Corso di Astronomia
Saturno è il sesto pianeta del Sistema solare in
1800 km/h e per questo molto
più veloci di quelli su Giove.
ordine di distanza dal Sole e 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 d’idrogeno, e in
piccole proporzioni di elio, cui seguono, in proporzione
decrescente, gli altri elementi. Il nucleo, consistente in
silicati e ghiacci, è circondato da uno spesso strato
d’idrogeno metallico e quindi di uno strato esterno gassoso.
Nell’atmosfera di Saturno, i venti possono raggiungere i
Saturno è circondato da
un vistoso ed esteso sistema di
anelli, composto principalmente da particelle di ghiacci e
polveri di silicati. Tra le lune
conosciute che orbitano intorno al pianeta, circa una sessantina, Titano è la più grande ed è l'unica luna del Sistema solare ad avere un'atmosfera significativa.
Saturno è conosciuto sin dall’antichità e tra i pianeti visibili a occhio nudo è
l’ultimo. Il primo astronomo a 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 come se fosse accompagnato da altri due corpi sui lati, e
per questo lo definì "tricorporeo". Nelle osservazioni successive - con l'uso di strumenti
più sofisticati - la variazione dell'angolo visuale degli anelli gli mostrarono via via aspetti
diversi,al punto che chiamò il pianeta "bizzarro". Galileo nei suoi schizzi su Saturno
ipotizzò varie soluzioni per la sua forma, fra cui anche possibili anelli, che tuttavia erano
tangenti la superficie del corpo celeste.
Nei secoli successivi Saturno fu oggetto di approfonditi studi tanto che
nel 1655
l'astronomo Christiaan Huygens fu il primo a intuire la natura anulare dei corpi visti da
Galileo attorno al pianeta scoprendo nel frattempo il satellite Titano. Nel 1675 Giandomenico Cassini fu il primo a ipotizzare la natura degli anelli e v’individuò la prima suddivisione o lacuna, che ancora oggi porta il suo nome.
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Inoltre scoprì altre quattro lune saturniane: nel 1671, Rea
nel 1672, Dione e Teti nel 1684. Nel 1859, il fisico scozzese James
Clerk Maxwell dimostrò per via teorica la natura granulare degli
anelli.
Il momento migliore per osservare Saturno e i suoi anelli
è l'opposizione (ovvero quando l'elongazione del pianeta è di
180°, e quindi si trova nella parte di cielo opposta al Sole).
In tutti questi casi il diametro di Saturno è troppo piccolo
per poterlo percepire a occhio nudo, e il pianeta apparirà sempre
come un punto. Per poter distinguere il disco del pianeta e i suoi
anelli è sufficiente un telescopio di modesta potenza, dai 40 ingrandimenti in su. Si potrebbe vederlo anche con un binocolo, ma
sono pochi i binocoli in grado di fornire almeno 40 ingrandimenti.
Saturno appare visibilmente schiacciato ai poli: i suoi diametri equatoriale e pola-
re differiscono di quasi il 10% (120 536 km contro 108 728 km).
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Questa forma è il risultato della sua rapida rotazione e della sua composizione
chimica - la sua densità per centimetro cubico è la più bassa del Sistema solare – pertanto è facile a deformarsi.
Anche gli altri pianeti, in particolare i giganti gassosi
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/cm3.
In realtà il valore medio è una combinazione di densità molto basse, nell'atmosfe-
ra 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 composto di rocce e
metalli non particolarmente massiccio.
Saturno orbita attorno al Sole a una distanza media di
1,427 miliardi di chilometri, percorrendo una rivoluzione completa in 29,4 anni terrestri. La sua orbita è inclinata di 2,48° rispetto all'eclittica ed è eccentrica di un fattore 0,05. La luce
del Sole, alla sua distanza 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 26,73 gradi, regalando al pianeta un ciclo di stagioni più o meno simile a quello terrestre e
marziano, ma molto più lungo.
Il periodo di rotazione di Saturno sul proprio asse varia a secondo della quota; gli
strati superiori, nelle regioni equatoriali, impiegano 10,2 ore a compiere un giro completo, mentre nucleo e mantello ruotano in 10,6 ore.
L'atmosfera di Saturno mostra 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 da poter condurre
regolari osservazioni delle caratteristiche atmosferiche di Saturno. Sono state trovate
tempeste di forma ovale molto simili a quelle di Giove.
