Testi di Martina Pesaresi, Ambra Agordati e Chiara Ragnini - Quinta B
Giove è un pianeta gassoso enorme, la cui massa è il doppio di quella di tutti i pianeti del sistema solare messi insieme. Orbita intorno al Sole per quasi 12 anni mentre l'elevata velocità di rotazione del pianeta intorno al proprio asse fa si che questo appaia schiacciato ai poli e che la durata di un giorno sia inferiore alle 10 ore. Possiede inoltre un forte campo magnetico, ma con i poli invertiti rispetto a quello terrestre.
Composizione dell'atmosfera di Giove
L'atmosfera del pianeta è composta soprattutto da idrogeno molecolare ed elio, però la sua composizione varia man mano che si scende verso l'interno del pianeta. Nella regione più interna è formata dal 71% di idrogeno e dal 24% di elio, mentre per il restante 5% da ammoniaca, composti del silicio, carbonio, idrocarburi (soprattutto metano ed etano), acido solfidrico, ossigeno, fosforo e zolfo. Nella parte più esterna dell'atmosfera sono presenti anche strati di cristalli di ammoniaca.
Aspetto dell'atmosfera di Giove
Al telescopio l'atmosfera di Giove appare solcata da bande chiare e scure, disposte parallelamente, che si alterano. Queste bande sono in realtà nuvole di ammoniaca condensata, generate dai moti convettivi innescati dall'unione del calore solare e di quello del pianeta. L'alta velocità di rotazione del pianeta provoca la formazione di queste bande di diverso colore, che sono denominata zone e fasce: le zone sono chiare e sono quelle in cui i gas risalgono: le fasce sono scure e sono quelle dove i gas riscendono. Queste nubi vengono spinte da venti fortissimi, che causano attrito tra le diverse bande provocando dei vortici, che appaiono come macchie di forma ovale. La più grande di queste macchie è la Grande Macchia Rossa, un'enorme tempesta nell'atmosfera del pianeta, di forma ellittica e di colore rossastro, conosciuta da più di 300 anni.
Struttura interna di Giove
Giove non possiede una crosta solida, il gas atmosferico diventa sempre più denso procedendo verso l'interno; infatti la pressione esercitata dall'atmosfera è tale che l'idrogeno passi allo stato liquido.
Procedendo di più verso l'interno del pianeta l'ulteriore aumento di pressione fa si che l'idrogeno liquido si trasformi in idrogeno metallico liquido ed è questo elemento che genera il campo magnetico del pianeta.
A profondità maggiore esiste un nucleo di rocce e metalli pesanti; non si conosce ancora con precisione la composizione dettagliata del nucleo ma si suppone sia composto da carbonio e silicati.
Le missioni spaziali
Le sonde Pioneer 10 e 11
1969: la NASA approva il programma per la costruzione delle due sonde Pioneer 10 e 11, che avrebbero dovuto compiere una ricognizione intorno a Giove e a Saturno.
1973: il Pioneer 10 si avvicina per prima a Giove
1974: anche il Pioneer 11 raggiunge il pianeta gassoso
Le due sonde furono progettate per provare la capacità di una sonda di sopravvivere al passaggio attraverso la cintura degli asteroidi e attraverso il campo magnetico di Giove. Queste superarono il primo passaggio senza problemi, mentre furono quasi arrostite dagli ioni intrappolati nel campo magnetico gioviano. Queste informazioni furono di cruciale importanza per il successo delle missioni Voyager I e II.
Le sonde Voyager 1 e 2
Fine anni ’60: viene progettata un’altra spedizione interplanetaria, con partenza nel 1977, che prevedeva l’invio di quattro sonde, chiamate Voyager. A causa però dei costi elevati le sonde furono ridotte a due: Voyager 1 e Voyager 2
Agosto 1977: lancio del Voyager 1
Settembre 1977: lancio del Voyager 2
1979: il Voyager 1 inizia la fase di esplorazione di Giove e della sua magnetosfera
1979: il Voyager 1 incrocia l’orbita di Callisto e compie il fly-by di Giove. I risultati di questa esplorazione furono eccezionali: vennero scoperti un sottile anello di polvere attorno al pianeta e tre nuovi satelliti
1980: il Voyager 1 raggiunge Saturno
1981: il Voyager 2 raggiunge Saturno e poi prosegue verso Urano e Nettuno
La sonda Galileo
1989-1995: la sonda Galileo viene inviata su Giove per esplorare il pianeta e i suoi satelliti. Inviò immagini dettagliate dei quattro satelliti gioviani più grandi (Io, Europa, Ganimede e Callisto). Inoltre una sonda venne fatta entrare nell’atmosfera gioviana.
I satelliti di Giove
I satelliti di Giove possono essere classificati in modo approssimato in regolari e irregolari.
SATELLITI REGOLARI
La classe dei satelliti regolari si compone di satelliti omogenei tra loro per parametri fisici e orbitali. È suddivisa in due gruppi:
Satelliti interni (gruppo di Amaltea) → orbitano molto vicini a Giove; di essi fanno parte (in ordine di distanza dal pianeta): Metis, Adrastea, Amaltea, e Tebe. Le osservazioni inducono a ritenere che il membro più grande del gruppo, Amaltea, non si sia formato in corrispondenza della sua attuale orbita, ma molto più lontano da pianeta, o che costituisca un corpo formatosi indipendentemente e in seguito catturato dall'attrazione gravitazionale di Giove.
