangiani L4 e L5 del sistema Sole-Marte e del sistema Sole-Nettuno.
I centauri orbitano attorno al Sole in mezzo ai pianeti giganti, quindi oltre l'orbita di Giove. Il primo scoperto di questa categoria fu Chirone, nel 1977, un asteroide di più di 100 km di diametro, anche se gli altri conosciuti sono
Asteroide 204
più piccoli. Si pensa che questi oggetti siano asteroidi o ex-comete che sono state espulse dalle loro orbite originali e le loro orbite li portano in regioni relativamente poco popolate dagli asteroidi tradizionali.
Le migliorate capacità dei moderni telescopi hanno permesso di estendere le nostre conoscenze sugli oggetti trans-nettuniani. Oggi vengono comunemente riconosciute tre grandi distribuzioni asteroidali oltre l'orbita di → Nettuno: la fascia di Edgeworth-Kuiper, il disco diffuso e la nube di Oort.
La fascia di Kuiper è la sorgente di circa la metà delle → comete che arrivano nel sistema interno. Le prime scoperte risalgono al 1992, quando David Jewitt dell'Università delle Hawaii e Jane Luu di Harvard individuarono corpi ghiacciati poco oltre l'orbita di → Nettuno. Si conosce molto poco degli asteroidi della fascia di Kuiper, che appaiono come minuscoli puntini anche nei telescopi più potenti. La loro classificazione e composizione chimica è per adesso materia di speculazioni. Alcuni di questi asteroidi si sono rivelati essere non molto più piccoli di → Plutone o della sua luna Caronte. È stata proprio la scoperta, negli ultimi anni, di oggetti di dimensioni sempre maggiori - Quaoar, con i suoi 1200 km di diametro, scoperto nel 2002; Eris, nel 2003, con un diametro stimato di
2400 km, appartenente alla regione del disco diffuso - a portare ad una stretta finale l'Unione Astronomica Internazionale, che durante l'assemblea generale del 24 agosto 2006 ha promulgato definitivamente la definizione ufficiale di pianeta. Nella stessa occasione è stata riconosciuta l'appartenenza di → Plutone ed Eris alla nuova classe dei pianeti nani.

Classificazione degli asteroidi

Classificazione spettrale

Gli asteroidi sono classificati in tipi spettrali, che corrispondono alla composizione del materiale superficiale dell'asteroide. Il numero degli asteroidi conosciuti nelle diverse classi spettrali potrebbe non corrispondere alla distribuzione effettiva, perché alcuni tipi di asteroidi sono più facili da osservare di altri, ed il loro numero viene quindi sovrastimato.
• Asteroidi di tipo C - 75% degli asteroidi conosciuti. La C sta per "carbonacei". Sono estremamente scuri (albedo
0,03), simili alle meteoriti carbonacee. Questi asteroidi hanno all'incirca la stessa composizione del Sole, tranne l'idrogeno, l'elio e altri elementi volatili. I loro spettri hanno colori relativamente blu, e sono molto piatti e senza strutture evidenti.
• Asteroidi di tipo S - 17% degli asteroidi conosciuti. La S sta per "silicio". Sono oggetti relativamente luminosi (albedo 0,1-0,22). Hanno una composizione metallica (principalmente silicati di nichel, ferro e magnesio). Lo spettro di questi asteroidi ha una forte componente rossa, ed è simile alle meteoriti ferrose.
• Asteroidi di tipo M - Questa classe comprende quasi tutti gli altri asteroidi. La M sta per "metallico". Sono asteroidi piuttosto brillanti (albedo 0,1-0,18), sembrano fatti di nichel-ferro quasi puro.
Ci sono altri tipi di asteroidi, molto più rari:
• Asteroidi di tipo G - Una suddivisione degli asteroidi di tipo C, spettralmente distinta per le differenze nell'assorbimento degli ultravioletti. Il principale rappresentante di questa classe è l'asteroide 1 Ceres.
• Asteroidi di tipo E - La E sta per enstatite. Raccoglie asteroidi di ridotte dimensioni che orbitano principalmente nella parte interna della Fascia principale e che probabilmente hanno avuto origine dal mantello di asteroidi di
grandi dimensioni, distrutti in tempi remoti [5] .
• Asteroidi di tipo R - La R sta per (colore e spettro) rossastro.
• Asteroidi di tipo V - La V sta per Vesta, un grosso asteroide di cui si pensa che questi potrebbero esserne frammenti.
Asteroide 205

Classificazione orbitale

Molti asteroidi sono stati classificati in gruppi e famiglie in base alle loro caratteristiche orbitali. A parte le suddivisioni più ampie, è abitudine nominare un gruppo di asteroidi dal primo asteroide scoperto tra gli appartenenti al gruppo (ovvero dall'asteroide con il numero identificativo più basso tra gli apparteneneti al gruppo). I gruppi sono associazioni dinamicamente sciolte, mentre le famiglie sono molto più "strette" e sono il risultato della disgregazione catastrofica di un progenitore nel passato [6] . Finora, la quasi totalità delle famiglie scoperte appartiene alla Fascia principale. Esse furono inizialmente riconosciute da Kiyotsugu Hirayama nel 1918 e sono spesso chiamate famiglie Hirayama in suo onore.
Tra il 30% ed il 35% degli oggetti della Fascia principale appartengono a famiglie dinamiche, ognuna delle quali si pensa sia stata originata dalla collisione tra due asteroidi nel passato. Una famiglia è stata associata all'oggetto trans-nettuniano Haumea [7] .

