ATLANTE un satellite pastore degli anelli di Saturno. by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 23/10/2020

Atlante

Introduzione:
Venne scoperto da Richard Terrile nel 1980 dalle fotografie riprese dalla sonda Voyager 1 e fu chiamato S/1980 S 28 , vicinissimo al bordo esterno dell'anello A (esteso fino a 136.775 km da Saturno), ed ha una forma irregolare di 46x38x19 km con un albedo di 0,40 , e nelle foto del giugno 2005 della sonda Cassini lo si è potuto descrivere come un disco (per alcuni un "piatto fondo") con una larga e piatta "dorsale" equatoriale.
Massa (6,60 ± 0,45) × 10E15 kg.
Densità 0,46 ± 0,11 kg/dm3.

Orbita:
Atlante si trova a 137.670 km da Saturno, su un'orbita pressochè circolare (eccentricità=0.0012) ed equatoriale (inclinazione rispetto al pianeta=0.0012°) che viene percorsa in 0.6016947883 giorni ed ha una rotazione sincrona.
L'orbita è fortemente perturbata dalla presenza di Pandora e di Prometeo che portano ogni 3 anni ad una modifica dell'orbita kepleriana di circa 600 km; poichè i due satelliti citati hanno orbite caotiche si sospetta che lo sia anche quella di Atlante. 

Anello:
Atlante è il satellite più vicino al bordo esterno acuto dell'anello A , ed è stato a lungo ritenuto un satellite da pastore per questo anello. Tuttavia, ora è noto che il bordo esterno dell'anello è invece mantenuto da una risonanza orbitale 7: 6 con le lune più grandi ma più distanti Giano ed Epimeto .
Nel 2004 è stato scoperto un debole e sottile anello lungo la sua orbita che è stato temporaneamente denominato R/2004 S1.

Bordo equatoriale:

Atlante presenta un bordo equatoriale formatto dall'accumulo di materiale degli anelli e del leggero anello incentrato sulla sua orbita, nella foto sopra si può notare dei segni lungo la cresta provocati da frane di materiale che creano rigonfiamento o fessure.
Le immagini ad alta risoluzione scattate nel giugno 2005 da Cassini rivelarono che Atlante aveva un centro approssimativamente sferico circondato da una grande cresta equatoriale liscia .
La spiegazione più probabile di questa insolita e prominente struttura è che il materiale dell'anello spazzato dalla luna si accumula sulla luna, con una forte preferenza per l'equatore a causa della magrezza dell'anello. In effetti, la dimensione della cresta equatoriale è paragonabile al previsto lobo di Roche della luna. Ciò significherebbe che per eventuali particelle aggiuntive che colpiscono l'equatore, la forza centrifuga quasi supererà la minuscola gravità di Atlas e probabilmente andranno perse.

Analisi infrarosse:

( A - Immagine della luce visibile di Atlante che mostra il nucleo e la cresta equatoriale. 

B - Immagine infrarossa della luna a 2,0 μm. C - Scansione a infrarossi termici di Atlante coerente con una temperatura media di 82 ± 5 K [-191°c] ).

( Due immagini di : Atlante visto da un altro lato, in cui si nota una profonda depressione ).

( Altante tra gli anelli ).
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A cura di Andreotti Roberto.

L'ESAGONO al polo nord di SATURNO . by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 16/05/2020

L'ESAGONO DI SATURNO

All’interno dell’atmosfera di Saturno avviene una grande varietà di fenomeni meteorologici, ma l’esagono è sicuramente uno dei più curiosi, a prescindere dall’amore per le simmetrie. L’esagono è un’incredibile struttura di onde atmosferiche che sembra essere disegnata da un geometra.
E per di più sembra restare statica, ruotando insieme al pianeta senza scomporsi mai.
E' presente solo al polo nord del pianeta.

L'esagono di Saturno è un persistente modello di nuvola esagonale attorno al polo nord del pianeta Saturno, situato sopra i circa 78° N.
I lati dell'esagono sono lunghi circa 14.500 km, che sono più lunghi del diametro della Terra.
L'esagono è largo un po' più di 29.000 km ed è alto 300 km.
Si ritiene che sia una corrente a getto fatta di gas atmosferici che si muove a 320 km/h.
Ruota con un periodo di 10h 39m 24s, lo stesso periodo delle emissioni radio di Saturno dal suo interno. L'esagono non si sposta in longitudine come le altre nuvole nell'atmosfera visibile.

L'esagono di Saturno fu scoperto durante la missione Voyager nel 1981 e fu successivamente rivisitato da Cassini-Huygens nel 2006. Durante la missione Cassini , l'esagono cambiò da un colore prevalentemente blu a più di un colore dorato.
(vedi foto a lato).
Una teoria per questo è che la luce solare sta creando foschia mentre il polo nord è esposto alla luce solare a causa del cambio di stagione.
Il polo sud di Saturno non ha un esagono, come verificato dalle osservazioni di Hubble, tuttavia, ha un vortice e c'è anche un vortice all'interno dell'esagono settentrionale.

Un'ipotesi, sviluppata all'Università di Oxford, è che l'esagono si forma dove c'è un ripido gradiente latitudinale nella velocità dei venti atmosferici nell'atmosfera di Saturno.
Simili forme regolari sono state create in laboratorio quando in un serbatoio circolare il particolare liquido è stato ruotato a velocità diverse nel centro e alla periferia.

La forma derivante più comune era a sei lati, ma venivano anche prodotte forme con tre o otto lati.
Le forme si creano in un'area di flusso turbolento tra i due diversi corpi fluidi rotanti con velocità diverse. Un certo numero di vortici stabili di dimensioni simili si formano sul lato più lento (sud) del confine del fluido e questi interagiscono tra loro per spaziarsi uniformemente attorno al perimetro.
La presenza dei vortici influenza il confine spostandolo verso nord e questo dà origine all'effetto poligono. I poligoni non si formano ai confini del vento a meno che i parametri di differenziale di velocità e viscosità non siano entro certi margini e difatti non sono presenti in altri punti probabili, come il polo sud di Saturno o i poli di Giove.
Altri ricercatori affermano che gli studi di laboratorio mostrano correnti a vortice , una serie di vortici a spirale non osservati nell'esagono di Saturno. Le simulazioni mostrano che un jet-stream serpeggiante superficiale, lento e localizzato nella stessa direzione delle nuvole prevalenti di Saturno è in grado di abbinare i comportamenti osservati dell'esagono di Saturno con la stessa stabilità al suo contorno.
Lo sviluppo di instabilità barotropica del getto circumpolare esagonale polare nord di Saturno, più il sistema di vortice polare nord (NPV) produce una struttura di lunga durata simile all'esagono osservato. Il vortice polare nord (NPV), quindi, svolge un ruolo dinamico decisivo per stabilizzare i getti esagonali. L'influenza della convezione umida, che è stata recentemente suggerita di essere all'origine del sistema di vortice polare nord di Saturno in letteratura, è studiata nel quadro del modello barotropico rotante di acque poco profonde e non altera le conclusioni.

