ARIELE una delle maggiori lune di URANO, con faglie e crepacci. by Andreotti Roberto - INSA.

___________________________________________________________
___________________________________________________________
Aggiornato il 10/05/2019

Ariele

Parametri orbitali:
Ariel è la seconda più vicina al pianeta, orbitando alla distanza di circa 191.200 km. La sua orbita è poco eccentrica ed è inclinata molto poco rispetto all'equatore di Urano.
Il suo periodo orbitale è di circa 2,52 giorni terrestri, coincidente con il suo periodo di rotazione. Ciò significa che una faccia della luna è sempre rivolta verso il pianeta, una condizione nota come rotazione sincrona.

Stagioni estreme:
Poiché Ariel, come Urano, orbita intorno al Sole quasi sul proprio fianco rispetto alla sua rotazione, i suoi emisferi settentrionale e meridionale sono rivolti verso il Sole o dalla parte opposta ai solstizi. Questo significa che è soggetto ad un ciclo di stagioni estreme, proprio come i poli della Terra vedono la notte permanente o la luce del giorno intorno ai solstizi, allo stesso modo i poli di Ariel vedono la notte permanente o la luce del giorno per mezzo anno di Urano (42 anni terrestri), con il Sole che passa vicino allo zenit sopra ad uno dei poli ad ogni solstizio.

Interazione con il campo magnetico di Urano:
L'orbita di Ariel si trova completamente all'interno della magnetosfera di Urano e l'emisfero di coda (quello opposto rispetto alla direzione orbitale), di satelliti senza atmosfera che orbitano all'interno di una magnetosfera, viene colpito da plasma magnetosferico co-rotante con il pianeta. Questo bombardamento può portare all'oscuramento dell'emisfero di coda riscontrato per tutte le lune di Urano ad eccezione di Oberon, Inoltre Ariel cattura le particelle cariche della magnetosfera di Urano, producendo una netta flessione nel conteggio di particelle energetiche vicino all'orbita della luna osservata dal Voyager 2 nel 1986.

Superficie:

Ariel è il più luminoso dei satelliti di Urano. La sua superficie mostra un effetto di opposizione, la riflettività diminuisce dal 53% ad un angolo di fase di 0° (albedo geometrica) al 35% con un angolo di circa 1°. L'albedo di Bond di Ariel è di circa il 23%, la più alta tra i satelliti di Urano. La superficie di Ariel è generalmente di colore neutro. C'è una asimmetria tra l'emisfero di testa e quello di coda, il secondo sembra essere più rosso del primo del 2%. La superficie di Ariel generalmente non mostra alcuna correlazione tra albedo e geologia da un lato e colore dall'altro. Ad esempio, i canyon hanno lo stesso colore del terreno craterizzato. Tuttavia, i depositi chiari da impatto attorno ad alcuni crateri recenti sono di colore leggermente più blu. Ci sono anche alcuni punti leggermente blu, che non corrispondono ad alcuna caratteristica nota della superficie.

Struttura:
Ariel è la quarta in dimensioni delle lune di Urano (1157,8 km), e potrebbe avere la terza massa più grande (0,000228 Mt)(masse terrestri).
La densità è di 1.66 g/cm³, il che significa che si compone circa di parti uguali di acqua ghiacciata e di un componente denso non di ghiaccio. Quest'ultimo potrebbe consistere in rocce e materiale carbonioso comprendente composti organici pesanti noti come le toline.
Ha una gravità 0,27 m/s2 ed una velocità di fuga pari a 0,56 km/s.

( Nell'immagine, una foto sovraesposta, che ha messo in evidenza, il lato notturno illuminato dal riflesso di Urano, in cui possiamo notare alcune formazioni superficiali ).

Ariel è caratterizzato da un'intensa attività esogena ed endogena, che si manifesta con una ricca varietà di processi, deve essere geologicamente e tettonicamente attivo da molto tempo, come testimoniano i numerosi solchi creati da masse fluide viscose di origine vulcanica, ed i giganteschi canyon, denominati chasma, che dividono la sua crosta in vasti blocchi poligonali e che portano i nomi degli spiriti del vento o dell'atmosfera delle diverse mitologie:
Pixie Chasma, Kra Chasma, Korrigan Chasma.
Non sorprende, dunque, il fatto che Ariel abbia la superficie più giovane di tutti i satelliti di Urano, infatti non esistono crateri da impatto con diametro superiore ai 50 km, se si esclude il Yangoor Crater con un diametro di 78 km.

Scoperta:
Venne scoperto il 24 ottobre 1851 da Lassel, il nome gli venne assegnato solo nel 1852, su suggerimento del figlio di Herschel ed è quello di uno spirito dell'aria de La tempesta di W. Shakespeare.

( MAPPA ).
________________________________________________________
________________________________________________________

A cura di Andreotti Roberto.

MIRANDA il minore ed interno dei satelliti maggiori di URANO. by Andreotti Roberto - INSA.

__________________________________________________________
__________________________________________________________
Aggiornato il 11/06/2019

Miranda

Miranda si formò probabilmente da un disco di accrescimento che circondava il pianeta Urano poco dopo la sua formazione, o dopo l'evento catastrofico che ha prodotto la sua insolita inclinazione.

( In foto Inverness corona ).

Scoperta:
Miranda venne scoperta il 16 febbraio 1948 da Gerard Kuiper e porta il nome della figlia del mago Prospero de La tempesta di William Shakespeare.

Dati:
Ha un diametro di 471,6 km con una densità di 1,2 kg/dm3, orbita a 129.872 km da Urano in 1,413479 giorni.
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.

Superficie:

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.

( In foto, Verona 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.
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.

