Satelliti naturali di Urano

Da Wikipedia, l'enciclopedia libera.
Jump to navigation Jump to search

1leftarrow blue.svgVoce principale: Urano (astronomia).

Comparazione tra Urano (in grande sulla sinistra) e le 5 maggiori lune; da sinistra a destra: Puck, Miranda, Ariel, Umbriel, Titania e Oberon.

Il pianeta Urano possiede ventisette satelliti naturali. Diversamente dalle altre lune dei pianeti del sistema solare i cui nomi sono tratti da personaggi della mitologia greca, i nomi dei satelliti uraniani provengono da opere dei poeti inglesi William Shakespeare ed Alexander Pope.[1]

I satelliti di Urano possono essere a grandi linee distinti in tre gruppi: tredici satelliti interni, cinque maggiori (e regolari) e nove satelliti irregolari, a seconda del tipo di orbita e della loro origine.[2] Gli ultimi satelliti di Urano sono stati scoperti nell'agosto del 2003. Le lune interne e maggiori hanno tutte orbite prograde, mentre le orbite dei satelliti irregolari sono per lo più retrograde.[3] I satelliti interni sono piccoli corpi oscuri che condividono proprietà e origini comuni con gli anelli di Urano. Le cinque maggiori lune sono di forma ellissoidale, a indicare che hanno raggiunto l'equilibrio idrostatico ad un certo punto del loro passato, e quattro di esse mostrano segni di processi interni come la formazione di canyon e di vulcanismo sulle loro superfici.[4] La più grande delle cinque lune maggiori, Titania, ha un diametro di 1.578 km ed è l'ottava luna più grande del sistema solare, la sua massa è circa un ventesimo della massa della Luna terrestre. Le orbite delle lune regolari sono quasi complanari con l'equatore di Urano, che è inclinato di 97,77° rispetto alla sua orbita, mentre le lune irregolari hanno orbite ellittiche e fortemente inclinate e sono situate a grandi distanze dal pianeta.[5][4]

William Herschel scoprì le prime due lune, Titania e Oberon, nel 1787, mentre altre tre lune maggiori furono scoperte nel 1851 da William Lassell (Ariel e Umbriel) e nel 1948 da Gerard Kuiper (Miranda (astronomiaMiranda). Le lune rimanenti furono scoperte dopo il 1985, durante il sorvolo ravvicinato della Voyager 2 o con l'aiuto di grandi telescopi dalla Terra o dal telescopio spaziale Hubble.[5]

Storia delle osservazioni[modifica | modifica wikitesto]

Schema degli anelli e satelliti di Urano

I primi due satelliti naturali di Urano scoperti furono Titania e Oberon, individuate da Sir William Herschel l'11 gennaio 1787 mediante un telescopio riflettore da 60 cm nei pressi di Liverpool, sei anni dopo aver scoperto il pianeta stesso. Per quasi 50 anni, lo strumento di Herschel fu l'unico col quale furono viste le lune.[6] Negli anni '40 dell'Ottocento, strumenti migliori e una posizione più favorevole di Urano nel cielo portarono a sporadiche indicazioni di altri satelliti, oltre a Titania e Oberon, e nel 1951 William Lassell scoprì Ariel e Umbriel.[7] Con la conferma di Ariel e Umbriel, Lassell denominò i pianeti con il sistema di numerazione romano chiamandoli da Urano I a IV in ordine crescente di distanza dal pianeta.[8] Successivamente, nel 1852, John Herschel, il figlio di William, diede il nome definitivo alle quattro lune allora conosciute.[9]

Per quasi un secolo non ci furono scoperte nei dintorni di Urano, ma nel 1948 l'astronomo statunitense Gerard Peter Kuiper scoprì un quinto satellite, Miranda, l'ultimo e il più piccolo dei grandi satelliti sferici.[9]