Nel 2015, la Cassini ha ottenuto immagini in alta risoluzione del lembo del pianeta, osservando cioè la sua atmosfera di taglio, appena sopra l’orizzonte.
In questo modo si sono potuti osservare gli strati di nubi al di sopra dell’esagono distinguendo dettagli spessi solamente uno o due chilometri.
Queste immagini sono state ottenute con vari filtri che hanno permesso di separare le frequenze dall’ultravioletto all’infrarosso.
Tali dati sono poi stati completati con osservazioni di Hubble Space Telescope, che quindici giorni dopo ha osservato l’esagono dall’alto invece che al lembo.
Tale osservazione ha portato a scoprire che l’esagono è fatto a strati: un sistema di almeno sette diversi strati di nebbia che si estende dalle nubi del pianeta fino a più di 300 chilometri di altitudine. Ci sono altri luoghi nel Sistema solare, come Plutone o Titano, che sono coperti da stratificazioni di nebbie, ma mai in maniera così estesa e regolare: ogni strato di nebbia dell’esagono di Saturno è spesso infatti tra i 7 e i 18 chilometri.

Ma lo studio è andato oltre, analizzando la composizione chimica di questi strati. Sembrerebbero essere popolati da particelle grandi appena due micron di idrocarburi come acetilene, propano, propino, diacetilene e, nel caso delle nubi più alte, butano. La cosa affascinante è che questi composti si trovano allo stato ghiacciato, grazie alle gelide temperature di -120°C / -180°C .
Per cercare di dare una spiegazione alla regolarità di questi strati, i ricercatori hanno utilizzato ciò che conosciamo sulla Terra. Probabilmente gli strati sono formati dalla propagazione verticale di onde di gravità, oscillazioni nella densità e nella temperatura dell’atmosfera che avvengono abitualmente anche nella nostra atmosfera.

(Ingrandimento a falsi colori che evidenzia la forma tridimensionale dei vortici e delle correnti a getto).
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A cura di Andreotti Roberto.

FEBE il maggiore dei satelliti irregolari di Saturno. by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 24/04/2020

Febe

Scoperta e 
denominazione:
Febe fu scoperta da William Henry Pickering il 17 marzo 1899 da lastre fotografiche che erano state prese a partire dal 16 agosto 1898 presso l'Osservatorio Boyden vicino ad Arequipa , in Perù , da DeLisle Stewart . Fu il primo satellite ad essere scoperto fotograficamente.
Febe prende il nome da Phoebe, una titanessa della mitologia greca associata alla Luna . È anche designato Saturno IX in alcune pubblicazioni scientifiche. Gli standard della nomenclatura IAU hanno affermato che le caratteristiche di Febe devono essere chiamate con il nome di personaggi del mito greco di Giasone e degli Argonauti .

Dati
fisici:
Febe è grosso modo sferico, ma non in equilibrio idrostatico, e ha un diametro medio di 213 chilometri, circa un quindicesimo del diametro della nostra Luna.
La sua temperatura di superficie massima è di (-163 °C), la media e di (-198.2 °C).
Febe non si trova in rotazione sincrona ed ha un suo periodo di rotazione di (9 h 16 min 25 s ± 3 s).
La maggior parte delle lune interne di Saturno hanno superfici molto brillanti, mentre l'albedo di Febe è invece molto basso (0,06), e quindi presenta una superficie molto scura, questo fa pensare che sia un corpo catturato e che in precedenza potesse essere stato un centauro.

( Il cratere Giasone ).

Superficie:
La superficie risulta pesantemente craterizzata, con crateri larghi fino a 80 chilometri ed uno di essi ha pareti alte fino a 16 km (vedi sopra).
La colorazione scura di Febe inizialmente portò gli scienziati a supporre che fosse un asteroide catturato , poiché assomigliava alla classe comune di asteroidi carbonacei scuri .
Questi sono chimicamente molto primitivi e si pensa che siano composti da solidi originali che si sono condensati fuori dalla nebulosa solare con poche modifiche da allora.
Tuttavia, le immagini di Cassini indicano che i crateri di Febe mostrano una notevole variazione di luminosità, che indica la presenza di grandi quantità di ghiaccio sotto una coltre relativamente sottile di depositi di superficie scura con uno spessore di circa 300-500 metri (da 980 a 1.640 piedi). Inoltre, sulla superficie sono state rilevate quantità di anidride carbonica, una scoperta che non è mai stata replicata per un asteroide.
Si stima che Febe sia circa il 50% di roccia, a differenza del 35% circa che caratterizza le lune interne di Saturno. Per questi motivi, gli scienziati stanno arrivando a pensare che Febe sia in realtà un centauro catturato , uno dei numerosi planetoidi ghiacciati della cintura di Kuiper che orbitano attorno al Sole tra Giove e Nettuno . Febe è il primo oggetto del genere ad essere ripreso come qualcosa di diverso da un punto.
Nonostante le sue piccole dimensioni, si pensa che Febe sia stato un corpo sferico all'inizio della sua storia, con un interno differenziato, prima di solidificarsi e di essere schiacciato nella sua forma attuale, leggermente non equilibrata.
Il materiale spostato dalla superficie di Febe a causa di microscopici impatti meteorici può essere responsabile delle aree scure sulla superficie di Iperione .
I detriti causati dagli impatti maggiori potrebbero essere l'origine delle altre lune del gruppo di Febe (il gruppo norreno), tutte con un diametro inferiore a 10 km.

Parametri
orbitali:
Orbita attorno a Saturno con moto retrogrado ed è 4 volte più distante da Saturno di Giapeto, avendo un semiasse maggiore di 12.947.913 chilometri. Il suo periodo orbitale è di 550,3 giorni.
Presenta un'inclinazione di : 173.04 ° (all'eclittica) e di 151.78 ° (all'equatore di Saturno).
Eccentricità : 0,1562415 .

( Grafico dell'orbita di Febe ).

Composizione di Febe:
Gli astronomi, utilizzando una nuova metodologia sviluppata dall'ASI, per studiare le proporzioni degli isotopi dell’acqua (Deuterio/Idrogeno) e del biossido di carbonio, hanno riscontrato che l’acqua presente negli anelli e nei satelliti naturali di Saturno è inaspettatamente come quella della Terra. Fa eccezione la luna Febe, la cui acqua appare di una tipologia differente e, secondo gli esperti, è la più insolita rispetto a quella studiata su qualsiasi altro oggetto nel Sistema Solare.
Il team ha misurato anche il rapporto degli isotopi carbonio-13 e 12 (13C/12C) su Giapeto – altra luna di Saturno –  e Febe: per la prima luna la proporzione è simile a quella della Terra (così come lo è anche per il D/H), mentre per la seconda è almeno 5 volte più elevata. Anche in questo caso gli studiosi ritengono che Febe abbia avuto origine ai confini del Sistema Solare e che sia stata quindi ‘catturata’ da Saturno in una fase successiva.
(fonte: Corriere Nazionale).

