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BORGO A MOZZANO - Piano di Gioviano, SP2 Lodovica.

LETTORI SINGOLI

sabato 15 dicembre 2018

LIBRO SUL SISTEMA SOLARE: PIANETI, PIANETI NANI, SATELLITI, ASTEROIDI, e CORPI MINORI. by Andreotti Roberto.


IN QUESTO LIBRO ON-LINE RIASSUMIAMO IN MANIERA SEMPLICE LE VARIE CONOSCENZE SUL SISTEMA SOLARE, DAL SOLE AI PIANETI, SATELLITI, PIANETI NANI, ASTEROIDI, COMETE e METEOROIDI......
Buona lettura...... (Andreotti Roberto)
(Tutti i link di riferimento che trovate nel testo, richiamano alle varie pagine di WIKIPEDIA, sia in Italiano o Inglese, oltre a link che riportano ad uno studio specifico, messi per chi vuole approfondire tutti i vari argomenti).

GRAFICO DEL SISTEMA SOLARE:
In questo link del sito: ''Il cielo delle Baronie''
Trovate due grafici in tempo reale della posizione di pianeti ed altri corpi
Nel primo il sistema solare interno e nel secondo il sistema solare esterno
CLICCA QUI: http://www.suchelu.it/ssolare.html
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Sole
                                                                                                                  

DIAMETRO 1.390.950 km
MASSA 335.600 Masse Terrestri - 1,9891 × 1030 kg
Densità 1,408 kg/dm3
Gravità 274 m/s2
Velocità di Fuga 617,54 km/s





Il Sole è l'unica stella del sistema solare mentre altri sistemi possono vantare più componenti, ed è di gran lunga il suo principale esponente.

Ruota intorno al centro galattico della Via Lattea ad una distanza tra i 26.000 ed i 28.000 anni luce, con un periodo di rivoluzione, detto anno galattico che si stima sia tra 225 ed i 250 milioni di anni, ad una velocità di 217 km/s.

La sua enorme massa gli permette di sostenere le reazioni di fusione nucleare, che rilasciano enormi quantità di energia, una potenza di 3,9 × 1026 W, irradiata poi nello spazio come radiazione elettromagnetica, e nel caso del Sole, in gran parte come luce visibile, con una temperatura superficiale di 6.050 °c.

Il Sole è classificato come una stella nana gialla, anche se la definizione è ingannevole in quanto, rispetto ad altre stelle nella nostra galassia, il Sole è piuttosto grande e luminoso.
Le stelle vengono classificate in base al diagramma Hertzsprung-Russell, un grafico che mette in relazione la temperatura effettiva e la luminosità delle stelle.

(sopra una foto di un impressionante flare).

STRUTTURA INTERNA:

In generale più una stella è calda più è luminosa: le stelle che seguono questo modello sono appartenenti alla sequenza principale, e il sole si trova proprio al centro di questa sequenza, e nel mezzo del cammin della sua vita. (vedi a lato)
1- Proto-stella.
2-Stella T-Tauri.
3-Sequenza Principale.
4-Gigante Rossa.
5-Nana Bianca.
E più una stella è luminosa e minore è la sua vita, per il sole si stima essere di circa 10 miliardi di anni, stelle come le nane rosse possono avere vite anche di centinaia di miliardi di anni.
Tuttavia stelle più luminose e calde del Sole sono rare, mentre stelle meno luminose e più fredde sono molto comuni, come le nane rosse.
La luminosità del Sole è in costante crescita, e si è stimato che all'inizio della sua storia aveva soltanto il 75% della luminosità che mostra attualmente.

Il Sole è una stella di I popolazione, ed è nato nelle fasi successive dell'evoluzione dell'Universo.

Contiene vari elementi più pesanti dell'idrogeno e dell'elio (metalli) rispetto alle più vecchie stelle di popolazione II.
(Le stelle di popolazione II sono la prima generazione, quelle di ''prima'' sono le ultime, al contrario di quello che farebbe pensare il nome....).

Gli elementi più pesanti dell'idrogeno e dell'elio si sono formati nei nuclei di stelle antiche ormai esplose, così la prima generazione di stelle dovette terminare il suo ciclo vitale prima che l'universo potesse essersi arricchito di questi elementi.
Le stelle più antiche osservate contengono infatti pochi metalli, mentre quelle di più recente formazione ne sono più ricche.
Questa alta metallicità si pensa sia stata cruciale nello sviluppo di un sistema planetario da parte del Sole, poiché i pianeti si formano partendo dall'accumulo di metalli e rocce.