Decenni dopo, grazie ai dati trasmessi alla Terra dalla sonda spaziale Voyager 2 vengono progressivamente individuati undici nuovi satelliti, che portano il totale a 16; si tratta di Cordelia, Ofelia, Bianca, Cressida, Desdemona, Giulietta, Porzia, Rosalinda, Belinda, Perdita e Puck.[4] La scoperta di Perdita è in realtà successiva, ma è legata unicamente ad un riesame delle immagini raccolte nel 1986.[10]

Urano era l'ultimo pianeta gigante senza lune irregolari conosciute, ma dal 1997 ne sono state identificate nove irregolari orbitare lontano dal pianeta utilizzando telescopi terrestri. Nel 1997 viene scoperta Calibano, grazie alle osservazioni compiute da Brett James Gladman, Philip Nicholson, Joseph Burns e John Kavelaars con il telescopio telescopio Hale da 5 metri dell'Osservatorio di Monte Palomar, in California. Viene inoltre scoperta Sicorace; nel 1999 vengono scoperte Stefano (Brett Gladman), Prospero (Matthew Holman) e Setebos, e nel 2001 vengono individuate Trinculo (Matthew Holman), Ferdinando (Matthew Holman, John Kavelaars, Dan Milisavljevic e Brett Gladman) e Francisco. Infine nel 2003, grazie al Hubble vengono scoperte Cupido, Mab e Margherita; quest'ultima, la cui scoperta è stata annunciata da Scott S. Sheppard nell'ottobre 2003 è stata l'ultima luna uraniana scoperta.[11]

Caratteristiche e gruppi[modifica | modifica wikitesto]

Il sistema satellitare di Urano è il meno massiccio tra quelli dei pianeti giganti, infatti la massa combinata dei cinque satelliti principali è meno della metà di quella del solo Tritone il maggiore dei satelliti di Nettuno.[12] Il più grande dei satelliti, Titania, ha un raggio di 789 km, meno della metà di quella della Luna, ma leggermente superiore a quella di Rea, la seconda luna più grande di Saturno, rendendo Titania l'ottava luna più grande del sistema solare. Urano è circa 10.000 volte più massiccio delle sue lune

Satelliti interni[modifica | modifica wikitesto]

Urano ha 13 lune interne le cui orbite si trovano all'interno di quella di Miranda. Questi satelliti sono connessi con gli anelli di Urano, e sono probabilmente il risultato della frammentazione di una o più piccole lune.[13] Le due lune più interne Cordelia e Ofelia) sono satelliti pastori dell'anello ε di Urano, mentre la piccola luna Mab è una fonte dell'anello μ più esterno.[14] Potrebbero esserci altre due piccole lune pastore non ancora scoperte (2-7 km di raggio) situate a circa 100 km all'esterno degli anelli α e β di Urano.[15]

A 162 km, Puck è la più grande delle lune interne di Urano e l'unica fotografata in dettaglio dalla Voyager 2. Tutte le lune interne sono oggetti oscuri, la loro albedo è inferiore al 10% e sono composte da acqua ghiacciata contaminata da materiale scuro,[16] probabilmente organici trattati con radiazioni.[17]

Le piccole lune interne si perturbano costantemente a vicenda e le loro orbite sembrano caotiche e apparentemente instabili. Le simulazioni al computer mostrano che le orbite dei satelliti potrebbero incrociarsi pericolosamente e ciò potrebbe portare a delle collisioni fra di loro in tempi relativamente brevi su scala astronomica.[14] Desdemona ad esempio potrebbe entrare in collisione con Cressida o Giulietta entro i prossimi 100 milioni di anni.[18]

Lune maggiori[modifica | modifica wikitesto]

I satelliti regolari di Urano si distinguono per avere orbite quasi circolari e relativamente piccole (rispetto al campo gravitazionale del pianeta) e in aggiunta sono situati molto vicino al piano equatoriale del pianeta.
I cinque satelliti principali, Miranda, Ariel, Umbriel, Titania e Oberon, fanno tutti parte del gruppo dei satelliti regolari; il loro periodo di rotazione è pari al periodo orbitale (similmente a quando accade per la Luna con la Terra, cioè, essi rivolgono sempre lo stesso emisfero verso la superficie di Urano, secondo un moto di rotazione sincrona).