Analisi spettrali:

Caratteristiche superficiali:

Nel 2005 , la IAU ha ufficialmente nominato 24 crateri : 

(Acastus, Admetus, Amphion, Butes, Calais, Canthus, Clytius, Erginus, Euphemus, Eurydamas, Eurytion, Eurytus, Hylas, Idmon, Iphitus, Jason, Mopsus, Nauplius, Oileus , Peleus, Phlias, Talaus, Telamon e Zetes).

Toby Owen dell'Università delle Hawaii a Manoa, presidente del gruppo di lavoro sul Sistema solare esterno dell'Unione astronomica, ha dichiarato:

'' Abbiamo scelto la leggenda degli Argonauti per Phoebe in quanto ha una certa risonanza con l'esplorazione del sistema di Saturno di Cassini – Huygens. Non possiamo dire che i nostri scienziati partecipanti includano eroi come Ercole e Atalanta, ma rappresentano un ampio spettro internazionale di persone eccezionali che erano disposte a correre il rischio di unirsi a questo viaggio in un regno lontano nella speranza di riportare indietro un grande premio '' .

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L'anello di Febe:
Nel 2009, grazie alle osservazione del telescopio spaziale Spitzer, è stato scoperto il più grande anello di Saturno mai osservato fino ad ora. Questo anello è enorme e si trova alla periferia del sistema di Saturno, ha un'orbita inclinata di 27º rispetto al piano del sistema dei 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. Questo anello è visibile solo nell'infrarosso in quanto le particelle che lo compongono non riflettono la luce visibile. Si estende da circa 6 milioni di km fino a circa 12 milioni di km dal centro di Saturno. Le particelle che lo compongono ruotano come Febe in moto retrogrado, al contrario degli altri anelli interni.

( Rappresentazione grafica dell'anello di Febe ).

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A cura di Andreotti Roberto.

SATURNO : STORIA DELLE OSSERVAZIONI ED ESPLORAZIONI. by Andreotti Roberto - INSA.

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Aggiornato il 19/01/2020

STORIA delle OSSERVAZIONI
e delle ESPLORAZIONI
di SATURNO

L'osservazione e l'esplorazione di Saturno possono essere suddivise in tre fasi principali.
1) - La prima fase erano le osservazioni antiche ad occhio nudo, prima dell'invenzione dei moderni telescopi .
2) - A partire dal 17° secolo, sono state fatte osservazioni telescopiche progressivamente più avanzate dalla Terra.
3) - La terza fase è la visita di sonde spaziali , in orbita o in volo .
Nel 21 ° secolo, le osservazioni continuano dalla Terra (compresi osservatori in orbita attorno alla Terra come il telescopio spaziale Hubble) e, fino al suo ritiro nel 2017 dalla Cassini in orbita intorno a Saturno.

Antichità:
Saturno è conosciuto fin dalla preistoria e nella storia registrata all'inizio è stato un personaggio importante in varie mitologie. Gli astronomi babilonesi osservavano e registravano sistematicamente i movimenti di Saturno. Nell'antica Grecia, il pianeta era noto come Fonone e in epoca romana era conosciuta come la "stella di Saturno ". In mitologia romana , il pianeta Phainon era sacro a questo dio agricolo, da cui il pianeta prende il nome moderno. I romani consideravano il dio Saturno l'equivalente del dio greco Crono ; in greco moderno, il pianeta conserva il nome Cronus - Κρόνος: Kronos .
Lo scienziato greco Tolomeo basò i suoi calcoli sull'orbita di Saturno su osservazioni fatte mentre era in opposizione . In indù astrologia , ci sono nove oggetti astrologici, noti come Navagrahas .
Saturno è noto come " Shani " e giudica tutti sulla base delle buone e cattive azioni compiute nella vita.  L'antica cultura cinese e giapponese ha designato il pianeta Saturno come la "stella della terra" ( 土星 ). Questo si basava su cinque elementi che venivano tradizionalmente utilizzati per classificare gli elementi naturali.
Nell'antico ebraico , Saturno è chiamato "Shabbathai". Il suo angelo è Cassiel . La sua intelligenza o spirito benefico è 'Agȋȇl (in ebraico: אגיאל , romanizzato: 'Agyal), ed il suo spirito più scuro (demone) è Zȃzȇl (in ebraico: זאזל , romanizzato: Zazl). Zazel è stato descritto come un grande angelo , invocato nella magia solomonica, che è "efficace nelle evocazioni dell'amore " .
In turco ottomano , urdu e malese , il nome di Zazel è "Zuhal", derivato dalla lingua araba (arabo : زحل , romanizzato:  Zuhal ).

Era delle osservazioni telescopiche:
Il primo astronomo a osservarne la forma peculiare fu Galileo Galilei, che nel 1610 non riuscì a risolvere completamente la figura del pianeta circondato dai suoi anelli.
Inizialmente il pianeta gli apparve accompagnato da altri due corpi sui lati, e pertanto lo definì " tricorporeo ".
Con le osservazioni successive e l'uso di strumenti più evoluti la variazione dell'angolo visuale degli anelli gli mostrò via via aspetti diversi, che lo spinsero a definire '' bizzarro '' il pianeta. Galileo nei suoi schizzi, (riportati qui a lato), ipotizzò varie soluzioni per la forma di Saturno, fra cui anche possibili anelli che erano tangenti la superficie del corpo celeste.
Nei secoli successivi Saturno fu oggetto di studi più approfonditi. Nel 1649 Eustachio Divini, un costruttore di telescopi marchigiano, pubblicò per la prima volta un'illustrazione dettagliata degli anelli di Saturno.
Il teologo cattolico Leone Allacci verso la metà del XVII secolo teorizzò fantasiosamente che gli anelli fossero stati originati dal Santo prepuzio.

Fu solo quando Christiaan Huygens usò un ingrandimento telescopico maggiore che questa nozione fu confutata e gli anelli furono visti per la prima volta.
Huygens scoprì anche la luna di Saturno, Titano, in seguito Giovanni Domenico Cassini scoprì altre quattro lune: Giapeto , Rea , Teti e Dione . Nel 1675, Cassini scoprì il divario negli anelli, ora noto come Divisione Cassini .
Robert Hooke notò le ombre (a e b) proiettate sia dal globo che dagli anelli l'una sull'altra in questo disegno qua sotto di Saturno nel 1666.