Ricerca degli asteroidi

Fino al 1998, e in parte ancora oggi, gli asteroidi venivano scoperti con un procedimento in quattro fasi. Per prima cosa, una regione del cielo veniva fotografata con un telescopio a grande campo. Venivano prese coppie di fotografie della stessa regione, separate in genere da un'ora di tempo. In un secondo momento, le due pellicole della stessa regione venivano osservate sotto uno stereoscopio, che permetteva di trovare ogni oggetto che si fosse mosso tra le due esposizioni. Poiché le stelle sono fisse, mentre gli oggetti del Sistema Solare si sono mossi leggermente durante l'ora di tempo trascorsa tra le due foto, ogni asteroide risalta come un punto in movimento. Terzo, una volta che un corpo in movimento fosse stato trovato, si misuravano le sue posizioni in modo molto preciso, usando come riferimento stelle presenti sulla fotografia, le cui posizioni siano conosciute con grande precisione.
Alla fine di queste tre fasi non si ha ancora una scoperta, ma solo un candidato asteroide. Il passo finale era di inviare i risultati al Minor

2004 FH è il punto bianco al centro dell'immagine; l'oggetto che attraversa rapidamente lo schermo è un satellite artificiale.

Planet Center, dove, a partire dalle posizioni misurate, veniva calcolata un'orbita preliminare e venivano calcolate le effemeridi per i giorni successivi. Una volta che l'oggetto veniva ritrovato grazie alle predizioni (segno che tutti i passi precedenti erano stati svolti senza errori), l'astronomo, il gruppo di astronomi o il dilettante che aveva fatto le osservazioni ne era riconosciuto lo scopritore e aveva il diritto di proporre all'Unione Astronomica Internazionale il nome da dare all'asteroide.
Quando l'orbita di un asteroide viene confermata, esso viene numerato, e più tardi può anche ricevere un nome (per esempio, 1 Cerere o 2060 Chirone ). I primi vennero chiamati con nomi derivati dalla mitologia greco-romana, ma quando questi nomi iniziarono a scarseggiare, ne vennero usati altri: persone famose, i nomi delle mogli degli scopritori, persino attori di televisione. Alcuni gruppi hanno nomi derivati da un tema comune, per esempio i Centauri sono tutti chiamati a partire da centauri leggendari, mentre i Troiani portano i nomi degli eroi delle guerre di Troia.
A partire dal 1998, un gran numero di telescopi automatizzati percorrono tutte le fasi di cui sopra da soli, usando camere CCD e computer collegati direttamente al telescopio, che calcolano l'orbita e vanno a ripescare l'asteroide in seguito. Tali sistemi scoprono ormai la maggior parte degli asteroidi, ed ognuno è gestito da un gruppo di astronomi e tecnici. Ecco un elenco di alcuni di questi gruppi:
• Il gruppo Lincoln Near-Earth Asteroid Research (LINEAR)
• Il gruppo Near-Earth Asteroid Tracking
Asteroide 206
• Spacewatch ("guardia spaziale", il primo di essi)
• Il gruppo Lowell Observatory Near-Earth Object Search
• La Catalina Sky Survey
• La Japanese Spaceguard Association
• L'Asiago DLR Asteroid Survey (in Italia)
Il solo sistema LINEAR, uno dei più avanzati, al 31 dicembre 2007, ha scoperto 225 957 asteroidi. [8] Tutti insieme, i sistemi automatici hanno anche scoperto, al 1º giugno 2008, 5 432 asteroidi near-Earth, cioè potenzialmente pericolosi per il nostro pianeta. [9]

Esplorazione degli asteroidi

Prima dell'era dei viaggi spaziali, gli asteroidi erano soltanto dei puntini luminosi anche se osservati con i più grandi telescopi. La loro forma e le caratteristiche della superficie rimanevano un mistero.
Le prime fotografie ravvicinate di un oggetto di tipo asteroidale furono scattate nel 1971 quando la sonda Mariner 9 riprese delle immagini delle piccole lune di Marte, Phobos e Deimos, due asteroidi catturati. Queste immagine mostrarono la forma irregolare, simile ad una patata, comune alla maggior parte degli asteroidi, in seguito confermato dalle immagini acquisite dalle sonde Vojager delle lune più piccole dei giganti gassosi.

Le prime fotografie ravvicinate di un asteroide vennero scattate dalla sonda Galileo, agli oggetti Gaspra nel 1991, e Ida nel 1993. Nel 1996 la NASA ha lanciato la prima missione dedicata allo studio di un asteroide: la sonda NEAR Shoemaker, dopo aver effettuato nel 1997 il sorvolo dell'asteroide Mathilde, atterrò sull'asteroide Eros nel 2001, determinandone la densità con estrema precisione a partire dalle misure del campo gravitazionale.
Altri asteroidi visitati da sonde in rotta per altre destinazioni sono:
• 9969 Braille (da Deep Space 1 nel 1999)
• 5535 Annefrank (da Stardust nel 2002).
Nel settembre del 2005, la sonda giapponese Hayabusa ha iniziato lo studio dell'asteroide 25143 Itokawa e dovrebbe riportare sulla Terra

951 Gaspra, il primo asteroide ad essere fotografato in modo ravvicinato

campioni della superficie. La sonda Hayabusa ha incontrato numerosi contrattempo, compresi i guasti di due delle tre ruote di reazione, che controllano l'orientazione della sonda rispetto al sole e mantengono il puntamento dei pannelli solari, e di due dei quattro motori a ioni.
Il lancio della missione Dawn della NASA, diretta verso Cerere e Vesta, è avvenuto nel mese di settembre del 2007.
Il 5 settembre 2008 la sonda Rosetta dell'ESA è transitata ad 800 km dall'asteroide 2867 Šteins [5] . Per la sonda, è previsto un secondo incontro il 10 luglio 2010 con 21 Lutetia. Inoltre, la NASA ha programmato di dirigere la sonda New Horizons verso un centauro nel 2010.
Asteroide 207

Questa immagine di Eros, presa il 14 febbraio 2000 dalla sonda NEAR (in realtà un mosaico composto da due immagini), i più piccoli dettagli distinguibili sono grandi circa 35 metri. Si riconoscono massi della dimensione di case in molti posti. Uno si trova sull'orlo del cratere gigante che separa le due metà dell'asteroide. Un'area luminosa è visibile nella parte superiore sinistra, e dei solchi possono essere visti subito sotto di essa. I

solchi scorrono paralleli alla dimensione maggiore dell'asteroide.