Si pensa che le maggiori lune di Urano si siano formate nel disco di accrescimento esistente attorno a Urano per qualche tempo dopo la sua formazione, oppure potrebbe essere il risultato di un grande impatto subito da Urano all'inizio della sua storia.[19][20] Questa ipotesi è supportata dalla loro grande inerzia termica, una proprietà di superficie che condividono con i pianeti nani come Plutone e Haumea[21] e differisce fortemente dal comportamento termico delle lune irregolari uraniane, paragonabile a quello dei classici oggetti transnettuniani, la cui origine è quindi probabilmente diversa.[22]

I satelliti maggiori hanno una composizione chimica simile tra loro, con quantità simili di roccia e ghiaccio d'acqua, con l'eccezione di Miranda, costituita principalmente da ghiaccio.[23] Ariel ha la superficie più brillante e giovane e presenta il minor numero di crateri da impatto tra i cinque satelliti, mentre Umbriel, dalla superficie scura, sembra abbia la superficie più antica. Si ritiene che una risonanza orbitale nel passato di 3:1 tra Miranda e Umbriel e una risonanza 4:1 tra Ariel e Titania siano responsabili del riscaldamento mareale che ha causato una notevole attività endogena su Miranda e Ariel. Le superfici sono pesantemente craterizzate, anche se, ad eccezione di Umbriel, mostrano segni di rimodellamento sotto forma di lineamenti (canyon) e, nel caso di Miranda, anche di strutture ovoidali chiamate coronae.[4] Le grandi lune possono essere differenziate internamente, con nuclei rocciosi circondati da mantelli di ghiaccio,[23] mentre Titania e Oberon potrebbero ospitare oceani di acqua liquida al confine tra nucleo e mantello,[23] e tutte, compresa Titania che è la più grande, non sembrano possedere un'atmosfera.[24]

L'asse di rotazione dei satelliti maggiori è quasi parallelo a quello di Urano e le loro orbite seguono il piano equatoriale di Urano, quindi il percorso nel cielo del Sole differisce sostanzialmente da quello delle altre lune del sistema solare, come accade del resto al loro pianeta.[4] Il Sole sembrerebbe seguire nel cielo un percorso circolare attorno al polo celeste di Urano, discostandosi al massimo di 7 gradi da esso. Vicino all'equatore, sarebbe visto quasi a nord o a sud (a seconda della stagione) e a latitudini superiori a 7°, il Sole traccerebbe un percorso circolare di circa 15 gradi nel cielo senza mai tramontare.

Il Sistema di Urano con i suoi satelliti

I satelliti irregolari[modifica | modifica wikitesto]

Magnifying glass icon mgx2.svgLo stesso argomento in dettaglio: Gruppo di Sicorace.

I satelliti irregolari, contrariamente al gruppo dei regolari, presentano orbite di maggiori dimensioni, più eccentriche e inclinate rispetto al piano equatoriale di Urano.
A questo gruppo appartengono nove satelliti minori: Francisco, Calibano, Stefano, Trinculo, Sicorace, Margherita, Prospero, Setebos e Ferdinando. Tutti tranne Margherita, sono caratterizzati da un moto retrogrado di rivoluzione; questi otto satelliti vengono talvolta raggruppati nel gruppo di Sicorace.[25] Si ritiene che i satelliti irregolari, a differenza dei regolari, non si siano formati all'interno del sistema uraniano, ma siano stati catturati, in tempi successivi, dalla forza di gravità del pianeta (il raggio della sfera di Hill di Urano è di circa 70 milioni di chilometri).[5]