La natura "granulare" degli anelli fu dimostrata per via teorica nel 1859 dal fisico scozzese James Clerk Maxwell .
Non furono fatte ulteriori scoperte di significato fino al 1789 quando William Herschel scoprì altre due lune, Mimas ed Encelado . Il satellite Hyperion di forma irregolare , che ha una risonanza con Titano, fu scoperto nel 1848 da una squadra britannica.
Nel 1899 William Henry Pickering scoprì Febe, un satellite altamente irregolare che non ruota in modo sincrono con Saturno come fanno le lune più grandi. Febe è stato il primo di questi satelliti retrogradi a essere scoperto e gli ci vuole più di un anno per orbitare attorno a Saturno in un'orbita retrograda . All'inizio del 20° secolo, la ricerca su Titano portò alla conferma nel 1944 che aveva un'atmosfera molto densa, una caratteristica unica tra le lune del Sistema Solare.

Esplorazione spaziale:
Pioneer 11 - Fece il primo sorvolo di Saturno nel settembre 1979, quando passò entro 20.000 km dalle cime delle nuvole del pianeta. Sono state scattate immagini del pianeta e di alcune delle sue lune, sebbene la loro risoluzione fosse troppo bassa per discernere i dettagli della superficie.
La navicella spaziale ha anche studiato gli anelli di Saturno, rivelando il sottile anello a F e il fatto che gli spazi scuri negli anelli sono luminosi quando visti ad alto angolo di fase (verso il Sole), nel senso che contengono materiale fine che diffonde la luce. Inoltre, Pioneer 11 ha misurato la temperatura di Titano.

Voyager 1 e 2 
- Nel novembre 1980, la sonda Voyager 1 visitò il sistema di Saturno. Restituì le prime immagini ad alta risoluzione del pianeta, dei suoi anelli e dei suoi satelliti.
Le caratteristiche di superficie di varie lune sono state osservate per la prima volta.
Voyager 1 ha eseguito un sorvolo ravvicinato di Titano, aumentando la conoscenza dell'atmosfera della luna. Ha dimostrato che l'atmosfera di Titano è impenetrabile in lunghezze d'onda visibili; pertanto non sono stati osservati dettagli di superficie. Il flyby ha cambiato la traiettoria del veicolo spaziale fuori dal piano del Sistema Solare.
- Quasi un anno dopo, nell'agosto 1981, Voyager 2 continuò lo studio del sistema di Saturno. Sono state acquisite immagini più ravvicinate delle lune di Saturno, nonché prove di cambiamenti nell'atmosfera e negli anelli. Sfortunatamente, durante il flyby, la piattaforma della telecamera girevole della sonda si è bloccata per un paio di giorni e alcune immagini pianificate sono state perse. La gravità di Saturno fu usata per dirigere la traiettoria del veicolo spaziale verso Urano e poi Nettuno.
Le sonde hanno scoperto e confermato numerosi nuovi satelliti in orbita vicino o all'interno degli anelli del pianeta, così come la piccola divisione di Maxwell (un gap all'interno dell'anello C) e quella di Keeler (un gap di 42 km nell'anello A).

Cassini - La sonda spaziale Cassini-Huygens è entrata in orbita attorno a Saturno il 1° luglio 2004. Nel giugno 2004 ha condotto uno stretto sorvolo di Febe , inviando immagini e dati ad alta risoluzione. Il sorvolo di Cassini sulla più grande luna di Saturno, Titano, catturò immagini radar di grandi laghi e delle loro coste con numerose isole, montagne e fiumi. Cassini ha completato due sovoli di Titano prima di rilasciare la sonda Huygens il 25 dicembre 2004. Huygens è sceso sulla superficie di Titano il 14 gennaio 2005.
A partire dall'inizio del 2005, gli scienziati hanno usato Cassini per rintracciare i fulmini su Saturno. Il potere del lampo è circa 1.000 volte quello del lampo sulla Terra.
Nel 2006, la NASA riferì che Cassini aveva trovato prove di serbatoi di acqua liquida non più di decine di metri sotto la superficie che esplodevano in geyser sulla luna di Saturno Encelado.
Questi getti di particelle ghiacciate vengono emessi in orbita attorno a Saturno dai crepacci nella regione polare meridionale della luna. Oltre 100 geyser sono stati identificati su Encelado. Nel maggio 2011, gli scienziati della NASA hanno riferito che Encelado "sta emergendo come il luogo più abitabile oltre la Terra nel Sistema Solare per la vita come la conosciamo".
Le fotografie di Cassini hanno rivelato un anello planetario non ancora scoperto, fuori dagli anelli principali più luminosi di Saturno e all'interno degli anelli G ed E. Si ipotizza che la fonte di questo anello sia lo schianto di una meteoroide al largo di Giano ed Epimeteo . Nel luglio 2006, sono state restituite immagini dei laghi di idrocarburi vicino al polo nord di Titano, la cui presenza è stata confermata nel gennaio 2007. Nel marzo 2007, sono stati trovati mari di idrocarburi vicino al polo nord, il più grande dei quali ha quasi la dimensione di il Mar Caspio. Nell'ottobre 2006, la sonda ha rilevato una tempesta simile a un ciclone di 8.000 km di diametro sul polo sud di Saturno.
Dal 2004 al 2 novembre 2009, la sonda ha scoperto e confermato otto nuovi satelliti. Nell'aprile 2013 Cassini ha rispedito le immagini di un uragano sul polo nord del pianeta 20 volte più grande di quelli trovati sulla Terra, con venti più veloci di 530 km/h. Il 15 settembre 2017, l'astronave Cassini-Huygens ha eseguito il "Grand Finale" della sua missione: una serie di passaggi attraverso gli spazi tra Saturno e gli anelli interni di Saturno.
L'ingresso in atmosfera di Cassini ha concluso la missione.

Osservazione:
Il momento migliore per osservare Saturno e i suoi anelli è l'opposizione, quando l'elongazione del pianeta è di 180º e Saturno si trova quindi nella parte di cielo opposta al Sole. Saturno appare a occhio nudo nel cielo notturno come un luminoso punto giallastro con una magnitudine apparente solitamente compresa tra 1 e 0. Il suo diametro è troppo piccolo per poterlo percepire e a occhio nudo il pianeta appare sempre come un punto quindi è necessario un telescopio o un binocolo con almeno 30 ingrandimenti per potere distinguere il disco del pianeta e gli anelli. Saturno ha un periodo di rivoluzione di 29,5 anni e circa ogni 15 anni, quando si trova in determinati punti della sua orbita, gli anelli scompaiono brevemente dalla vista poiché vengono a trovarsi perfettamente di taglio visti dalla Terra.