Modifica dell'orbita degli asteroidi

Negli ultimi tempi, si è sviluppato molto interesse attorno agli asteroidi la cui orbita interseca quella della Terra e che potrebbero, nel corso dei secoli, scontrarsi con essa. La quasi totalità degli asteroidi near-Earth sono classificati, a seconda del semiasse maggiore della loro orbita e della distanza da Sole del loro perielio, come asteroidi Amor, asteroidi Apollo o asteroidi Aten. Sono stati proposti diversi modi per modificarne l'orbita, nel caso fosse confermato il rischio di collisione, tuttavia la scarsa conoscenza della struttura interna di tali oggetti impedisce di prevedere nel dettaglio come reagirebbero ad un impatto o ad un'esplosione causata nelle loro vicinanze per defletterli o distruggerli. Persino i modelli che cercano di prevedere le conseguenze di un impatto catastrofico con la → Terra sono ancora di dubbia validità a causa dell'impossibilità di sottoporli a prova sperimentale.
Asteroide 208

Cometa



Una cometa è un oggetto celeste relativamente piccolo, simile ad un → asteroide ma composto prevalentemente di ghiaccio. Nel Sistema solare, le orbite delle comete si estendono oltre quelle di → Plutone. Le comete che entrano nel sistema interno, e si rendono quindi visibili ai nostri occhi, hanno spesso orbite ellittiche. Spesso descritte come "palle di neve sporche", le comete sono composte per la maggior parte di sostanze volatili come biossido di carbonio, metano e acqua ghiacciati, con mescolati aggregati di polvere e vari minerali. La sublimazione delle sostanze volatili quando la cometa è in prossimità del → Sole causa la formazione della chioma e della coda.
Si pensa che le comete siano dei residui rimasti dalla condensazione della nebulosa da cui si formò il Sistema

Evoluzione delle code di polveri e di ioni, lungo l'orbita di una cometa. La coda di ioni (blu) è più dritta e rivolta in direzione opposta al Sole, mentre quella di polveri si incurva relativamente al percorso orbitale.

solare: le zone periferiche di tale nebulosa sarebbero state abbastanza fredde da permettere all'acqua di trovarsi in forma solida (invece che come gas). È sbagliato descrivere le comete come asteroidi circondati da ghiaccio: i bordi esterni del disco di accrescimento della nebulosa erano così freddi che i corpi in via di formazione non subirono la differenziazione sperimentata da corpi in orbite più vicine al Sole.
Cometa 210

Origine del nome

Il termine cometa viene dal greco κομήτης (kométes), cioè chiomato, dotato di chioma, a sua volta derivato da κόμη (kòme), cioè chioma, capelli, in quanto gli antichi paragonavano la coda di questi corpi celesti ad una lunga capigliatura.

Caratteristiche fisiche

Nucleo

I nuclei cometari possono variare in dimensione dalle centinaia di metri fino a quaranta e più chilometri e sono composti da roccia, polvere e ghiacci d'acqua e di altre sostanze, comunemente presenti sulla Terra allo stato gassoso, quali monossido di carbonio, anidride
carbonica, metano ed ammoniaca. [1] Sono
popolarmente descritti come "palle di neve sporca", sebbene osservazioni recenti hanno rivelato forme irregolari [2] e superfici secche di polveri o rocce, suggerendo che i ghiacci siano nascosti sotto la crosta. Le comete sono composte inoltre da una varietà di composti organici: oltre ai gas già menzionati, sono presenti metanolo, acido cianidrico, formaldeide, etanolo ed etano ed anche, forse, molecole più complesse come lunghe catene di idrocarburi e amminoacidi. [3] [4] [5]
Ironicamente, i nuclei cometari sono tra gli oggetti del
Sistema solare più scuri conosciuti: alcuni sono più neri

Immagine del nucleo della Cometa Tempel 1 ripresa dal proiettile della Deep Impact. Il nucleo raggiunge circa i 6 km di diametro.

del carbone. [2] La sonda Giotto scoprì che il nucleo della Cometa di Halley riflette circa il 4% della luce con cui viene illuminato, [6] e la sonda Deep Space 1 scoprì che la superficie della cometa Borrelly riflette una percentuale tra il 2,4% e il 3%. Per confronto, [6] il normale asfalto stradale riflette il 7% della luce incidente. Si pensa che il colore scuro derivi dai composti organici che dovrebbero abbondare in superficie: il riscaldamento solare porta via ghiacci ed elementi volatili, lasciando solo molecole pesanti organiche, che tendono ad essere molto scure, come sulla Terra il bitume o il petrolio grezzo. Paradossalmente, il colore scuro del nucleo è il motore della formazione della coda, perché solo così il nucleo riesce ad assorbire il calore necessario ad alimentare il processo.
Nel Sistema solare esterno le comete rimangono in uno stato congelato ed è estremamente difficile o impossibile rilevarle da Terra a cause delle loro ridotte dimensioni. Sono state riportate rilevazioni statistiche da parte del Telescopio spaziale Hubble di nuclei cometari non attivi nella fascia di Kuiper, [7] [8] sebbene le identificazioni siano state messe in discussione, [9] [10] e non abbiano ancora ricevuto delle conferme indipedenti.
Cometa 211

Chioma e coda

Quando una cometa si avvicina al Sistema solare interno, il calore del Sole fa sublimare i suoi strati di ghiaccio più esterni. Le correnti di polvere e gas prodotte formano una grande, ma rarefatta atmosfera attorno al nucleo, chiamata chioma , mentre la forza esercitata sulla chioma dalla pressione di radiazione del Sole, e soprattutto dal vento solare, conducono alla formazione di un enorme coda che punta in direzione opposta al Sole.

