Miranda (astronomia)

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Miranda
(Urano V)
PIA18185 Miranda's Icy Face.jpg
Polo Sud di Miranda ripreso dal Voyager 2
da 480 km ad una risoluzione di 2.7 km
Satellite diUrano
Scoperta16 febbraio 1948
ScopritoreGerard Peter Kuiper
Parametri orbitali
Semiasse maggiore129 872 km
Periodo orbitale1,413479 giorni
Inclinazione rispetto
all'equat. di Urano
4,232°
Eccentricità0,0013
Dati fisici
Dimensioni480×468,4×465,8 km
Diametro medio471,6 km
Superficie2 790 000 km²
Volume54 835 000 km³
Massa
6,59×1019 kg
Densità media1,20 g/cm³
Acceleraz. di gravità in superficie0,079 m/s²
Velocità di fuga0,19 km/s
Periodo di rotazioneRotazione sincrona
Inclinazione assialenulla
Temperatura
superficiale
~59 K (media)
~86 K (max)
Pressione atm.nulla
Albedo0,32
Dati osservativi
Magnitudine app.15,8

Miranda è il più piccolo ed interno satellite di Urano tra le cinque lune maggiori. Scoperto da Gerard Kuiper il 16 febbraio 1948 dall'osservatorio McDonald, lo stesso astronomo ne suggerì il nome, derivante dall'omonimo personaggio de La tempesta di Shakespeare.[1] È designato anche Urano V.

Ad oggi, le uniche immagini ravvicinate di Miranda provengono dalla sonda spaziale Voyager 2, scattate durante il suo sorvolo di Urano nel gennaio del 1986. È stato fotografato e quindi studiato soltanto l'emisfero meridionale della luna, perché illuminato dalla luce solare durante l'incontro. È stata una fortunata coincidenza che la luna fosse l'oggetto a minor distanza, circa 30.000 km, dalla sonda dato che si è rivelato l'oggetto più interessante nel sistema di Urano: le immagini riprese, infatti, rivelano una passata attività geologica nettamente superiore a quella che ha interessato le altre lune del pianeta. Il Voyager 2 ha dovuto avvicinarsi il più possibile ad Urano per avere la spinta necessaria a raggiungere Nettuno, questo ha permesso di avere immagini con risoluzione, della superficie di Miranda, di alcune centinaia di metri.

La superficie sembra essere composta da ghiaccio d'acqua mista a composti di silicati e carbonati, con presenza anche di ammoniaca. Come le altre lune di Urano, la sua orbita giace su un piano perpendicolare all'orbita del pianeta attorno al Sole, e come il pianeta è quindi soggetta a variazioni stagionali estreme.

Come altre lune di Urano, Miranda si formò probabilmente da un disco di accrescimento che circondava il pianeta poco dopo la sua formazione, o dopo l'evento catastrofico che ha prodotto la sua insolita inclinazione. Tuttavia, Miranda è inclinata di 4,338° rispetto al piano dell'equatore di Urano, e si tratta dell'inclinazione più marcata tra le principali lune uraniane. Miranda sarebbe potuta essere solo una piccola luna inerte ghiacciata ricoperto di crateri da impatto, invece le immagini della Voyager mostrarono un mondo dalla superficie sorprendentemente variegata e unica, un mosaico di diverse aree dalle differenti caratteristiche, con vaste pianure ondulate costellate da crateri e attraversate da una rete di faglie ripide e rupes. Questa zona ha tre coronae impressionanti, il cui diametro è superiore ai 200 km. Queste formazioni geologiche e l'inclinazione anomala dell'orbita suggeriscono una storia passata e un'attività geologica complessa. La geologia di Miranda pare sia stata caratterizzata dalle forze di marea, dalle risonanze orbitali, da una parziale differenziazione planetaria e da movimenti di convezione, dall'espansione del suo mantello e da episodi di criovulcanismo.