Oltre che dalla distanza dalla Terra la luminosità di Saturno dipende anche dalla posizione degli anelli: se sono orientati in modo favorevole, come avvenne ad esempio nel 2002, sono maggiormente visibili e contribuiscono ad aumentare sensibilmente la luminosità apparente di Saturno.
Talvolta Saturno, come altri corpi del sistema solare che giacciono nei pressi dell'eclittica, è occultato dalla Luna. Nel caso di Saturno il fenomeno ha luogo con determinati cicli: a un periodo di dodici mesi, durante i quali il pianeta viene occultato dodici volte dalla Luna, segue un periodo di circa cinque anni, durante il quale non si verificano occultazioni. Questo succede perché l'orbita della Luna intorno alla Terra è inclinata rispetto all'orbita della Terra attorno al Sole, e solo quando Saturno si trova in corrispondenza del punto dove l'orbita della Luna attraversa il "piano dell'eclittica" avvengono le occultazioni.
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A cura di Andreotti Roberto.

I SATELLITI IRREGOLARI DEI PIANETI GIGANTI. by Giovanni Donati - INSA.

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Aggiornato il 27/08/2019

I SATELLITI IRREGOLARI

( S/2004 S11 ).

Introduzione:
In astronomia un satellite irregolare è un satellite naturale la cui orbita attorno al proprio pianeta è lontana, inclinata e spesso retrograda.
Sorprendentemente le simulazioni numeriche provano che alcune delle attuali orbite degli irregolari sono stabili, nonostante robuste perturbazioni in prossimità dell'apoapside.
Il motivo di questa stabilità è che alcuni satelliti irregolari orbitano con una risonanza secolare o con una risonanza di Kozai.

Corpi catturati:
Si ritiene che i satelliti irregolari dei pianeti giganti siano stati catturati da orbite eliocentriche. L'esatta natura del processo di acquisizione, tuttavia, rimane incerta. Esaminando la possibilità che i satelliti irregolari siano stati catturati dal disco planetario durante l'instabilità del sistema solare iniziale quando si sono verificati incontri tra i pianeti esterni, come già dimostrato che i satelliti irregolari di Saturno, Urano e Nettuno sono stati plausibilmente catturati durante gli incontri planetari. Qui ipotizziamo che gli attuali modelli di instabilità presentano condizioni favorevoli per la cattura di satelliti irregolari anche da parte di Giove, principalmente perché Giove ha subìto una fase di incontri ravvicinati con un gigante di ghiaccio. Quindi la distribuzione orbitale dei corpi catturati durante gli incontri planetari fornisce una buona corrispondenza con la distribuzione osservata di satelliti irregolari intorno a Giove. L'efficienza di cattura per ogni oggetto nel disco transplanetario originale è risultata essere abbastanza grossa da spiegare la popolazione osservata di lune irregolari gioviane. Confermando anche i risultati per i satelliti irregolari di Saturno, Urano e Nettuno.

CATTURA SATELLITARE IRREGOLARE PER REAZIONI DI SCAMBIO:
Lo studio dell'origine dei satelliti irregolari rimane importante nella scienza planetaria perché fornisce vincoli al processo di formazione di pianeti giganti e analizza le proprietà di un disco planetario ormai estinto che esisteva tra 5 e 30 UA all'inizio della storia del sistema solare. 
Mentre sono stati sviluppati diversi scenari putativi di cattura di satelliti irregolari attorno a pianeti giganti, varie incertezze e la mancanza di un modello accurato della storia evolutiva del sistema solare di solito impediscono una valutazione della loro probabilità complessiva. Ipotizziamo uno scenario di interazione a tre corpi in cui i satelliti irregolari si formano dalla dissociazione di un binario planetesimale nel campo di gravità di un pianeta. Nell'ambito del modello di Nizza, determiniamo quanti satelliti irregolari dovrebbero essere formati attorno a ciascuno dei pianeti giganti. Prestiamo particolare attenzione alla possibile cattura di Tritone tramite questo meccanismo. Scopriamo che Tritone avrebbe potuto essere catturato tramite una dissociazione binaria molto presto dopo la formazione di Nettuno, quando il disco planetesimale era ancora dinamicamente freddo. Molto probabilmente Tritone fu catturato da una dissociazione di un sistema binario in cui il componente più massiccio era ~ 2-5 volte più pesante di Tritone. I nostri risultati suggeriscono che Nettuno, la formazione del binario di Tritone e la cattura di Tritone attorno a Nettuno avvennero tutti entro i primi 5-10 Miliardi di anni della formazione del sistema solare quando il disco di gas era ancora presente. Ciò escluderebbe la formazione tardiva dei giganti del ghiaccio. I nostri risultati, invece, indicano anche che la dissociazione binaria è un processo altamente improbabile per l'origine di piccoli satelliti irregolari per due motivi. 
Primo, la distribuzione orbitale dei corpi catturati è incompatibile con quella dei satelliti irregolari osservati. 
In secondo luogo, l'efficienza delle catture è troppo bassa per spiegare le numerose popolazioni di piccoli satelliti irregolari. 

LINK: https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-6256/136/4/1463 

Evoluzione orbitale e collisionale dei satelliti irregolari:
Le lune irregolari dei pianeti gioviani sono una parte sconcertante dell'inventario del sistema solare. A differenza dei normali satelliti, le lune irregolari ruotano attorno ai pianeti a grandi distanze in orbite inclinate ed eccentriche. La loro origine, che è intimamente legata all'origine dei pianeti stessi, deve ancora essere spiegata. Qui riportiamo un estratto di uno studio sull'evoluzione orbitale e collisionale dei satelliti irregolari dai tempi successivi alla loro formazione fino all'epoca attuale. Lo scopo di questo studio è stato quello di scoprire le varie caratteristiche delle lune irregolari osservate che possono essere attribuite a questa evoluzione.

Abbiamo integrato numericamente circa 60.000 test di orbite satellitari per mappare le posizioni orbitali stabili su lunghi intervalli di tempo. Abbiamo scoperto che le orbite fortemente inclinate rispetto all'eclittica sono instabili a causa dell'effetto della risonanza di Kozai, che le allunga radialmente in modo che i satelliti, o sfuggano alla sfera di Hill, oppure si scontrino con i grandi satelliti interni od infine colpiscano il pianeta madre. Abbiamo anche scoperto che le orbite satellitari prograde con grandi semiassi-maggiori sono instabili a causa dell'effetto della risonanza di evitazione, che blocca l'apocentro dell'orbita al moto apparente del Sole attorno al pianeta madre. In tale risonanza, l'effetto delle maree solari su una luna risonante si accumula ad ogni passaggio all'apocentro orbitale del satellite, causando una deriva radiale esterna del suo apocentro dell'orbita, una volta che questo è vicino alla sfera Hill, il satellite sfugge. Al contrario, le lune retrograde con grandi semiassi-maggiori dell'orbita sono stabili su una lunga durata.
Abbiamo sviluppato un modello analitico delle orbite satellitari distanti e lo abbiamo usato per spiegare i risultati dei nostri esperimenti numerici. In particolare, abbiamo studiato analiticamente l'effetto della risonanza di Kozai. Abbiamo integrato numericamente le orbite delle 50 lune irregolari (conosciute entro il 16 agosto 2002) per 108 anni Tutte le orbite erano stabili su questo intervallo di tempo e non mostravano variazioni macroscopiche che avrebbero indicato instabilità operanti su periodi di tempo più lunghi.