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Nel 1990 il Telescopio Spaziale Hubble os-
servò un’enorme nube bianca vicino all'equatore
del pianeta, e un'altra fu osservata nel 1994. Negli
anni ottanta le due sonde del Programma Voyager
fotografarono una struttura esagonale presente
nei pressi del polo nord del pianeta, che è stata
osservata anche dalla sonda Cassini. Non si conoscono ancora le cause della presenza di questa
forma geometrica regolare, ma sembra che non
sia collegato con la radio-emissione di Saturno e
con la sua attività di aurore polari.
L'atmosfera di Saturno, molto simile a quel-
tivi.
la di Giove, è composta principalmente d’idrogeno
ed elio; quella di Saturno contiene tuttavia una
percentuale d’idrogeno leggermente maggiore, oltre ad una quantità di fosforo e 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 e arsina. Probabilmente questi composti chimici, che normalmente non
potrebbero esistere in un'atmosfera a base
d’idrogeno ed elio, si originano in reazioni chimiche sconosciute e sono poi spinti fino al livello atmosferico visibile del pianeta da forti moti convet-
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Una differenza, sostanziale, fra le atmosfere di Giove e Saturno è la presenza di
bande chiare e scure, in special modo presso l'equatore, molto evidenti su Giove ma estremamente soffuse e poco contrastate in Saturno. Probabilmente il motivo è la minore
temperatura atmosferica di Saturno (130 K nell'alta atmosfera), che favorisce la formazione di nubi a una profondità maggiore rispetto a Giove. nonostante ciò l'atmosfera saturniana è percorsa da fortissimi venti, che soffiano fino a raggiungere i 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.
Saturno possiede struttura molto simile a quella del Sole, poiché costituito per il 75%
d’idrogeno, il 25% di elio, tracce d'acqua metano e ammoniaca.
Nello
strato esterno è presente
un’atmosfera dove si alternano fasce chiare e
scure parallele all'equatore con perturbazioni
cicloniche e formazioni di nubi; il tutto scivola
nella zona sottostante, un oceano liquido
d’idrogeno molecolare ed elio che sovrasta un
involucro tra 0,2 e 0,5 raggi planetari sottoposto ad una pressione di 3 milioni di atmosfere
dove l'idrogeno metallico liquido domina incontrastato ad una temperatura di circa 20 000
°C. Al centro del pianeta, è presente il nucleo,
che ha come dimensione quasi le dimensioni
della Terra, con una temperatura di circa 12 000
°C e una pressione di 8 milioni di atmosfere, formato da silicati ferrosi e ghiaccio.
Siccome Saturno, al pari di Giove, irradia, nell'infrarosso, una energia all'incirca
doppia di quella che riceve dal Sole, si pensa che l'elio essendo più pesante dell'idrogeno
sprofondi nell'oceano liquido, quindi si comprima e di conseguenza liberi calore che
per convezione migra verso l'alto fino all'atmosfera, dove può sfuggire nello spazio.
L'esistenza di un campo magnetico di Saturno è stata accertata dalla sonda
Pioneer 11 (1979), anche la sonda Cassini ha fornito importanti dati. La sua origine, come per il pianeta Giove, è dovuta allo strato d’idrogeno liquido all'interno del pianeta,
ove si producono frequenti scariche elettriche, e all’elevata velocità di rotazione
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Il suo orientamento è quasi coincidente con l'asse di rotazione (con uno scarto in-
feriore 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 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 di atomi d’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.
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.
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Il satellite saturniano più interessante è di gran lunga Titano, l'unico satellite
del sistema solare a possedere una densa atmosfera.
Si pensava che Titano fosse il più grande satellite del Sistema Solare ma le os-
servazioni più recenti hanno mostrato che la sua atmosfera è così spessa da mascherare
la grandezza della sua superficie solida che risulta quindi più piccola di quella di Ganimede. Nonostante la perdita di questo primato rimane sempre uno dei più grandi tra i
satelliti del Sistema Solare superando pure, in grandezza, anche un pianeta: Mercurio.
Saturno è circondato da un gran numero di satelliti che possono essere visti al-
lineati solo quando l'anello si presenta di taglio. Sino a oggi se ne conoscono 18 è probabile però che ve ne siano altri nascosti tra le suddivisioni degli anelli. Tutti i satelliti,
escluso Phoebe, ruotano intorno a Saturno volgendogli sempre la stessa faccia
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.