Storia delle osservazioni[modifica | modifica wikitesto]

Scoperta e denominazione[modifica | modifica wikitesto]

Miranda fu scoperta il 16 febbraio 1948 dall'astronomo statunitense di origine olandese Gerard Kuiper, che lo osservò dall'Osservatorio McDonald in Texas, a 97 anni dopo la scoperta di Titania e Oberon. Kuiper in realtà stava cercando di ottenere dati precisi sui quattro satelliti di Urano fino ad allora conosciuti, cioè Ariel, Umbriel, Titania e Oberon.[2]

A seguito di una proposta da John Herschel, figlio di William, lo scopritore di Urano, tutte le lune di tale pianeta presero il nome di personaggi delle opere di William Shakespeare e Alexander Pope. Miranda è la figlia del mago Prospero, duca di Milano, nella commedia La tempesta di Shakespeare.[2] Talvolta, il satellite viene chiamato anche "Urano V".

Allo stesso modo, le notevoli formazioni geologiche di Miranda prendono il nome da luoghi delle opere di Shakespeare.[3]

Missioni spaziali[modifica | modifica wikitesto]

Le uniche immagini ad alta risoluzione di Miranda sono state scattate dalla sonda spaziale Voyager 2, che fotografò il satellite durante il suo passaggio ravvicinato a Urano nel gennaio 1986, quando arrivò ad una distanza minima da Miranda di 31 000 km, distanza notevolmente inferiore rispetto a quella tra la sonda e le altre lune uraniane.[4] Le migliori immagini di Miranda hanno una risoluzione 500 m, una risoluzione sufficiente per poter compilare una carta geologica e per poter contare i crateri.[5] Al momento del sorvolo ravvicinato, l'emisfero meridionale di Miranda (come quello delle altre lune) era puntato verso il Sole, quindi l'emisfero settentrionale (immerso nelle tenebre) non poteva essere studiato.[6] Nessun altro veicolo spaziale ha mai visitato Urano (e Miranda). Il programma Uranus orbiter and probe, proposto dalla NASA nel 2011 prevede il lancio per gli anni 2020-2023, e potrebbe approfondire la conoscenza dei satelliti di Urano tra cui Miranda.[7] La missione era il terzo programma a più alta priorità degli anni 2013-2022, ma è tuttavia stato messo in attesa perché a priorità più bassa rispetto a quelli per Marte ed Europa, la luna di Giove.[8][9]

Parametri orbitali[modifica | modifica wikitesto]

Trovandosi ad una distanza di circa 129 900 km da Urano, Miranda è il più vicino al pianeta tra i suoi principali satelliti. L'orbita è significativamente inclinata rispetto al piano orbitale di Urano e anche la sua eccentricità è un ordine di grandezza superiore rispetto a quella delle altre lune principali di Urano.[10] Queste caratteristiche orbitali potrebbero essere la conseguenza di risonanze orbitali avute in passato con altre lune di Urano: Miranda avrebbe potuto essere risonanza 3: 1 con Umbriel e forse in risonanza 5: 3 con Ariel. Urano è leggermente schiacciato ai poli ed è anche meno nutrito di satelliti rispetto a Giove e Saturno, pertanto, le sue lune possono più facilmente sfuggire alle forze gravitazionali che mantengono le risonanze costante nel tempo. La sua eccentricità e soprattutto la sua singolare inclinazione orbitale potrebbero essere nate quando Miranda sfuggì a queste risonanze.[11]

Miranda è in rotazione sincrona con Urano, infatti il periodo orbitale di Miranda è di 1.413 giorni terrestri e coincide con il periodo di rotazione quindi la luna volge sempre lo stesso emisfero verso il pianeta.[6] Tuttavia, l'orientamento degli emisferi e di conseguenza dei poli geografici non sono sempre stati quelli osservati dalla Voyager 2 durante il suo passaggio, ma è stata rivelata l'esistenza di un antico orientamento.[12]

Composizione e struttura interna[modifica | modifica wikitesto]

Vista ravvicinata della Verona Rupes che, con un'altezza di 20 km, è la più alta scogliera del Sistema solare.