Le orbite medie calcolate da questo esperimento sono state quindi utilizzate per sondare l'evoluzione collisionale dei sistemi satellitari irregolari.
Abbiamo scoperto che :
(1) le grandi lune irregolari devono aver eliminato collettivamente molte piccole lune irregolari, modellando così la loro popolazione alle strutture attualmente osservate;
(2) alcune famiglie dinamiche di satelliti avrebbero potuto essere formate da collisioni catastrofiche tra le lune irregolari;
(3) la superficie di Febe deve essere stata pesantemente craterizzata dagli impatti di una popolazione estinta di satellit irregolari di Saturno, molto più grande di quella attuale.
Suggeriamo quindi che le immagini della Cassini fatte a Febe nel 2004 possano essere utilizzate per determinare la popolazione primordiale di piccole lune irregolari di Saturno. In tal caso, comprenderemo anche meglio l'efficienza complessiva del processo di formazione dei satelliti irregolari e le condizioni fisiche esistenti durante la formazione planetaria. Abbiamo scoperto due famiglie dinamiche di orbite strettamente raggruppate all'interno del gruppo retrogrado gioviano. Riteniamo che questi due gruppi possano essere i resti di due corpi distrutti collettivamente. Abbiamo scoperto che l'intero gruppo retrogrado gioviano e i gruppi di inclinazione saturniana non sono stati prodotti da singole rotture, perché le velocità di espulsione derivate dalle strutture orbitali di questi gruppi superano notevolmente i valori calcolati dai moderni modelli numerici delle rotture collisionali. Presi insieme, le prove presentate qui suggeriscono che molte proprietà delle lune irregolari precedentemente assegnate al loro processo di formazione potrebbero essere state causate dalla loro successiva evoluzione dinamica e collisionale. Infine, abbiamo scoperto che diverse lune irregolari, vale a dire Pasifae, Sinope, S/2001 J10, S/2000 S5, S/2000 S6 e S/2000 S3, hanno orbite caratterizzate da risonanze secolari. Le orbite di alcune di queste lune apparentemente si sono evolute da un lento processo dissipativo in passato e sono state catturate in varie risonanze.

I SATELLITI IRREGOLARI: 

Le popolazioni più collisionalmente evolute nel sistema solare
I satelliti irregolari noti dei pianeti giganti sono oggetti dormienti simili a comete che risiedono su orbite prograde e retrograde stabili in un regno in cui le perturbazioni planetarie sono solo leggermente più grandi di quelle solari. 

Le loro distribuzioni di dimensioni e numeri totali sono sorprendentemente paragonabili tra loro, con le popolazioni osservate a Giove, Saturno e Urano. 

Recenti lavori di modellazione indicano che potrebbero essere stati catturati dinamicamente durante un violento evento di rimescolamento dei pianeti giganti ~ 3,9 miliardi di anni fa che ha portato alla rimozione di un enorme disco di oggetti simili a comete (cioè il modello Nizza di ben 35 M⊕ ). 

Diversi incontri ravvicinati tra i pianeti giganti in questo momento hanno permesso ad alcune comete di essere catturate attraverso reazioni a tre corpi. 

Ciò implica che i satelliti irregolari dovrebbero essere strettamente correlati ad altre popolazioni dormienti simili a comete che presumibilmente sono state prodotte contemporaneamente dallo stesso disco di oggetti (ad esempio, asteroidi Troiani, fascia di Kuiper, disco diffuso).  

Un problema critico con questa idea, tuttavia, è che la distribuzione delle dimensioni degli asteroidi Troiani e di altre popolazioni correlate non assomiglia affatto ai satelliti irregolari. Usando calcoli numerici per indagare se l'evoluzione collisionale tra i satelliti irregolari negli ultimi ~ 3.9 miliardi di anni, è sufficiente a spiegare questa differenza. 

Partendo da distribuzioni di dimensioni simili a un asteroide Troiano e testando una gamma di proprietà fisiche, abbiamo scoperto che le nostre popolazioni di satelliti irregolari si autodistruggono letteralmente su centinaia di milioni di anni e perdono il ~ 99% della loro massa iniziale. 

( Il fatto che siano molto diversi l'uno dall'altro potrebbe indicare che il modello di Nizza è sbagliato. In alternativa, date le alte probabilità di collisione dei satelliti irregolari, potrebbe essere che gli oggetti osservati siano i sopravvissuti di un periodo estremamente intenso di evoluzione collisionale che ha avuto luogo vicino a ogni pianeta gigante. Questo scenario non è meno interessante del precedente perché implicherebbe che le popolazioni di satelliti irregolari fossero inizialmente molto più grandi di quanto vediamo oggi. Quindi, comprendendo la loro evoluzione a lungo termine, possiamo raccogliere informazioni sulle proprietà fisiche dei satelliti irregolari e forse anche delle stesse comete ).

I sopravvissuti evolvono verso una distribuzione di dimensioni di massa ridotta simile a quelle osservate, dove rimangono stabili per miliardi di anni. 

Questo spiega perché le diverse popolazioni giganti del pianeta si assomigliano tra loro e fornisce ulteriori prove del fatto che il modello di Nizza possa essere praticabile. 

Questo studio indica anche che le collisioni producono ~ 0.001 masse lunari di polvere scura per ciascun pianeta gigante, e che le forze non gravitazionali dovrebbero guidarne la maggior parte sui satelliti regolari più esterni. 

Sosteniamo che questo scenario spieghi più facilmente l'onnipresente rivestimento di materiale carbonico scuro simile a condrite visto su molti importanti satelliti dei pianeti esterni (ad esempio, Callisto, Titan, Iapetus, Oberon e Titania). 

Questo modello fornisce anche indicazioni forti che i satelliti irregolari erano un'importante, forse addirittura dominante, fonte di crateri per molti satelliti dei pianeti esterni.  

( Gli oggetti di prograde sono in rosso e gli oggetti retrogradi sono in blu ).

I satelliti irregolari sono, in un certo senso, le nuvole di Oort dei pianeti giganti. 

I satelliti irregolari hanno anche oggetti con orbite eccentriche e molto inclinate, molte addirittura retrograde, e firme spettroscopiche simili a comete dormienti. Alcuni sostengono addirittura che le due popolazioni avessero la stessa posizione di origine, vale a dire il disco transplanetario primordiale che si trovava una volta appena oltre le orbite dei pianeti giganti .