Chioma e coda risplendono sia per riflessione diretta della luce incidente, sia in conseguenza della ionizzazione dei gas per effetto del vento solare. Sebbene la maggior parte delle comete sia troppo debole per essere osservata senza l'ausilio di un binocolo o di un telescopio, una manciata ogni decade diventa ben visibile ad occhio nudo. Occasionalmente una cometa può sperimentare una enorme ed improvvisa esplosione di gas e polveri, indicata comunemente con il termine inglese outburst . Nella fase espansiva seguente la chioma può raggiungere dimensioni ragguardevoli. Nel novembre del 2007 per la chioma della Cometa Holmes è stato stimato un diametro di 1,4 milioni di chilometri, pari a quello del

[11]

La Cometa Hyakutake

Sole
. Per un brevissimo periodo, la cometa ha

La Cometa Holmes nel 2007. Sulla destra nell'immagine è visibile la

posseduto l'atmosfera più estesa del Sistema solare.

caratteristica coda ionica, di colore azzurro.


Spesso polveri e gas formano due code distinte, che
puntano in direzioni leggermente differenti: la polvere, più pesante, rimane indietro rispetto al nucleo e forma spesso una coda incurvata, che si mantiene sull'orbita della cometa; il gas, più sensibile al vento solare, forma una coda diritta, in direzione opposta al Sole, seguendo le linee del campo magnetico locale piuttosto che traiettorie orbitali. Viste prospettiche da Terra possono determinare configurazioni in cui le due code si sviluppano in direzioni opposte rispetto al nucleo; [12] oppure in cui la coda di polveri, più estesa, appare ad entrambi i lati di esso. In questo casi si dice che la cometa possiede una coda ed un' anti-coda . Un esempio recente ne è stata la Cometa Lulin.
Mentre il nucleo è generalmente inferiori ai 50 km di diametro, la chioma può superare le dimensioni del Sole e sono state osservate code ioniche di estensione superiore ad 1 UA (150 milioni di km). [13] È stato proprio grazie all'osservazione della coda di una cometa, disposta in direzione opposta al Sole, che Ludwig Biermann ha contribuito significativamente alla scoperta del vento solare. [14] Sono comunque estremamente tenui, tanto che è possibile vedere le stelle attraverso di esse.
La coda ionica si forma per effetto fotoelettrico, come risultato dell'azione della radiazione solare ultravioletta incidente sulla chioma. La radiazione incidente è sufficientemente energetica da superare l'energia di ionizzazione richiesta dalle particelle degli strati superiori della chioma, che vengono trasformate così in ioni. Il processo conduce alla formazione di un nuvola di particelle cariche positivamente intorno alla cometa che determina la formazione di una "magnetosfera indotta", che costituisce un ostacolo per il moto del vento solare. Poiché inoltre la velocità relativa tra il vento solare e la cometa è supersonica, a monte della cometa e nella direzione di flusso del vento solare
Cometa 212

si forma un bow shock , nel quale si raggruppa un'elevata concentrazione degli ioni cometari (chiamati "pick up ions" [15] ). Il vento solare ne risulta arricchito di plasma in modo che le linee di campo "drappeggiano" attorno alla cometa formando la coda ionica. [16]

La Cometa Encke perde la sua coda.

Se l'intensità del vento solare aumenta ad un livello sufficiente, le linee del campo magnetico ad esso associato si stringono attorno alla cometa e ad una certa distanza lungo la coda, oltrepassata la chioma, si verifica la riconnessione magnetica. Ciò conduce an "evento di disconnessione della coda": [16] la coda perde la propria continuità (si "spezza") e la porzione oltre la disconnessione si disperde nello spazio. Sono state osservate diverse occorrenze di tali eventi. Degna di nota è la disconnessione della coda della Cometa Encke avvenuta il 20 aprile del 2007, quando la cometa è
stata investita da un'espulsione di massa coronale. L'osservatorio orbitante solare STEREO-A registrò alcune immagini dell'evento, che, montate a costituire una sequenza, sono visibili qui a lato. [17]
L'osservazione della Cometa Hyakutake nel 1996 ha condotto alla scoperta che le comete emettono raggi X. [18] La scoperta destò sorpresa tra gli astronomi, che non avevano previsto che le comete potessero emetterne. Si ritiene che i raggi X siano prodotti dall'interazione tra le comete ed il vento solare: quando ioni con carica elevata attraversano un'atmosfera cometaria, collidono con gli atomi e le molecole che la compongono. Nella collisione, gli ioni catturano uno o più elettroni emettendo nello stesso tempo raggi X e fotoni nel lontano ultravioletto. [19]

Caratteristiche orbitali


La maggior parte delle comete seguono orbite ellittiche molto allungate che le portano ad avvicinarsi al Sole per brevi periodi ed a permanere nelle zone più lontane del Sistema solare per la restante parte. Le comete sono usualmente classificate in base alla
lunghezza del loro periodo orbitale.

• Sono definite comete di corto periodo quelle che hanno un periodo orbitale inferiore a 200 anni. La maggior parte di esse percorre orbite che giaciono in prossimità del piano dell'eclittica, con lo stesso verso di percorrenza dei pianeti. Tali orbite sono generalmente caratterizzate da un

afelio posto nella regione dei pianeti esterni (dall'orbita di Giove in poi). Per esempio, l'afelio dell'orbita
della Cometa di Halley si trova
poco oltre l'orbita di → Nettuno.

Orbite della Cometa Kohoutek (in rosso) e della → Terra (in blu). Per evidenziare la rapidità del moto della cometa sono indicate alcune posizioni assunte dai due corpi nel periodo tra il 1º ottobre 1973 ed il 1º aprile 1974. Notate anche le differenti eccentricità delle due orbite.