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, 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.

Analisi spettrale:
Uno spettro da 1,2 a 2,5 μm di Miranda ottenuto nel giugno 1999 rivela forti firme di ghiaccio d'acqua. Conferma l'esistenza di una caratteristica d'acqua di 2,0 μm precedentemente rilevata su Miranda e Mostra una forte seconda ampia caratteristica di assorbimento di ghiaccio d'acqua a 1,5-μm. Gli spettri rivelano anche una banda di assorbimento debole a 1,65 μm che è indicativo di ghiaccio d'acqua cristallino.
I modelli di riflettanza che combinano i nuovi spettri con la nuova fotometria indicano che gli spettri sono caratteristici di una superficie prevalentemente di ghiaccio-acqua, con una grande frazione di contaminanti carbonacei o silicati, e la possibile presenza di ammoniaca idrato, come una caratteristica apparente debole vicino a 2,2 μm. Viene anche studiata la possibile presenza di altri volatili.

Approfondimento analisi spettrale
LINK - PDF (EN): QUI

Struttura:
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.
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. Se questo modello è corretto, la dissipazione del calore interno di Miranda avviene per conduzione termica. 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.
( In foto SOPRA e SOTTO nel dettaglio la zona tra le coronae Inverness ed Elsinor ).

Mappa:

___________________________________________________________
___________________________________________________________

A cura di Andreotti Roberto.

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

__________________________________________________________
__________________________________________________________
Aggiornato il 23/09/2019

Tritone

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

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

Superficie:

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

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

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

Interno:

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

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

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

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

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

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

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

Mappa:

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

Ipotesi sulla cattura:

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

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

SCHEDA RIASSUNTIVA DI TRITONE:

______________________________________________________
______________________________________________________

A cura di Andreotti Roberto.

(185851) 2000 DP107 un Near-Earth binario, sub-chilometrico. by Andreotti Roberto - INSA.

_____________________________________________________
_____________________________________________________

Aggiornato il 01/07/2019

(185851) 2000 DP107

E' un asteroide potenzialmente pericoloso, (185851) 2000 DP107 è stato il primo asteroide binario di cui abbiamo avuto immagini da Terra.

Scoperta:

L'asteroide fu scoperto il 29 febbraio 2000, dal programma di ricerca (LINEAR), vicino a Socorro, nel New Mexico.

Osservazioni:

Le osservazioni radar nel 2000 hanno dato immagini con 75 m di risoluzione che hanno rivelato la forma, con l'orbita, ed il meccanismo di formazione spin-up del binario. Successivamente l'asteroide ha fatto un flyby ancora più favorevole con la terra nel 2008, producendo immagini con 30 m di risoluzione.

Abbiamo usato questi dati per ottenere modelli di forma per i due componenti e per migliorare le stime dell'orbita reciproca, delle masse di componenti e periodi di spin.

Superfici:

I due componenti hanno una simile riflettività radar, suggerendo una composizione simile che coerente con la formazione tramite spin-up del secondario. 

Il secondario sembra esibire un più ampio rapporto di polarizzazione circolare rispetto al primario, suggerendo una superficie o sotto-superficie più ruvida a scale di lunghezza d'onda radar.

L'asteroide si caratterizza sia come carbonioso di tipo C e sia come metallico di tipo M .

( SOPRA - Nel grafico è riportata l'analisi spettrale effettuata per una lunghezza d'onda da 4500 A°, a 8700 A° ).

Curva di luce:

( Nei grafici si riportano le curve di luce che determinano il periodo di rotazione del primario ed il periodo di rivoluzione del secondario ).

Dati Primario:

Il primario ha un periodo di rotazione siderale di 2,7745 ± 0,0007 h ed è approssimativamente sferoidale con un diametro equivalente di 863 m ± 5%.

La sua forma a ''diamante'' è quella tipica per un corpo riaggregato di macerie in rapida rotazione.

Ha una massa di 4,656 ± 0,43 × 10E11 kg e una densità di 1,381 ± 0,244 kg/dm3.

Presenta una cresta equatoriale simile al primario di (66391) 1999 KW4, tuttavia la cresta equatoriale in questo caso non è regolare ed ha una concavità di ~ 300 m di diametro su un lato.

Gravità del primario:

( SOPRA - E' riportata l'accellerazione di gravità che varia da 0,007 a 0,159 mm/s2 ).

( SOTTO - E' riportata la variazione angolare rispetto alla verticale ).

Dati Secondario:

Il secondario ha un periodo di rotazione siderale di 1,77 ± 0,02 giorni commisurato al periodo orbitale, ed è leggermente allungato con dimensioni complessive di 377 × 314 × 268 m con il 6% di incertezza.

La sua massa è 0,178 ± 0,021 × 10E11 kg e la sua densità è 1047 ± 230 kg/m3.
l'orbita reciproca ha un semiasse maggiore di 2,659 ± 0,08 km, un'eccentricità di 0,019 ± 0,01 e un periodo sincrono con la rotazione di 1,7556 ± 0,0015 giorni.

Parametri orbitali:

Orbita con un semiasse maggiore di 1,3652 UA , spaziando da un perielio di 0,8511 UA , fino ad un afelio di 1,8794 UA , quindi presenta un'eccentricità orbitale di 0,3766 , con un inclinazione di 8,6718° rispetto all'eclittica.

Il suo periodo di rivoluzione corrisponde a 1,60 anni (583 giorni).

( Dal grafico della sua orbita fornito dal JPL , si può notare che nei pressi del nodo ascendente la sua orbita interseca quella della Terra , portando ad incontri ravvicinati ).

_______________________________________________

_______________________________________________

A cura di Andreotti Roberto.