I satelliti irregolari, d'altra parte, sono stati catturati in una regione relativamente piccola dello spazio con brevi periodi orbitali. Questo rende le collisioni tra gli oggetti quasi inevitabili; Le probabilità di collisione tra i tipici satelliti irregolari sono in genere di quattro ordini di grandezza superiori a quelli riscontrati tra gli asteroidi della cintura principale, usando il codice descritto in Bottke et al. ( 1994 ). 

 Anche se i satelliti irregolari hanno probabilità di collisione estremamente elevate, le popolazioni osservate sono piccole, così che attualmente la macinazione collisionale tra di loro è ad un livello relativamente basso.

Facendo un ulteriore passo in avanti, se supponiamo che le popolazioni irregolari di satelliti fossero una volta grandi, entrano in gioco diverse implicazioni intriganti che possono influenzare i normali satelliti giganti del pianeta. Ad esempio, i satelliti irregolari catturati o spostati su orbite instabili possono fornire abbastanza impattori da influenzare o forse anche dominare i record di crateri dei satelliti del pianeta esterno. Come secondo esempio, si consideri che la demolizione collisionale di una grande popolazione satellite irregolare produrrebbe quasi certamente una grande quantità di polvere carbonacea simile a quella delle condriti. Parte di questo materiale andrebbe alla deriva verso il pianeta centrale da forze non gravitazionali, dove presumibilmente potrebbe rivestire le superfici di alcuni satelliti regolari. Noi ipotizziamo che questi detriti oscuri possano fornire un modo naturale per spiegare la componente di superficie non ghiacciata scura che si trova sui satelliti più esterni di Giove, Saturno e Urano , mentre non vale per Nettuno che ha subito un evento ''traumatizzante'' durante la cattura di Tritone. Di conseguenza, la conoscenza dei satelliti irregolari può aiutarci a capire la natura, l'evoluzione e la cronologia degli eventi di superficie sui satelliti regolari.  

( Evoluzione collisionale dei satelliti irregolari di Giove ).  

 ( Evoluzione collisionale dei satelliti irregolari di Saturno ).  

( Evoluzione collisionale dei satelliti irregolari di Urano ).

Parametri Orbitali:

Il semiasse a dei satelliti intorno ai pianeti giganti, sono descritti più facilmente dalla sfera Hill (Rh) del loro primario .  
Collettivamente, i satelliti irregolari hanno un rapporto a/RH valori compresi tra 0,1 e 0,5 circa. Gli oggetti di progradi, tuttavia, hanno un intervallo di valori più piccolo (0,1-0,3) rispetto a quelli retrogradi (0,2-0,5). 

Le loro eccentricità e hanno valori compresi tra 0,1 e 0,7, con i satelliti retrogradi aventi generalmente maggiori valori rispetto a quelli progradi. 

La loro inclinazione i ha valori simili tra loro, con i progradi e  retrogradi che evitano i valotri tra 60 ° < i <130 ° dove la risonanza Kozai è attiva. 

Colori e spettri:

Il colore dei satelliti è studiato attraverso l'indice di colore: la misura delle differenze della magnitudine apparente attraverso il filtro blu (B), visibile (V) e rosso (R). Il colore osservato dei satelliti irregolari varia dal neutro (grigiastro) al rossiccio.
Gli irregolari di ogni pianeta mostrano leggere differenze di colore. Gli irregolari di Giove vanno dal grigio al rosso tenue. Gli irregolari di Saturno sono leggermente più rossicci di quelli di Giove. I grandi irregolari di Urano (Sicorace e Calibano) sono rosso chiaro, mentre Prospero e Setebos sono grigi come la luna di Nettuno Alimede.
I satelliti irregolari hanno colori coerenti con gli asteroidi C, P e D di tipo scuro che sono prominenti nell'esterno degli asteroidi Cintura e dominano le popolazioni di asteroidi Hilda e Troiani. Spettroscopicamente, questi oggetti hanno una buona corrispondenza con le comete dormienti osservate.
Alle attuali risoluzioni lo spettro dell'infrarosso-vicino della maggior parte degli irregolari appare privo di caratteristiche interessanti. Finora l'acqua allo stato liquido è stata ipotizzata su Febe e Nereide. Strutture attribuibili ad alterazioni acque sono state trovate su Himalia.

( Analisi spettrale di alcuni satelliti irregolari di Giove ).

( Tabella degli indici di colore di alcuni satelliti irregolari di Urano ).

Famiglie:  

Le famiglie di satelliti irregolari sono gruppi di oggetti con parametri propri ( a , e , i ) simili rispetto al pianeta primario. Sono prodotti da eventi di craterizzazione o di impatto catastrofico, quest'ultimo definito come un evento di impatto in cui il 50% della massa viene espulso alla velocità di fuga dal corpo genitore.

( Il gruppo di Ananke - Giove ).

Le famiglie sembrano essere una componente importante dell'inventario delle popolazioni di satelliti irregolari e possono essere identificate dopo aver trovato decine di oggetti. Tra i satelliti irregolari di Giove, sono state identificate due robuste famiglie retrograde. Sono la famiglia di Carme, che comprende D = 46 km Carme e 13 membri con D = 1-5 km, e la famiglia di Ananke, che comprende D= 28 km Ananke e 7 membri con D = 3-7 km. Imalia, un satellite progrado D = 160 km, può anche essere in una famiglia di quattro oggetti con D= 4-78 km. Se combinate, queste famiglie rappresentano circa la metà dei satelliti progradi e retrogradi noti di Giove.

Per Saturno, sono stati identificati due gruppi progradi in orbita attorno che contengono rispettivamente tre e quattro oggetti con D = 10-40 km. 

Se reali, questi gruppi costituiscono ~ 80% (sette su nove) dei satelliti progradi noti di Saturno. 

Un gruppo retrogrado di quattro oggetti con D = 7-18 km è stato collegato a Febe ( D = 240 km), ma come per la famiglia di Imalia le velocità di dispersione tra Febe e i suoi membri putativi sono maggiori di quelle che si trovano tra le principali famiglie asteroidali.

Le popolazioni di satelliti irregolari attorno a Urano e Nettuno hanno meno di 10 membri, troppo pochi per sondare le famiglie in modo significativo. 