Saturno
possiede un magnifico sistema di anelli planetari, pur non essendo unico nel sistema solare, è
tuttavia il più maestoso.
Gli
anelli di
Saturno sono più riflettenti del disco del pianeta (che ha un’albedo
di 0.5) e quindi contribuiscono notevolmente
allo splendore del pianeta che appare molto
più brillante quando
sono visti frontalmente.
G
li anelli si
.
estendono per oltre
135000 km ed hanno
uno spessore non superiore a qualche km.
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Gli anelli sono disposti sul piano equatoriale di
Saturno e si presentano di taglio, all'osservazione da
Terra, a intervalli di 13.75 e 15.75 anni. In questa configurazione sono al limite della visibilità in quanto molto
sottili.
Gli
anelli visibili vengono indicati con lettere
maiuscole: i principali (osservabili anche da Terra) sono
gli anelli A (il più esterno) B e C che presentano delle
divisioni nette determinate dall'interazione gravitazionale con i satelliti del sistema di Saturno. Tra gli anelli A
e B (che sono i più brillanti) esiste la divisione di Cassini
dal nome del suo scopritore. La suddivisione nell'anello A, molto più debole è nota come
divisione di Encke. L'anello C è semitrasparente ed è chiamato anche "anello scuro". Gli
altri anelli sono stati scoperti grazie alle sonde spaziali; cioè dalle sonde Voyager 1 e 2.
L'anello D è interno (prima dell'anello A) mentre gli anelli E, F e G sono tutti più esterni
rispetto all'anello A.
Il materiale degli anelli, in particolare quello dell'anello F, è influenzato dai picco-
li satelliti "pastori" in essi incorporati. Si chiamano "pastori" in quanto uno attira e l'altro respinge le particelle che si trovano nell'anello. Prometheus è interno all'anello F
mentre Pandora viaggia all'esterno di esso. Come conseguenza si ha che l'anello F risulta formato da 5 componenti che si muovono su orbite che si intersecano dando luogo ad una specie di "attorcigliamento" dell'intera struttura che muta la propria forma
in tempi variabili dalle ore ai mesi.
Più in generale tra gli anelli A ed F orbitano due satelliti: Atlas e Prometheus
mentre tra gli anelli F e G (separati da quasi 30000 km) orbitano Pandora, Epimetheus
e Janus. Al limite esterno degli anelli A e B le orbite hanno una risonanza 2:1 con Mimas ed una 7:6 con Janus. In altri termini quando Mimas compie una rivoluzione le
particelle che costituiscono gli anelli ne compiono due. In questo modo la forza gravitazionale si ripete periodicamente perturbando in modo drastico la parte dell'anello interessata.
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.
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L'origine degli anelli è sconosciuta. Ci sono due ipotesi principali: che siano il risul-
tato 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 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, che si ritiene sia originato da Febe, 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 esten-
de su 11,9 milioni di chilometri. La scoperta potrebbe essere decisiva per risolvere il
problema legato alla colorazione del satellite Giapeto: gli astronomi ritengono che le
particelle dell'anello, che orbitano Saturno in modo retrogrado (proprio come Febe), vadano a collidere contro la superficie di Giapeto quando esso, durante il suo moto orbitale, attraversa l'anello.
Da terra sono visibili due grossi anelli detti A e B, e uno piu' tenue, detto anello C.
Tra i primi due c'e' una divisione detta di Cassini, in onore dell'astronomo che la scoprì
nel 1675. L'anello A presenta invece al suo interno la divisione di Encke.
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In realtà la sonda Pioneer 11 ha rivelato che ognuno di questi anelli è compo-
sto a sua volta da migliaia di anelli più sottili, come in un disco musicale solcato da innumerevoli incisioni.
Saturno presenta un sistema di macchie, analogo a quello di Giove. Il minore
contrasto cromatico le rende però di più difficile individuazione per cui il fenomeno non
appare in tutta la sua drammatica evidenza così come invece avviene su Giove.