All'estremo opposto, la Cometa Encke percorre un'orbita che non la porta mai ad oltrepassare quella di Giove. Le comete periodiche sono a loro volta suddivise nella famiglia cometaria di Giove (comete con periodo inferiore ai
Cometa 213
20 anni) e nella famiglia cometaria di Halley (comete con periodo compreso tra i 20 ed i 200 anni).

• Le comete di lungo periodo percorrono orbite con elevate eccentricità e con periodi compresi tra 200 e migliaia o anche milioni di anni. (Comunque, per definizione, rimangono gravitazionalmente legate al Sole; non è possibile parlare propriamente di periodo, infatti, in riferimento a quelle comete che sono espulse dal Sistema solare in seguito all'incontro ravvicinato con un pianeta). Le loro orbite sono caratterizzate da afelii posti molto oltre la regione dei pianeti esterni ed i piani orbitali presentano una grande varietà di inclinazioni rispetto al piano dell'eclittica.

• Le comete extrasolari (in inglese, Single-apparition comets - comete da una singola apparizione) percorrono orbite paraboliche o iperboliche che le portano ad uscire permanentemente dal Sistema solare dopo esser passate
una volta in prossimità del Sole. [20]
• Alcune fonti utilizzano la locuzione cometa periodica per riferirsi ad ogni cometa che percorra un'orbita chiusa (cioè, tutte le comete di corto periodo e quelle di lungo periodo), [21] mentre altre la utilizzano esclusivamente per le comete di corto periodo. [20] Similmente, sebbene il significato letterale di cometa non periodica sia lo stesso di cometa da una singola apparizione , alcuni lo utilizzano per riferirsi a tutte le comete che non sono "periodiche" nella seconda accezione del termine (cioè, includendo tutte le comete con un periodo superiore a 200 anni).
• Comete recentemente scoperte nella fascia principale degli asteroidi (cioè corpi appartenenti alla fascia principale che manifestano attività cometaria durante una parte della loro orbita), percorrono orbite semi-circolari e sono state classificate in una classe a sé. [22] [23]
• Esistono infine le comete radenti (in inglese sono chiamate sun-grazing - che sfiorano il Sole), dal perielio così vicino al Sole che sfiorano letteralmente la superficie solare. Queste comete hanno breve vita, perché l'intensa radiazione solare le fa evaporare in pochissimo tempo. Sono, inoltre, difficili da osservare, a causa dell'intensa luce solare molto vicina: per osservarle occorre usare strumenti speciali come un coronografo, usare un filtro a banda molto stretta, osservarle durante un eclissi totale di → Sole, o osservarle con un satellite.
Da considerazioni sulle caratteristiche orbitali, si ritiene che le comete di corto periodo (decine o centinaia di anni) provengano dalla fascia di Kuiper o dal disco diffuso - un disco di oggetti nella regione transnettuniana - mentre si ritiene che il serbatoio delle comete a lungo periodo sia la ben più distante nube di Oort (una distribuzione sferica di oggetti che costituisce il confine del Sistema solare, la cui esistenza è stata ipotizzata dall’astronomo danese Jan Oort). [24] È stato ipotizzato che in tali regioni distanti, un gran numero di comete orbiti intorno al Sole su orbite quasi circolari. Occasionalmente l'influenza gravitazionale dei pianeti esterni (nel caso degli oggetti presenti nella fascia di Kuiper) o delle stelle vicine [25] (nel caso di quelli presenti nella nube di Oort) sposta uno di questi oggetti su un'orbita altamente ellittica che lo porta a tuffarsi verso le regioni interne del Sistema solare, dove appare come una vistosa cometa. Altre teorie ipotizzate nel passato prevedevano l'esistenza di una compagna sconosciuta del Sole chiamata Nemesi, o un ipotetico Pianeta X. A differenza del ritorno delle comete periodiche le cui orbite sono state determinate durante i transiti precedenti, non è predicibile la comparsa di una nuova cometa tramite questo meccanismo.
Poiché le orbite percorse portano le comete in prossimità dei giganti gassosi, esse sono soggette ad ulteriori perturbazioni gravitazionali. Le comete di corto periodo mostrano la tendenza di regolarizzare il proprio afelio e portarlo a coincidere con il raggio orbitale di uno dei pianeti giganti; un chiaro esempio di questo fenomeno è l'esistenza della famiglia cometaria di Giove. È chiaro inoltre che anche le orbite delle comete provenienti dalla nube di Oort possono essere fortemente alterate dall'incontro con un gigante gassoso. Giove è la principale fonte di perturbazioni, possedendo una massa quasi doppia rispetto a tutti gli altri pianeti messi assieme, oltre al fatto che è anche il pianeta gigante che completa la propria orbita più rapidamente. Queste perturbazioni possono trasferire a volte comete di lungo periodo su orbite con periodi orbitali più brevi (la Cometa di Halley ne è un esempio).
È interessante osservare che l'orbita che viene determinata per una cometa è un'orbita osculatrice, che non tiene conto delle perturbazioni gravitazionali e non a cui può essere soggetta la cometa. Un esempio ne è il fatto che le orbite delle comete di corto periodo rivelano piccole variazioni dei parametri orbitali ad ogni transito. Ancora più significativo è quanto accade per le comete di lungo periodo. Per molte di esse viene calcolata un'orbita parabolica o
Cometa 214
iperbolica considerando la massa del Sole concentrata nel suo centro; se però l'orbita viene calcolata quando la cometa è oltre l'orbita di Nettuno ed assegnando all'attrattore principale la massa presente nelle regioni più interne del Sistema solare concentrata nel centro di massa del Sistema solare (prevalentemente del sistema composto dal
Sole e da Giove), allora la stessa orbita risulta ellittica. [21] La maggior parte della comete paraboliche ed iperboliche
appartengono quindi al Sistema solare. Una cometa proveniente dallo spazio interstellare dovrebbe invece essere identificabile da un valore dell'energia orbitale specifica nettamente positivo, corrispondente ad una velocità di attraversamento del Sistema solare interno di poche decine di km/s. Una stima approssimativa del numero di tali comete potrebbe essere di quattro per secolo.
Alcune comete periodiche scoperte nel secolo scorso sono "perdute". Per alcune di esse, le osservazioni non permisero di determinare un'orbita con la precisione necessaria a predirne il ritorno. Di altre, invece, è stata osservata la frantumazione del nucleo. Quello che può essere stato il loro destino sarà descritto in una sezione successiva. Tuttavia, occasionalmente una "nuova" cometa scoperta presenta parametri orbitali compatibili con una cometa perduta. Esempi ne sono le comete 11P/Tempel-Swift-LINEAR, scoperta nel 1869, perduta dopo il 1908 in seguito ad un incontro ravvicinato con Giove e riscoperta nel 2001 nell'ambito del programma automatizzato per la ricerca di asteroidi LINEAR del Lincoln Laboratory, [26] e la 206P/Barnard-Boattini, scoperta nel 1892 grazie all'utilizzo della fotografia, perduta per più di un secolo e riscoperta nel 2008 dall'astronomo italiano Andrea Boattini.