Origine collisionale di famiglie di satelliti irregolari:

Una caratteristica distintiva delle lune irregolari dei pianeti giganti è il loro raggruppamento orbitale. In precedenza, i gruppi progradi e retrogradi di lune irregolari intorno a Giove erano ritenuti gruppi di frammenti prodotti dall'interruzione di due grandi lune. Più recentemente, abbiamo dimostrato che il gruppo retrogrado non ha uno, ma probabilmente quattro o più corpi principali. Abbiamo anche scoperto che i frammenti sono stati prodotti da due delle quattro lune madri identificate, producendo due gruppi di lune irregolari con membri di ciascun gruppo con orbite simili. Chiamati famiglie di Ananke e di Carme, questi due gruppi sono composti rispettivamente da sette e nove satelliti conosciuti. L'origine di questi raggruppamenti orbitale è sconosciuta. Gli attuali tassi di collisione tra i satelliti nel gruppo retrogrado sono troppo bassi per spiegarli. Le collisioni con impattatori cometari sono ancora meno probabili. Anche gruppi di satelliti irregolari con inclinazioni simili a Saturno devono ancora essere spiegati. È ipotizzabile che le famiglie di satelliti siano i resti delle prime epoche della formazione del sistema solare quando gli impattatori erano più numerosi. Ipotizziamo che le famiglie satellitari si siano formate attraverso collisioni tra grandi lune madri e planetesimi vaganti, scoprendo che le famiglie di Ananke e di Carme intorno a Giove avrebbero potuto davvero essere prodotte da questo meccanismo, a meno che il disco residuo di planetesimi in orbita eliocentrica non fosse già gravemente impoverito quando si formarono i satelliti irregolari. Al contrario, abbiamo trovato che la formazione del gruppo di Imalia, che sono satelliti gioviani progradi, con lo stesso meccanismo è improbabile a meno che non fosse ancora presente un enorme disco planetario residuo quando ci fu la cattura della luna progenitrice del gruppo Imalia.

Dimensioni:

Le lune irregolari finora note di Urano e Nettuno sono più grandi di quelle di Giove e Saturno. 

È piuttosto probabile che lune più piccole esistano ma, data la grande distanza tra Urano/Nettuno e la Terra, non sono ancora state osservate. 

Tenendo presente questa precisazione, possiamo ipotizzare che la distribuzione delle grandezze dei satelliti irregolari è simile per tutti e quattro i pianeti giganti, anche se l'evento che ha portato alla cattura di Tritone può aver inciso sulla popolazione di corpi intorno a Nettuno.

Per l'individuazione dei satelliti irregolari, gli attuali limiti osservativi sono di 1,5 km per Giove, di 3 km per Saturno, di 7 km per Urano e di 16 km per Nettuno.

La più grande luna irregolare conosciuta e finora l'unica esplorata è Febe.
( In foto a lato, Febe un satellite di Saturno ).
Nel 2000 la sonda Cassini ha anche scattato un'immagine da lontano, e a bassa risoluzione, di Imalia.

( Immagine a bassa risoluzione di Imalia, della sonda CASSINI ).

Periodi di rotazione:
I satelliti regolari sono solitamente in rotazione sincrona (il loro periodo di rotazione è uguale al loro periodo di rivoluzione). 
Al contrario nei satelliti irregolari le forze di marea sono trascurabili, vista la loro distanza dal pianeta. Ad esempio nei satelliti irregolari più grandi (Himalia, Febe, Nereide) il periodo di rotazione è di circa 10 h, mentre il loro periodo orbitale è nell'ordine delle centinaia di giorni. Un tale tasso di rotazione è quello tipico degli asteroidi.

( Curve di luce di alcuni satelliti irregolari di Saturno ).

( Curva di luce di Imalia - Giove ).

Conclusioni:

Complessivamente, i risultati indicano che le popolazioni di satelliti irregolari immediatamente dopo la cattura probabilmente sarebbero state significativamente più grandi di quelle che osserviamo oggi. Queste popolazioni hanno subito una rapida evoluzione collisionale e quasi fino, letteralmente, ad autodistruggersi.  

Il grave esaurimento di massa in queste popolazioni impedisce ai sopravvissuti di subire un alto tasso di eventi catastrofici. Ciò significa che le popolazioni rimanenti cambiano molto lentamente a ~ 3,5 miliardi di anni di evoluzione. Riteniamo che questo spieghi perché i satelliti irregolari progradi e retrogradi siano così simili tra loro. Questi risultati mostrano anche che il tempo di inizio delle simulazioni non influenza i risultati in modo significativo; se il modello Nizza fosse partito a 3,5 Ga, 3,9 Ga o 4,5 Ga, i risultati sarebbero stati sostanzialmente gli stessi.  

Un'interessante e potenzialmente interessante implicazione dei risultati del nostro modello è che le stesse cascate collisionali che demoliscono i satelliti irregolari di tipo C, D e P dovrebbero anche creare enormi quantità di polvere scura. 

Prevediamo che circa il 99% della massa ( ~ 0.001 masse lunari ), delle popolazioni di satelliti irregolari di Giove, Saturno e Urano siano andate perse a causa della polverizzazione su 4 miliardi di anni. 

Se partono da orbite satellitari irregolari odierne, queste particelle raggiungeranno infine le orbite di attraversamento con i satelliti regolari più esterni, dove hanno il potenziale per colpirli. 

 Le probabilità di collisione tra polvere satellite irregolare e satelliti regolari sono state calcolate solo per un numero limitato di esempi, probabilmente perché fino a poco tempo fa erano noti pochi satelliti irregolari. 

I casi più importanti della letteratura riguardano le particelle di polvere di Febe che si evolvono verso l'interno per colpire Giapeto ( D = 1470 km - vedi foto a lato ), la luna regolare più esterna di Saturno con un lato oscuro anteriore e un lato posteriore brillante. Burns et al. ( 1996 ) hanno stimato che le particelle di dimensioni D = 20 μm di Febe hanno una probabilità del 70% di colpire Giapeto. Quelli che superano Giapeto hanno una probabilità del 60% di colpire Iperione ( D = 270 km). Il resto tocca a Titano ( D= 5150 km), che protegge le lune interne da una significativa contaminazione da polvere.

Riguardo a Giove, Callisto e Ganimede ( D = 4820 e 5260 km, rispettivamente) sono simili per dimensioni a Titano e sono bersagli molto più grandi di Giapeto, mentre per Urano, Oberon e Titania ( D = 1520 e 1580 km, rispettivamente) sono solo leggermente più grande di Giapeto.

L'inevitabile conclusione di tutto ciò è che i satelliti regolari più esterni dei giganti gassosi avrebbero dovuto essere ricoperti da grandi quantità di polvere prodotta dalla comminuzione satellitare irregolare. La maggior parte di questo materiale oscuro sarebbe sbarcato entro le prime centinaia di milioni di anni dopo la cattura dei satelliti irregolari. Quindi, se i tempi del modello di Nizza sono collegati con l'età dei bacini lunari che si formarono tardi come Serentatis e Imbrium, e che hanno età di circa 3,9 miliardi di anni (Stöffler & Ryder 2001 ), la maggior parte di questa polvere scura è atterrato sui satelliti ~ 3.5 -3.9 miliardi di anni fa.  

Link:

(EN) : https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-6256/139/3/994  
(IT) : https://it.wikipedia.org/wiki/Satellite_irregolare
(EN) : https://arxiv.org/abs/astro-ph/0605041
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By Giovanni Donati.