Nell'emisfero settentrionale si osserva una macchia disposta a 27° (gradi) di
latitudine nord. Dal momento che è visibile nell'ultravioletto se ne deduce che è situata
ad altezze maggiori di quelle corrispondenti alle nubi circostanti. A 42° di latitudine nord
si osservano alcune macchie di colore marrone la più grande delle quali ha dimensioni di
5000 x 3300 km. La più grande macchia ovale stabile è situata a 72° di latitudine nord
con dimensioni di 10000 x 6000 km (la "Grande Berta")
Nell'emisfero sud si osserva un'altra grande macchia di forma ovale, (chiama-
ta "Macchia di Anna" o "Nube Ovale Rossa") si trova a 55° di latitudine sud (con dimensioni di 5000 x 3000 km). Venne osservata da Voyager 2 nell'agosto del 1980 e vista di
nuovo nel settembre del 1981. Il suo colore rossastro è dovuto alla presenza di fosforo.
È molto somigliante alla Grande Macchia Rossa di Giove per cui si ritiene che queste
formazioni siano una caratteristica comune dei pianeti giganti.
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La causa della lunga durata di questi vortici è poco nota. Una possibile spie-
gazione riguarda un collegamento del vortice con un sistema molto più profondo e stabile, che si sviluppa in verticale, rendendolo così capace di resistere a delle forti perturbazioni. Un'altra possibilità è che si tratti di un'"onda solitaria", consistente in una sola
"cresta" invece che in una serie di massimi e minimi come le onde luminose, che viaggia
per lungo tempo indisturbata nell'atmosfera di Saturno.
La sua gravità specifica è minore di quella dell'acqua per cui, trovando un recipiente riempito di acqua abbastanza grande da contenerlo, Saturno immerso in esso
galleggerebbe!
Saturno fu visitato per la prima volta dalla sonda sta-
tunitense 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.
In base a ricerche recenti, sui dati provenienti da os-
servazioni 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 e 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.
Il primo veicolo a esplorare Saturno fu il Pioneer 11 nel 1979. La prima sorpresa
fu la scoperta di un nuovo anello esterno denominato F e, poco più distante, la presenza
di un nuovo satellite denominato 1980 S1 (Janus).
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Le prime misure della strumentazione di bordo della sonda riguardarono la ma-
gnetosfera di Saturno. Tra le altre sue maggiori scoperte si annovera la misurazione del
campo magnetico di Saturno (circa uguale a quello terrestre). In seguito il Pioneer 11
attraversò il piano degli anelli a una distanza di soli 38000 km dal bordo esterno
dell'anello F.
L'esplorazione del pianeta fu proseguita dalle due missioni Voyager. Il Voyager 1
arrivò vicino a Saturno grazie alla maggiore accelerazione ottenuta seguendo una traiettoria più vicina a Giove e utilizzando il rilancio per effetto "fionda gravitazionale" per essere proiettato verso Urano. Il 12 novembre del 1979 la sonda passò alla distanza minima di 64200 km compiendo prima una ricognizione di alcuni dei numerosi satelliti del
pianeta. Le maggiori sorprese riguardarono gli anelli che si rivelarono un sistema molto
più complesso di quello immaginato
dai planetologi.
Voyager 2 arrivò in vista dell'e-
misfero settentrionale di Saturno il 15
agosto del 1981 e sorvolò il tetto di
nubi del pianeta da una quota di
41000 km. Quando la sonda però riemerse da dietro Saturno inviò immagini perfettamente esposte ma di spazio nero. Allo Jet Propulsion Laboratory JPL ci si rese conto che la piattaforma sulla quale erano montati gli
strumenti e le telecamere si era bloccata. Dopo due giorni e mezzo di tentativi si riuscì a sbloccare la piattaforma e la sonda poté inviare a terra stupende immagini del pianeta, dei suoi
satelliti e del sistema di anelli.
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Urano è il settimo pianeta del sistema solare in ordine
di distanza dal Sole, il terzo per diametro e il quarto per massa. Porta il nome della divinità greca del cielo, Urano , padre
di Crono (Saturno) e nonno di Zeus (Giove). Sebbene sia visibile anche a 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;
venne scoperto soltanto il 13 marzo 1781 da William Herschel, diventando
così il primo pianeta
a
essere
stato scoperto per mezzo di un telescopio. La sua scoperta giunse del tutto inaspettata: i pianeti visibili a 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, il quale 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 d’idrogeno ed elio, contiene una proporzione elevata di
"ghiacci", come l'acqua, l'ammoniaca e il metano, assieme a tracce d’idrocarburi; è anche l'atmosfera più fredda del sistema solare, con una temperatura minima che può
scendere fino a 49 K (−224 °C). Inoltre 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 invece sarebbe composto principalmente di ghiacci e rocce.