Le lune irregolari di Urano variano in dimensioni da 120–200 km (Sicorace) a circa 20 km (Trinculo).[5] A differenza dei satelliti irregolari di Giove, quelli di Urano non mostrano alcuna correlazione tra l'asse di rotazione e l'inclinazione orbitale. Le lune retrograde possono essere divise in due gruppi in base all'eccentricità orbitale. Il gruppo interno comprende quei satelliti più vicini a Urano (a meno di 0,15 raggi uraniani) e moderatamente eccentrici (e=~0,2), vale a dire Francisco, Caliban, Stephano e Trinculo.[3] Il gruppo esterno (a > 0,15 rH) comprende satelliti con un'elevata eccentricità (~0,5): Sicorace, Prospero, Setebos e Ferdinando.[5]

A causa dell'instabilità di Kozai non sono conosciute lune con inclinazione intermedie da 60° a 140°.[5] In questa regione di instabilità, le perturbazioni solari all'apoapse fanno sì che le lune acquisiscano grandi eccentricità che portano a collisioni con i satelliti interni oppure all'espulsione dal sistema uraniano. La vita delle lune nella regione di instabilità va da 10 milioni a un miliardo di anni.[5]

Margaret è l'unica luna irregolare conosciuta con orbita prograda e nel 2015 era quella con l'orbita più eccentrica tra i satelliti naturali nel sistema solare (e=0,81), sebbene la luna di Nettuno Nereide abbia un'eccentricità media più alta.[26]

Prospetto[modifica | modifica wikitesto]

Satelliti interni Satelliti principali Satelliti irregolari (retrogradi) Satelliti irregolari (progradi)

Segue un prospetto con i dati dei 27 satelliti di Urano conosciuti, ordinati per periodo di rivoluzione intorno al pianeta. Sono evidenziati in violetto i satelliti abbastanza massicci da possedere una forma sferoidale, e in grigio scuro i satelliti irregolari, probabilmente catturati in un secondo momento dalla forza di gravità del pianeta.[3]

Nome Diametro
medio
(km)
Massa
(kg)
Raggio
orbitale
medio (km)
Periodo
orbitale
Scoperta
(anno)
Urano VI Cordelia 13 ± 2 0,8×1018 49 752 0,3350338 giorni 1986
Urano VII Ofelia 15 ± 8 0,8×1018 53 764 0,376400 giorni 1986
Urano VIII Bianca 21 ± 4 0,8×1018 59 166 0,43457899 giorni 1986
Urano IX Cressida 80 ± 4 0,343×1018 61 780 0,463570 giorni 1986
Urano X Desdemona 64 ± 8 0,178×1018 62 680 0,473650 giorni 1986
Urano XI Giulietta 94 ± 8 0,557×1018 64 350 0,493065 giorni 1986
Urano XII Porzia 135 ± 8 1,68×1018 66 090 0,513196 giorni 1986
Urano XIII Rosalinda 72 ± 12 0,254×1018 69 940 0,558460 giorni 1986
Urano XXVII Cupido ~17,8 3,8×1015 74 800 0,618 giorni 2003
Urano XIV Belinda 81 ± 16 0,357×1018 75 260 0,623527 giorni 1986
Urano XXV Perdita ~26,6 13×1015 76 420 0,638 giorni 1986
Urano XV Puck 162 ± 4 2,89 × 1018 86 010 0,761833 giorni 1986
Urano XXVI Mab ~24,8 1,0 × 1016 97 734 0,923 giorni 2003
Urano V Miranda 471,6 ± 1,4 (66 ± 7) × 1018 129 390 1,413479 giorni 1948
Urano I Ariel 1157,8 ± 1,2 (1,35 ± 0,12) × 1021 191 020 2,520379 giorni 1851
Urano II Umbriel 1169,4 ± 5,6 (1,17 ± 0,13) × 1021 266 300 4,144177 giorni 1851
Urano III Titania 1577,8 ± 3,6 (3,53 ± 0,09) × 1021 435 910 8,705872 giorni 1787
Urano IV Oberon 1522,8 ± 5,2 (3,01 ± 0,07) × 1021 583 520 13,463239 giorni 1787
Urano XXII Francisco ~12 1,3×1015 4 276 000 -0,7299 anni 2001
Urano XVI Calibano ~98 0,73×1018 7 231 000 -1,5871 anni 1997
Urano XX Stefano ~20 6×1015 8 004 000 -1,8546 anni 1999
Urano XXI Trinculo ~10 0,75×1015 8 504 000 -2,0780 anni 2001
Urano XVII Sicorace ~190 5,4×1018 12 179 000 -3,5272 anni 1997
Urano XXIII Margherita ~11 1,3×1015 14 345 000 4,6401 anni 2003
Urano XVIII Prospero ~30 21×1015 16 256 000 -5,4136 anni 1999
Urano XIX Setebos ~30 21×1015 17 418 000 -6,1185 anni 1999
Urano XXIV Ferdinando ~12 1,3×1015 20 901 000 -7,7300 anni 2001