Vi è una netta distinzione tra i diversi satelliti in base alla loro forma e alle loro dimensioni. Satelliti aventi un diametro superiore ai 400 km sono di forma sferica e l'altezza dei rilievi è quindi trascurabile rispetto alle dimensioni,[3] e con una raggio medio di 235 km, Miranda è vicino a questo limite.[13] È il meno denso dei principali satelliti di Urano, con una densità di (1,15 ± 0,15) g/cm³ è simile a quello del ghiaccio d'acqua. Osservazioni all'infrarosso suggeriscono che la superficie sia composta da ghiaccio d'acqua misto a composti di silicati e carbonati. Le stesse osservazioni superficiali suggeriscono anche la presenza di ammoniaca (NH3) in una percentuale del 3%. Sulla base delle misurazioni effettuate dalla Voyager 2, la percentuale di rocce rappresentano tra il 20 e il 40% della massa totale del satellite.[14]

Miranda potrebbe essere parzialmente differenziato, con un nucleo di silicati e un mantello di ghiacci, che potrebbe avere uno spessore di 135 km, mentre il nucleo avrebbe un raggio di circa 100 km.[15] Se questo modello è corretto, la dissipazione del calore interno di Miranda avviene per conduzione termica.[15] Tuttavia la presenza delle coronae potrebbe essere la testimonianza di un movimento di convezione termica in superficie che avrebbe origine al suo interno e che giustificherebbe una differenziazione parziale di Miranda.[12]

Superficie[modifica | modifica wikitesto]

Le principali formazioni geologiche di Miranda: i crateri in giallo, le coronae in azzurro, le regiones in marrone, le rupēs in lilla e i sulci in verde.
Magnifying glass icon mgx2.svgLo stesso argomento in dettaglio: Crateri di Miranda, Coronae di Miranda, Regiones di Miranda, Rupēs di Miranda e Sulci di Miranda.

L'aspetto della superficie di Miranda è sorprendente e unica nel suo genere: sono evidenti vari strati sovrapposti, alcuni recenti ed altri più antichi, solcati da canyon (i più profondi del sistema solare), rupes, da vaste strutture ellissoidali, chiamate coronae, che potrebbero essere la sommità di diapiri ed essere state prodotte dalla risalita di materiale più caldo dall'interno della luna.[12][16] I canyon sembrerebbero dei graben, mentre altre strutture potrebbero essere conseguenza di fenomeni legati al criovulcanismo. I diapiri potrebbero aver determinato variazioni nella densità locale dell'interno della luna, causando uno spostamento dell'asse di rotazione di Miranda,[17] in un processo simile a quello che si ritiene sia accaduto su Encelado, luna di Saturno. Miranda è uno dei pochi corpi celesti del sistema solare che presentano una circonferenza all'equatore di lunghezza inferiore rispetto alla circonferenza polare.

Si crede che queste attività possano essere state causate dalle forze di marea generate da Urano. Un'altra teoria, ora considerata meno attendibile, suggerisce che Miranda sia stata colpita da un corpo massivo che ha frammentato la luna. I frammenti successivamente si sarebbero riassemblati in posizioni differenti dando origine alla strana morfologia superficiale attuale.[16]

L'orbita di Miranda è inclinata di 4,34°; tale inclinazione è molto inusuale per una luna così vicina al suo pianeta. È possibile che sia stata ad un certo punto in risonanza orbitale 3:1 con Umbriel. L'attrito di marea risultante può aver causato il riscaldamento interno della luna e così essere il colpevole della passata attività geologica.

Le regiones[modifica | modifica wikitesto]

Le regiones identificate nelle immagini scattate dalla Voyager 2 sono chiamate "Regio Mantova", "Efeso Regio", "Sicilia Regio" e "Regio Dunsinane".[18] Esse indicano aree caratterizzate da terreni ondulati e pianure più o meno fortemente segnati da antichi crateri d'impatto.[6] In questi antichi terreni sono presenti anche delle faglie normali e delle scarpate, alcune vecchie come la formazione delle regiones, mentre altre sono molto più recenti e sembrano essersi formate dopo le coronae. Queste faglie sono accompagnate da graben causati da un'antica attività tettonica. La superficie di queste regioni è abbastanza uniforme e scura, tuttavia le falesie che si affacciano su alcuni crateri da impatto rivelano in profondità la presenza di materiale molto più luminoso.[6]

Urano visto da Miranda[modifica | modifica wikitesto]

Dall'emisfero che Miranda rivolge ad Urano il pianeta rimane fisso nel cielo, raggiungendo una dimensione di 22º (40 volte la Luna piena vista dalla Terra)[19]. Dall'altra parte è possibile vedere periodicamente gli altri satelliti attraversare la volta celeste.