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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. Quindi, ruotai mantenendo uno dei
suoi poli verso il Sole per metà del periodo di rivoluzione con il risultato di un’ estremizzazione delle fasi stagionali. Inoltre, poiché l'asse è inclinato di poco più di 90°, la rotazione è tecnicamente parlando, 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. Infatti 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 quando il pianeta si
è avvicinato all'equinozio. La velocità dei venti su Urano può raggiungere i 900 km/h.
Il pianeta manifesta variazioni 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 infatti appare leggermente più grande 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: infatti durante i periodi d’intensa attività solare, le variazioni nella luminosità del
pianeta sono più evidenti.
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Tra il 1995 e il 2006 la magnitudine apparente di Urano è variata
tra +5,5 e
+6,0, ponendolo giusto al di sopra del limite per la visibilità a occhio nudo, intorno +6,5.
All'opposizione, Urano, è visibile come una debole stella quando il cielo è scuro e può
essere osservato anche in ambiente cittadino utilizzando un binocolo. Dalla terra ha un
diametro compreso tra 3,4 and 3,7 arcsecondi. Con un telescopio a 100 ingrandimenti si
riesce a intravvedere la forma di un disco, fino ad arrivare all’ingrandimento 500× dove
raggiunge le dimensioni angolari della Luna. Anche utilizzando grossi telescopi non può
essere visto nessun dettaglio del suo disco. Ad 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.
L'osservazione dei suoi satelliti
è difficoltosa, infatti Oberon e Titania possono
essere individuati con un telescopio da 8'', in un cielo particolarmente buio. Mentre aperture di 12 - 14 '' e 16 '' permettono l'osservazione di Ariel ed Umbriel rispettivamente. Miranda può essere osservata solo con grandi telescopi.
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.
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Le Monnier
fu vittima del suo stesso disordine: infatti una delle sue osservazioni fu trovata su una carta da pacchi usata per conservare la polvere per capelli.
Per inciso questi astronomi non sospettavano minimamente l'esistenza di pia-
neti oltre Saturno, semplicemente perché nessuno ci aveva mai pensato. Urano venne
trovato per caso, quando Sir William Herschel notò come un’ 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 ipotetici pianeti
rivelatisi inesistenti), questo perché prima non
erano mai stati cercati.
Sir William Herschel scoprì il pianeta il
13 marzo 1781, ma non lo riconobbe come tale:
rese pubblica la notizia soltanto il 26 aprile 1781
registrandolo come una "cometa". 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, 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. Infine, Johann Elert Bode, come edi-
tore del Berliner Astronomisches Jahrbuch, optò per Urano, nome di un dio greco. Maximilian Hell usò tale nome nella prima effemeride pubblicata a Vienna.
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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.
L'esplorazione di Urano è avvenuta soltanto per mezzo
della sonda Voyager 2 e non sono programmate al momento
ulteriori missioni esplorative in loco. Per ovviare alla mancanza
d’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, la fonte praticabile di energia è un generatore termoelettrico a radioisotopi.
Lo studio di Urano, infine, non è ritenuto prioritario dalle principali agenzie spa-
ziali, che stanno concentrando le proprie risorse nell'esplorazione dei sistemi di Giove e
di Saturno e stanno valutando l'opportunità di inviare una missione verso Nettuno.
IL massimo avvicinamento al pianeta, della sonda Voyager 2,
è avvenuto il 24
gennaio 1986, a 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.
Le prime analisi
dei dati furono tuttavia un’enorme delusione: non veniva riscontrata la presenza di fasce parallele né di nubi, contrariamente a quanto 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.
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La sonda, inoltre
scoprì nuove lune, inviò a Terra
le prime immagini degli anelli e scoprì attività geologica
sulle lune maggiori: in sostanza depositi scuri in fondo
a crateri ghiacciati indicavano la presenza di acqua
sporca dovuta ad attività
vulcanica.
L'atmosfera
è spessa
7600 km ed è composta
d’idrogeno (83%), elio (15%),
metano (2%) e tracce di acqua e ammoniaca. Nel 1986
la 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, ovvero più dell'80% della massa del pianeta, è formata da un liquido composto
principalmente da materiali "ghiacciati" di acqua, metano e ammoniaca, mentre la parte
centrale è formata da materiale più denso.