Note sui nomi[modifica | modifica wikitesto]

Alcuni asteroidi hanno dei nomi simili ad alcuni satelliti di Urano; si tratta di 171 Ophelia, 218 Bianca, 548 Kressida, 593 Titania, 666 Desdemona, 763 Cupido, 900 Rosalinde, 1131 Porzia, 1285 Julietta e 2758 Cordelia.

Note[modifica | modifica wikitesto]

  1. ^ Uranus Moons, su solarsystem.nasa.gov, NASA.
  2. ^ Andy Tomaswick, The Moons of Uranus Are Fascinating Enough On Their Own That We Should Send a Flagship Mission Out There, su universetoday.com, Universe Today, 26 luglio 2020.
  3. ^ a b Uranian Satellite Fact Sheet, su nssdc.gsfc.nasa.gov.
  4. ^ a b c d e B. A. Smith et al., Voyager 2 in the Uranian System: Imaging Science Results, in Science, vol. 233, n. 4759, 4 luglio 1986, DOI:10.1126/science.233.4759.43.
  5. ^ a b c d e f g S. S. Sheppard et al., An Ultradeep Survey for Irregular Satellites of Uranus: Limits to Completeness, in Astronomical Journal, vol. 129, n. 1, 2005, pp. 518–525, DOI:10.1086/426329, arXiv:astro-ph/0410059.
  6. ^ John Herschel, On the Satellites of Uranus, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 3, n. 5, 1834, pp. 35–36, DOI:10.1093/mnras/3.5.35.
  7. ^ William Lassell, On the interior satellites of Uranus, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 12, 1851, pp. 15–17, DOI:10.1093/mnras/12.1.15.
  8. ^ William Lassell, Letter from William Lassell, Esq., to the Editor, in Astronomical Journal, vol. 2, n. 33, dicembre 1851, p. 70, DOI:10.1086/100198.
  9. ^ a b G. P. Kuiper, The Fifth Satellite of Uranus, in Publications of the Astronomical Society of the Pacific, vol. 61, n. 360, 1949, p. 129, Bibcode:1949PASP...61..129K, DOI:10.1086/126146.
  10. ^ Erich Karkoschka, Voyager's Eleventh Discovery of a Satellite of Uranus and Photometry and the nome Size Measurements of Nine Satellites, in Icarus, vol. 151, n. 1, 2001, pp. 69–77, DOI:10.1006/icar.2001.6597.
  11. ^ Scott S. Sheppard e D. C. Jewitt, S/2003 U 3, in IAU Circular, vol. 8217, 9 ottobre 2003, p. 1.
  12. ^ G.L. Tyler et al., Voyager radio science observations of Neptune and Triton, in Science, vol. 246, n. 4936, 1989, pp. 1466–73, DOI:10.1126/science.246.4936.1466, PMID 17756001.
  13. ^ L. W. Esposito, Planetary rings, in Reports on Progress in Physics, vol. 65, n. 12, 2002, pp. 1741–1783, DOI:10.1088/0034-4885/65/12/201.
  14. ^ a b Mark R. Showalter e Jack J. Lissauer, The Second Ring-Moon System of Uranus: Discovery and Dynamics, in Science, vol. 311, n. 5763, 17 febbraio 2006, pp. 973–977, DOI:10.1126/science.1122882.