Morte delle comete


Le comete hanno vita relativamente breve. I ripetuti passaggi vicino al Sole le spogliano progressivamente degli elementi volatili, fino a che la coda non si può più formare, e rimane solo il materiale roccioso. Se questo non è abbastanza legato, la cometa può semplicemente svanire in una nuvola di polveri. Se invece il nucleo roccioso è consistente, la cometa è adesso diventata un → asteroide inerte, che non subirà più
cambiamenti.
La frammentazione delle comete può essere attribuita essenzialmente a tre effetti: all'urto con un meteorite, ad effetti mareali di un corpo maggiore, quale conseguenza dello shock termico derivante da un repentino riscaldamento del nucleo cometario. Spesso episodi di frantumazione seguono fasi di intensa attività della cometa, indicate
col termine inglese outburst . La frammentazione può comportare un

Immagine della cometa Schwassmann-Wachmann 3 raccolta dal Telescopio spaziale Spitzer tra il 4 ed il 6 maggio

2006

aumento della superficie esposta al Sole e può risolversi in un rapido processo di disgregazione della cometa. L'osservazione della frammentazione del nucleo della cometa periodica Schwassmann-Wachmann 3 ha permesso di raccogliere nuovi dati su questo fenomeno [27] .
Alcune comete possono subire una fine più violenta: cadere nel Sole oppure entrare in collisione con un pianeta, durante le loro innumerevoli orbite che percorrono il Sistema solare in lungo e in largo. Le collisioni tra pianeti e comete sono piuttosto frequenti su scala astronomica: la Terra incontrò una piccola cometa nel 1908, che esplose nella taiga siberiana causando l'evento di Tunguska, che rase al suolo migliaia di chilometri quadrati di foresta. Nel
1910 la Terra passò attraverso la coda della Cometa di Halley, ma le code sono talmente immateriali che il nostro pianeta non subì il minimo effetto.
Cometa 215

Nel 1994, la cometa Shoemaker-Levy 9 passò troppo vicino a → Giove e rimase catturata dalla gravità del pianeta. Le forze di marea causate dalla gravità spezzarono il nucleo in una decina di pezzi, i quali poi bombardarono il pianeta nelle settimane seguenti offrendo viste spettacolari ai telescopi di mezzo mondo, da tempo in all'erta per seguire l'evento. Divenne
immediatamente chiaro il significato di

I frammenti della cometa Shoemaker-Levy 9

strane formazioni che si trovano sulla Luna e su altri corpi rocciosi del Sistema solare: catene di piccoli crateri, posti in linea retta uno dopo l'altro. È evidente che una cometa passò troppo vicino al nostro pianeta, ne rimase spezzata, ed andò a finire contro la Luna causando la catena di crateri.
La collisione di una grossa cometa con la Terra sarebbe un disastro immane se avvenisse vicino ad una grande città, perché causerebbe sicuramente migliaia, se non milioni di morti. Fortunatamente, seppur frequenti su scala astronomica, tali eventi sono molto rari su scala umana, e i luoghi densamente abitati della Terra sono ancora molto pochi rispetto alle vaste aree disabitate o coperte dai mari.

Origine degli sciami meteorici

Il nucleo di ogni cometa perde continuamente materia, che va a formare la coda. La parte più pesante di questo materiale non è spinta via dal vento solare, ma resta su un'orbita simile a quella originaria. Col tempo, l'orbita descritta dalla cometa si riempie di sciami di particelle piccolissime, ma molto numerose, e raggruppate in nubi che hanno origine in corrispondenza di un periodo di attività del nucleo. Quando la Terra incrocia l'orbita di una cometa in corrispondenza di una nube, il risultato è uno sciame di stelle cadenti, come le famose "lacrime di San Lorenzo" (10 agosto), o numerosi sciami più piccoli e meno conosciuti.
A volte le nubi sono densissime: le Leonidi produssero nel 1933 una vera e propria pioggia, con conteggi superiori alle dieci meteore al secondo. La Terra incrocia l'orbita delle Leonidi ogni 33 anni, ma gli sciami del 1966 e del 1999 non sono stati altrettanto prolifici.