Note[modifica | modifica wikitesto]

  1. ^ (EN) G. P. Kuiper, The Fifth Satellite of Uranus, in Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 61, nº 360, giugno 1949, p. 129.
  2. ^ a b G. P. Kuiper, The Fifth Satellite of Uranus (PDF), in Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 61, 360,, 1949, p. 129.
  3. ^ a b (FR) André Brahic, De feux et de glaces, ardentes géantes, Odile Jacob, 2010, ISBN 978-2-7381-2330-5.
  4. ^ E. C. Stone, The Voyager 2 Encounter With Uranus, in Journal of Geophysical Research, 92,, nº 14, 1987, pp. 873-76, DOI:10.1029/JA092iA13p14873.
  5. ^ J. B. Plescia, Cratering History of Miranda: Implications for Geologic Processes, in Icarus, vol. 73, nº 3, 1987, pp. 442–461, DOI:10.1016/0019-1035(88)90055-3).
  6. ^ a b c d B. A. Smith, L. A. Soderblom, R. Beebe, D. Bliss, R. H. Brown, S. A. Collins, J. M. Boyce, G. A. Briggs, A. Brahic, J. N. Cuzzi, D. Morrison, Voyager 2 in the Uranian system - Imaging science results, in Science, vol. 233, luglio 1986, pp. 43-64, DOI:10.1126/science.233.4759.43.
  7. ^ (EN) Third highest priority flagship mission is the Uranus Orbiter and Probe mission (PDF), NASA. URL consultato il 31 marzo 2015 (archiviato dall'url originale il 2 aprile 2015).
  8. ^ Lean U.S. missions to Mars, Jupiter moon recommended, reuters.com, marzo 2011.
  9. ^ Michael Schirber, Missions Proposed to Explore Mysterious Tilted Planet Uranus, Space.com, ottobre 2011.
  10. ^ Planetary Satellite Mean Orbital Parameters, NASA. URL consultato il 1º aprile 2015.
  11. ^ W. C. Tittemore, J. Wisdom, Tidal evolution of the Uranian satellites III. Evolution through the Miranda-Umbriel 3:1, Miranda-Ariel 5:3, and Ariel-Umbriel 2:1 mean-motion commensurabilities, in Icarus, American Astronomical Society, vol. 85, nº 2, 1990, pp. 394 – 443, DOI:10.1016/0019-1035(90)90125-S.
  12. ^ a b c (EN) R. T. Pappalardo, Reynolds, S. J.; Greeley, R., Extensional tilt blocks on Miranda: Evidence for an upwelling origin of Arden Corona, in Journal of Geophysical Research (Elsevier Science), vol. 102, E6, 1997, pp. 13.369–13.380, DOI:10.1029/97JE00802.
  13. ^ P.C. Thomas, Radii, shapes, and topography of the satellites of Uranus from limb coordinates, in Icarus, vol. 73, marzo 1988, pp. 427–441, DOI:10.1016/0019-1035(88)90054-1. URL consultato il 6 aprile 2015.
  14. ^ James M. Bauer, The Near Infrared Septrum of Miranda, in Icarus, vol. 158, 2002, pp. 178 - 190, DOI:10.1006/icar.2002.6876. URL consultato il 6 aprile 2015.
  15. ^ a b Hauke Hussmann, Frank Sohl, Tilman Spohn, Subsurface oceans and deep interiors of medium-sized outer planet satellites and large trans-neptunian objects, in Icarus, vol. 185, 2006, pp. 258-273, DOI:10.1016/j.icarus.2006.06.005.
  16. ^ a b (EN) Andrew Chaikin, Birth of Uranus' Provocative Moon Still Puzzles Scientists, su Space.com, Imaginova Corp., 16 ottobre 2001. URL consultato il 29 novembre 2010.
  17. ^ (EN) R. Pappalardo, Greeley, R., Structural evidence for reorientation of Miranda about a paleo-pole, in Lunar and Planetary Inst., Twenty-Fourth Lunar and Planetary Science Conference. Part 3: N-Z, 1993, pp. 1111–1112. URL consultato il 29 novembre 2010.
  18. ^ Nomenclature Search Results for Miranda, IAU. URL consultato il 6 aprile 2015.
  19. ^ (EN) Artist's conception: Uranus seen from it's moon Miranda., su gettyimages.fi.

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