  15. ^ R.O. Chancia; M. M Hedman, Are there moonlets near Uranus' alpha and beta rings?, in The Astronomical Journal, vol. 152, n. 6, 2016, p. 211, DOI:10.3847/0004-6256/152/6/211, arXiv:1610.02376.
  16. ^ Erich Karkoschka, Comprehensive Photometry of the Rings and 16 Satellites of Uranus with the Hubble Space Telescope, in Icarus, vol. 151, n. 1, 2001, pp. 51–68, DOI:10.1006/icar.2001.6596.
  17. ^ Christophe Dumas, Bradford A. Smith e Richard J. Terrile, Hubble Space Telescope NICMOS Multiband Photometry of Proteus and Puck, in The Astronomical Journal, vol. 126, n. 2, 2003, pp. 1080–1085, DOI:10.1086/375909.
  18. ^ Martin J. Duncan e Jack J. Lissauer, Orbital Stability of the Uranian Satellite System, in Icarus, vol. 125, n. 1, 1997, pp. 1–12, DOI:10.1006/icar.1996.5568.
  19. ^ O. Mousis, Modeling the thermodynamical conditions in the Uranian subnebula – Implications for regular satellite composition (PDF), in Astronomy & Astrophysics, vol. 413, 2004, pp. 373–380, DOI:10.1051/0004-6361:20031515.
  20. ^ Garry E. Hunt; Patrick Moore, Atlas of Uranus, Cambridge University Press, 1989, pp. 78–85, ISBN 0-521-34323-2.
  21. ^ Ö. H. Detre et al., Herschel -PACS photometry of the five major moons of Uranus, in Astronomy & Astrophysics, vol. 641, 2020, pp. A76, DOI:10.1051/0004-6361/202037625, arXiv:2006.09795.
  22. ^ A. Farkas Takács, Cs. Kiss, A. Pál, L. Molnár, Gy. M. Szabó, O. Hanyecz, K. Sárneczky, R. Szabó, G. Marton, M. Mommert e R. Szakáts, Properties of the Irregular Satellite System around Uranus Inferred from K2 , Herschel , and Spitzer Observations, in The Astronomical rivista, vol. 154, n. 3, 31 agosto 2017, p. 119, DOI:10.3847/1538-3881/aa8365, arXiv:1706.06837.
  23. ^ a b c Hauke Hussmann, Frank Sohl e Tilman Spohn, Subsurface oceans and deep interiors of medium-sized outer planet satellites and large trans-neptunian objects, in Icarus, vol. 185, n. 1, November 2006, pp. 258–273, DOI:10.1016/j.icarus.2006.06.005.
  24. ^ T. Widemann et al., Titania's radius and an upper limit on its atmosphere from the September 8, 2001 stellar occultation (PDF), in Icarus, vol. 199, n. 2, pp. 458–476, DOI:10.1016/j.icarus.2008.09.011 (archiviato dall'url originale il 25 luglio 2014).
  25. ^ Fulvio Fusco, Pianeti e Esopianeti. Nuove scoperte, Youcanprint, 2014, p. 381.
  26. ^ Planetary Satellite Ephemerides, su ssd.jpl.nasa.gov, NASA.

Altri progetti[modifica | modifica wikitesto]

Controllo di autoritàLCCN (ENsh89002790 · J9U (ENHE987007546556305171
  Portale Sistema solare: accedi alle voci di Wikipedia sugli oggetti del Sistema solare