Denominazione

Negli ultimi due secoli, sono state adottate diverse convenzioni tra loro differenti per la nomenclatura delle comete. Prima che fosse adottata la prima di esse, le comete venivano identificate con una grande varietà di nominativi. Precedentemente ai primi anni del XX secolo, ci si riferiva alla maggior parte delle comete con l'anno in cui erano apparse, a volte con aggettivi addizionali per le comete particolarmente brillanti; ad esempio, la "Grande Cometa del
1680" (o Cometa di Kirch), la "Grande Cometa del settembre del 1882", e la "Cometa Daylight del 1910" ("Grande Cometa del gennaio del 1910") - ad indicare che la cometa era stata visibile anche durante le ore diurne. Dopo che Edmund Halley ebbe dimostrato che le comete del 1531, 1607 e 1682 erano lo stesso oggetto celeste e ne predisse
correttamente il ritorno nel 1759, quella cometa divenne nota come la Cometa di Halley. [28] Similmente, la seconda e
la terza cometa periodica conosciuta, la Cometa Encke [26] e la Cometa Biela, [26] furono nominate dal cognome degli astronomi che ne calcolarono l'orbita, piuttosto che da quello dei loro scopritori. Successivamente, le comete periodiche saranno nominate abitualmente dal nome degli scopritori, ma si continuerà a riferirsi soltanto con l'anno alle comete che appaiono solo una volta.
In particolare, divenne usanza comune nominare le comete dagli scopritori nei primi anni del XX secolo e questa convenzione è adottata anche oggi. Una cometa può essere nominata dal nome di non più di tre scopritori. In anni recenti, molte comete sono state scoperte da strumenti manovrati da un consistente numero di astronomi ed in questi
Cometa 216
casi le comete possono essere nominate dalla denominazione dello strumento. Per esempio, la Cometa IRAS-Araki-Alcock fu scoperta indipendentemente dal satellite IRAS e dagli astronomi amatoriali Genichi Araki e George Alcock. Nel passato, quando più comete venivano scoperte dallo stesso individuo, o gruppo di individui o squadra di ricerca, le comete venivano distinte aggiungendo un numero al nome dello scopritore (ma solo per le comete priodiche), ad esempio le Comete Shoemaker-Levy 1-9. Oggi che la maggior parte delle comete viene scoperta da alcuni strumenti (nell'agosto del 2005, il telescopio orbitante solare SOHO ha scoperto la sua millesima
cometa [29] ) questo sistema è divenuto poco pratico e non è fatto alcun tentativo per assicurare ad ogni cometa un
nome univoco, composto dalla denominazione dello strumento e dal numero. Invece, è stata adottata una designazione sistematica delle comete per evitare confusione. [30]
Fino al 1994 alle comete era assegnata una designazione provvisoria composta dall'anno della scoperta seguito da una lettera minuscola ad indicare l'ordine di scoperta nell'anno (per esempio, la Cometa 1969i (Bennett) è stata la 9 a cometa scoperta nel 1969). Una volta che era stato osservato il passaggio al perielio della cometa e ne era stata calcolata l'orbita con una buona approssimazione, alla cometa veniva assegnata una designazione permanente composta dall'anno del passaggio al perielio e da un numero romano indicante l'ordine di passaggio al perielio nell'anno. Così la Cometa 1969i è diventata la Cometa 1970 II (la seconda cometa ad esser passata al perielio nel
1970). [31]
Aumentando il numero delle comete scoperte, questa procedura divenne scomoda e nel 1994 l'Unione Astronomica Internazionale ha adottato una nuova nomenclatura. Adesso, al momento della loro scoperta le comete ricevono una sigla composta da "C/", dall'anno della scoperta, da una lettera maiuscola dell'alfabeto e un numero; la lettera indica in quale mese e parte del mese (prima o seconda metà) è stata scoperta, il numero indica l'ordine progressivo di annuncio della scoperta, durante ogni periodo di mezzo mese; a questa sigla segue il nome dello scopritore. Possono essere attribuiti fino a tre nomi o, se il caso, il nome del programma o del satellite che ha effettuato la scoperta. Negli ultimi anni si è assistito alla scoperta della natura cometaria di numerosi oggetti ritenuti inizialmente di natura asteroidale. Se tale scoperta avviene entro breve tempo dall'individuazione dell'oggetto, viene aggiunta alla sigla asteroidale la parte iniziale della sigla attribuita alle comete periodiche (P/); se invece si tratta di asteroidi scoperti e osservati da anni, all'oggetto viene assegnata una seconda denominazione cometaria e mantiene anche quella asteroidale.
Nella nomenclatura astronomica per le comete, la lettera che precede l'anno indica la natura della cometa e può
essere:
• P/ indica una cometa periodica (definita a tale scopo come avente un periodo orbitale inferiore ai 200 anni o di cui sono stati osservati almeno due passaggi al perielio);
• C/ indica una cometa non periodica (definita come ogni cometa che non è periodica in accordo alla definizione precedente);
• D/ indica una cometa disintegrata o "persa";
• X/ indica una cometa per cui non è stata calcolata un'orbita precisa (solitamente sono le comete storiche).
• A/ indica un oggetto identificato erroneamente come cometa ma che è in realtà un → asteroide.
Quando viene osservato un secondo passaggio al perielio di una cometa identificata come periodica, ad essa viene assegnata una nuova denominazione composta da una P/, seguita da un numero progressivo dell'annuncio e dal nome degli scopritori secondo le regole precedentemente indicate. [32] Così la Cometa di Halley, la prima cometa ad essere stata individuata come periodica, presenta anche la designazione 1P/1682 Q1. Una cometa non periodica come la Cometa Hale-Bopp ha ricevuto la denominazione C/1995 O1. Le comete mantengono la denominazione asteroidale se l'hanno ricevuta prima che fosse identificata la loro natura cometaria, un esempio ne è la cometa P/2005 YQ

127

(LINEAR).
Ci sono solo cinque oggetti catalogati sia come asteroidi che come comete ed essi sono: 2060 Chiron (95P/Chiron),
4015 Wilson-Harrington (107P/Wilson-Harrington), 7968 Elst-Pizarro (133P/Elst-Pizarro), 60558 Echeclus
(174P/Echeclus) e 118401 LINEAR (176P/LINEAR (LINEAR 52)).
Cometa 217