Gruppo Principale (Satelliti medicei o galileiani) → è costituito dai quattro satelliti più massicci del sistema: Io, è il corpo vulcanico più attivo del sistema solare, Europa, la quale presenta un oceano incapsulato da uno strato di ghiaccio, Ganimede, è il più grande satellite del sistema e Callisto, la cui superficie è piena di crateri. I quattro satelliti si sono formati nello stesso momento, ma le diverse distanze da Giove ne hanno condizionato l'evoluzione.
Io è il satellite più vicino a Giove ed il terzo per grandezza: con i suoi 3600 km di diametro è più grande della nostra Luna. Presenta un’intensa attività vulcanica, come è stato verificato dal Voyager 1 nel 1979. La colorazione particolare di questo satellite è dovuta all’emissione vulcanica di zolfo. All’origine dell’estrema vitalità geologica c’è l’intenso campo gravitazionale di Giove, che determina sulla crosta di Io un vero e proprio sollevamento, simile ad una marea, che può arrivare fino a 100 metri di escursione. La superficie di Io si rinnova continuamente ed i crateri da impatto vengono riempiti in breve tempo da lava fusa.
Europa è il satellite ghiacciato di Giove. Molto probabilmente ha un nocciolo roccioso, un mantello e un oceano gelato e profondo che lo ricopre interamente. È leggermente più piccolo della nostra Luna. Anche Europa è sottoposto ad un’intensa forza gravitazionale che ne deforma la superficie. Essa inoltre appare solcata da striature, accompagnate da strutture lenticolari, dovute probabilmente ai moti convettivi dell’oceano.
Ganimede è il satellite più grande del nostro sistema solare ed è molto luminoso. È più grande di Mercurio e Plutone, e rappresenta i tre quarti delle dimensioni di Marte. Se Ganimede orbitasse intorno al Sole piuttosto che orbitare attorno a Giove, potrebbe essere facilmente classificato come pianeta.
Ganimede ha una struttura composta da tre strati. Un nucleo di ferro metallico al centro che genera il campo magnetico, un guscio sferico di roccia, il mantello, che circonda il nucleo, e un guscio sferico per lo più di ghiaccio che circonda il guscio roccioso e il nucleo. Il guscio di ghiaccio sulla parte esterna è molto spesso, circa 800 km. Anche se è per lo più composto da ghiaccio, il guscio potrebbe contenere anche qualche roccia.
La superficie di Ganimede è ricoperta per il 40% da una regione scura e disseminata di crateri, mentre il restante 60% è più chiara e fittamente solcata da profonde striature.
Callisto ha un diametro molto vicino a quello del pianeta Mercurio. È il satellite più esterno e quindi è quello meno influenzato dal campo gravitazionale gioviano; inoltre, tra i quattro, presenta la densità più bassa. Probabilmente l’attività geologica di questo satellite è praticamente assente: la superficie è profondamente martoriata da crateri da impatto e costituisce la struttura geologica più antica del sistema solare. Uno dei crateri più grandi di Callisto è Valhalla, che ha un diametro di 300 km ed è simile ai crateri che troviamo su Mercurio e sulla nostra Luna, circondato com’è da numerosi crinali simili ad onde.
La superficie ricca di crateri giace su uno strato di ghiaccio spesso circa 200 km: sotto il ghiaccio sembra esserci un oceano profondo 10 km mentre al centro del satellite si trova una zona di roccia e ghiaccio.
SATELLITI IRREGOLARI
I satelliti irregolari sono sostanzialmente degli oggetti più piccoli, più distanti e con orbite più eccentriche rispetto ai satelliti regolari. Essi costituiscono delle famiglie (o gruppi) le cui componenti condividono valori affini nei parametri orbitali e nella composizione; si ritiene che si tratti, almeno in parte, di famiglie collisionali che si sono originate dalla frammentazione di un originario corpo più grande a seguito dell'impatto con asteroidi catturati dal campo gravitazionale di Giove. Si riconoscono due principali categorie, che differiscono per il senso in cui orbita il satellite: i satelliti progradi, che orbitano nello stesso senso di rotazione di Giove, e quelli retrogradi, che orbitano in senso opposto; queste due categorie a loro volta assommano le diverse famiglie.
Satelliti Progradi
Temisto → il più grande dei satelliti irregolari, ma non fa parte di nessuna famiglia conosciuta
Il gruppo di Imalia → Si ipotizza che la famiglia si sia formata dalla frattura di un asteroide
Carpo → è la più esterna delle lune prograde e non fa parte di alcuna famiglia
Satelliti Retrogradi
Questi satelliti deriverebbero da asteroidi che furono catturati nelle regioni più esterne dell'orbita di Giove mentre il sistema solare era ancora in formazione e furono in seguito frammentati a seguito di impatti. La loro distanza da Giove è tale che li rende soggetti ai disturbi del campo gravitazionale del Sole.
Il gruppo di Carme → Le lune di questa famiglia hanno un colore molto omogeneo, tendente al rossastro
Il gruppo di Ananke → La maggior parte dei membri del gruppo appaiono grigi, e si ritiene che costituiscano i frammenti di un originario asteroide catturato da Giove
Il gruppo di Pesifae → appare molto sparpagliato e i colori dei membri variano significativamente, dal rosso al grigio, il che sarebbe il risultato di multiple collisioni tra asteroidi di differenti classi