Il colore ciano del pianeta è dovuto
alla presenza di metano nell'atmosfera, il
quale assorbe la luce rossa e riflette quella blu. La temperatura della superficie delle nuvole che ricoprono Urano è di circa 55
K (-218 °C ); Urano è cosi distante dal Sole
che la differenza di temperatura tra l'estate e l'inverno è quasi nulla.
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Urano è composto principalmente di rocce e vari tipi di ghiaccio, con solo circa il 15% di
idrogeno e una piccola quantità 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, sen-
za 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.
La principale particolarità di Urano sta nell'inclinazione del suo asse che si trova
inclinato di 98° sul piano dell'orbita. Si può pertanto affermare che l'asse di rotazione di
Urano giace quasi sul suo piano orbitale.
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Di conseguenza, uno dei due poli vedrà il Sole per metà dell'orbita, e per la suc-
cessiva 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.
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 in base a questo 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 rice-
vono 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 ciò non è attualmente conosciuto. È sconosciuta anche il
motivo 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, che prodotto come risultato questa strana inclinazione dell'asse.
L'estrema inclinazione dell'asse di rotazione di Urano causa delle variazioni e-
streme 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 effettuate nel 2005 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).
Il campo magnetico di Urano è particolare, in quanto non ha il suo centro nel nu-
cleo 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 alla 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 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.
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Urano possiede un sistema di anelli appena percettibi-
le, 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 in-
terno è formato da undici sottili anelli planetari, mentre quello
più esterno è formato da due anelli.
Nel dicembre 2005 il telescopio spaziale Hubble ha fo-
tografato due nuovi anelli, il più largo dei quali ha un diametro due volte più grande degli anelli precedentemente conosciuti. 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.
I satelliti naturali di Urano fino ad oggi scoperti son 27, tra questi i 5 principali
sono Arie, Umbriel, Titania, Oberon, Miranda. Nel gennaio 1787 Herschel scoprì due satelliti di Urano: Titania e Oberon dai cui movimenti calcolò la massa del pianeta principale e la sua densità insieme ad altre caratteristiche fisiche. Nel 1851 Lassel scoprì altri due
satelliti denominati Ariel e Umbriel e infine Kuiper nel 1948 ne scoprì un altro, il più interno di tutti, Miranda.
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I satelliti noti prima della missione Voyager 2 erano i cinque
maggiori. Le orbite dei satelliti giacciono tutte su di un unico piano inclinato di 98° sul piano dell'orbita del pianeta e vengono
percorse in senso retrogrado.
La missione Voyager 2 portò alla scoperta di altri dieci satelliti
portando il totale dei satelliti conosciuti a quindici. Tutti i satelliti
sono esterni agli anelli esclusi Cordelia e Ophelia che costituiscono la coppia di satelliti "pastori" dell'anello. (Epsilon).
Hanno un'albedo di circa il 7 % e le loro superfici sono coperte
di materiale roccioso e ghiaccio. Hanno periodi orbitali compresi
tra le 18 ore (Puck) e le 8 ore (Cordelia). Non si conosce il modo
in cui ruotano i satelliti minori ma si può supporre che si comportino allo stesso modo dei cinque satelliti maggiori.
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 e Alexander Pope.
Il corso online “Astronomia di Base” ,
viene trasmesso utilizzando il Network
Skylive Telescopi Remoti. Per poter accedere al Network Skylive, è necessario collegarsi al sito Skylive.it e scaricare il Client Skylive NG.
Per mezzo di questo è possibile osservare in diretta dai telescopi siti in Italia e
in Australia, nonché seguire eventi online.
Le fotografie utilizzate nelle lezioni e nelle dispense sono di proprietà
della NA-
SA e dell’ESA.
Gli argomenti trattati nelle lezioni sono frutto di conoscenze personali
nonché dell’utilizzo di fonti varie: libri, dispense, internet.
Relatori lezioni online: Antonino Cutri
Grafica:
(Jarod)
Antonio De Pieri
(Acer_35)
Luca Scarparolo
(Luca.Scarparolo)
Daniela Gozzi (Dany)
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Creazione dispense:
Antonio De Pieri
Daniela Gozzi
Testi lezioni:
Antonio De Pieri
Stefano Missiaggia (Stefano79)
Luca Scarparolo
Si ringrazia tutto lo staff del Network Skylive Telescopi Remoti,
per la possibilità
e il supporto offertoci.
Gruppo Facebook “Skylive Telescopi Remoti”
Astronomia di base
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