Storia dello studio delle comete


La questione di cosa fossero le comete, se fenomeni atmosferici od oggetti interplanetari, rimase a lungo irrisolta. Gli astronomi si limitavano a registrare la loro apparizione, ma i tentativi di spiegazione erano pure speculazioni. La svolta cominciò nel XVI secolo. In quegli anni, Tycho Brahe provò che dovevano trovarsi oltre l'orbita della Luna, e quindi ben al di fuori dell'atmosfera terrestre.
Nel XVII secolo, Edmond Halley usò la teoria della gravitazione, da poco formulata da Isaac Newton, per calcolare l'orbita di alcune comete. Trovò che una di queste tornava periodicamente vicino al Sole ogni 76 o
77 anni. Quando questa predizione fu confermata (Halley era già morto), divenne famosa come la Cometa di Halley, e si trovò che era stata osservata
ogni 76 anni fin dal 66.
La seconda cometa riconosciuta come periodica fu la Cometa di Encke, nel 1821. Come la Halley, fu chiamata col nome di chi ne calcolò l'orbita, il matematico e fisico tedesco Johann Franz Encke (oggi le comete vengono in genere chiamate col nome dello
scopritore).

Cometa C/1995 O1 Hale-Bopp. Si notino le due code: quella blu è di ioni, l'altra di polveri.

La cometa di Encke ha il periodo più breve conosciuto, poco più di 3 anni, e grazie a questo è anche la cometa della quale si registrano più apparizioni. È anche la prima cometa per la quale si notò che l'orbita era influenzata da forze non gravitazionali (vedi più sotto). Anche se adesso è troppo debole per essere osservata ad occhio nudo, dev'essere stata molto luminosa qualche migliaio di anni fa, quando la sua superficie non era ancora evaporata. La sua prima apparizione registrata risale tuttavia al 1786.
La vera natura delle comete rimase incerta per altri secoli. All'inizio del XIX secolo un altro matematico tedesco, Friedrich Wilhelm Bessel, era sulla strada giusta. Creò una teoria secondo la quale la luminosità di una cometa proveniva dall'evaporazione di un oggetto solido, e che le forze non gravitazionali agenti sulla cometa di Encke fossero il risultato della spinta causata dai jet di materia in evaporazione. Le sue idee furono dimenticate per più di
100 anni fino a quando Fred Lawrence Whipple, all'oscuro del lavoro di Bessel, propose la stessa teoria nel 1950. Divenne presto il modello accettato di cometa e fu in seguito confermato dalla flotta di sonde (incluse la sonda
Giotto dell'ESA e le sonde Vega 1 e Vega 2 dell'Unione Sovietica) che andò incontro alla Cometa di Halley nel
1986, per fotografarne il nucleo ed osservare i jet di materiale in evaporazione.
La sonda americana Deep Space 1 passò accanto alla Cometa 19P/Borrelly nel 2001 e confermò che le caratteristiche della Cometa di Halley erano simili a quelle di altre comete.
La missione Stardust è stata lanciata nel gennaio 1999, ed ha incontrato la cometa Wild 2 nel gennaio 2004. Ha raccolto del materiale che è rientrato sulla Terra nel 2006.
La missione Deep Impact è stata lanciata nel febbraio 2005, ed ha colpito con un proiettile la cometa Tempel 1 il 4 luglio 2005 (alle 5:52 UTC).
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Portatrici di vita

Sette articoli pubblicati sulla rivista Science (Volume 314, Issue 5806, 2006) da un team di scienziati internazionali, tra i quali sette italiani, annunciano la scoperta nei grani di polvere della cometa Wild 2 di lunghe molecole organiche, di ammine precursori di quelle organiche, come il Dna. La sonda Stardust, dopo aver percorso 4,6 miliardi di km in circa sette anni ha catturato un centinaio di grani ognuno piccolo meno di un millimetro.
I grani sono stati catturati il 2 gennaio 2004 dalla coda della cometa Wild 2 con una speciale filtro in aerogel, una sostanza porosa dall'aspetto lattiginoso. Gli scienziati autori della scoperta, tra cui Alessandra Rotundi dell'Università Parthenope di Napoli, ritengono che questa scoperta sia la conferma della panspermia, la teoria secondo la quale molecole portate dalle comete siano alla base dell'origine della vita sulla → Terra. È una teoria che nacque nei primi anni del novecento e confermata dalle osservazioni fatte dalla sonda europea Giotto nel 1986 quando si avvicinò alla cometa Halley.
Ad avvalorare questa ipotesi, vi sono anche i tempi rapidi con la quale è comparsa la vita sulla Terra. In poche decine di milioni di anni la situazione sulla Terra è mutata radicalmente e tempi così rapidi si possono spiegare solo con l'ipotesi che a portare gli ingredienti fondamentali alla vita siano state le comete.

Elenco di comete famose

• Cometa 19P/Borrelly
• Cometa 2P/Encke
• Cometa Hyakutake
• Cometa Hale-Bopp
• Cometa di Halley
• Cometa Humason
• Cometa Ikeya-Seki
• Cometa Machholz
• Cometa McNaught (C/2006 P1)
• Cometa Shoemaker-Levy 9
• Cometa Kohoutek

Curiosità

• Fra tutte le comete periodiche conosciute quella che ricorre più frequentemente è la cometa di Encke, identificata per la prima volta nel 1786. Il suo periodo equivale a 1206 giorni (3,3 anni) ed è il più breve che si conosca. Il periodo più lungo, invece, appartiene alla cometa di Delevan, individuata nel 1914, per la quale non è stata determinata con precisione l'orbita: un calcolo approssimativo prevede il suo ritorno fra circa 24 milioni di anni.