Osservando il Sole con filtri adatti, e mai direttamente, è possibile trovare sulla sua superficie le caratteristiche macchie fotosferiche, aree ben definite che appaiono più scure, come punti neri, rispetto al resto della fotosfera a causa della loro temperatura più "bassa" (dell'ordine dei 4500 K).
Sono regioni di intensa attività magnetica, nelle quali la convezione (visibile nel resto della superficie sotto forma di granuli), risulta bloccata dal forte campo magnetico, che riduce il trasporto di energia dalle regioni interne più calde alla superficie. Le macchie solari più grandi possono estendersi anche per migliaia di chilometri, ed alcune sono più grandi della Terra.
Le macchie solari presentano cicli e non sono mai costanti, un sensibile calo delle macchie porta ad una minore attività del Sole, con minore flusso di energia, tant'è che ne risente anche il clima sulla Terra, qui sotto potete vedere l'andamento storico degli ultimi 400 anni circa.


Insieme alla luce il Sole irradia un flusso continuo di particelle cariche (plasma), noto anche come vento solare.
Questo flusso di particelle si propaga verso l'esterno a circa 1,5 milioni di chilometri all'ora, crea una tenue atmosfera (l'Eliosfera) e permea tutto il sistema solare per almeno 100 UA dove l'Eliopausa segna il confine della sua influenza. (vedi capitolo apposito).

Filmati della Nasa: "Thermonuclear Art", 30' di videoriprese del satellite SDO in alta definizione.
ed anche: NASA | SDO: Three Years of Sun in Three Minutes. e Year 5 .
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Sistema solare interno


                                                                                                                                 
Sistema solare interno è il nome che viene utilizzato per la regione di spazio che comprende i 4 pianeti rocciosi, la Luna e la Fascia principale gli asteroidi.
Composti principalmente da silicati e metalli, gli oggetti del sistema solare interno si trovano molto vicini al Sole, tanto che il raggio di questa regione è più breve della distanza che separa Giove da Saturno, circa 4/5 UA.
I quattro pianeti del sistema solare interno hanno al massimo due satelliti naturali come Marte e nessun anello planetario. La composizione è densa e quasi totalmente rocciosa e sono pertanto detti pianeti terrestri o tellurici.
Le croste ed i mantelli sono costituiti da minerali refrattari come i silicati, mentre il nucleo è formato principalmente da Ferro e Nichel, in alcuni casi con presenza di Zolfo. 
Sono caratterizzati da una temperatura superficiale relativamente alta, dovuta alla vicinanza del Sole. Tre su quattro dei pianeti terrestri (Venere, Terra e Marte) hanno un'atmosfera abbastanza densa da generare delle condizioni atmosferiche variabili, tuttavia molto sottile se confrontata con quella di Giove o Saturno. La temperatura elevata e l'attrazione gravitazionale del Sole hanno infatti spazzato via gli elementi più volatili (idrogeno ed elio) durante le prime fasi della formazione planetaria.
Tutti più o meno presentano crateri da impatto (Terra compresa) e caratteristiche superficiali legate ad assestamenti tettonici come rift, fosse tettoniche e vulcani.
Le dimensioni dei pianeti interni sono relativamente piccole (dai 12.756 km della Terra fino ai 3476 della Luna ) e rispetto ai pianeti giganti del sistema solare esterno il loro moto di rivoluzione è più veloce, mentre quello di rotazione è più lento un giorno su Mercurio dura 176 giorni terrestri e su Venere 117 giorni, mente Terra e Marte hanno un simile periodo di circa 24h.
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Pianeti terrestri



                                                                                                                                        


I pianeti interni. Da sinistra a destra: Mercurio, Venere, la Terra e Marte (in scala)

I quattro pianeti terrestri interni sono densi, hanno una composizione rocciosa, hanno pochi o nessun satellite, e non hanno anelli planetari.
I pianeti terrestri sono costituiti principalmente da sostanze aventi un alto punto di fusione, come i silicati, che costituiscono le croste e i mantelli, ed anche i metalli come ferro e nichel, che costituiscono il loro nucleo.
Possiedono atmosfere molto varie, densissime, rarefatte, o assenti come Mercurio o la Luna, hanno crateri da impatto e placche tettoniche, come dimostrano la presenza di rift e vulcani.
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Mercurio


Mercury in color - Prockter07 centered.jpg
DIAMETRO 4.879,4 km
MASSA 55 (T=1000)
Densità 5,427 kg/dm3
Gravità 3,71 m/s2
Velocità di Fuga 4,300 km/s
Temperature -183/+452 °c
Pressione Atmosferica (tracce)
Periodo di rotazione 175,938 giorni
Periodo di rivoluzione 87,969 giorni
DISTANZA 0,313 / 0,459 UA media 0,387 UA
Radianza max 13.861 / min 6446 / med 9067 W/m2

Mercurio (0,387 UA) è il pianeta più vicino al Sole ed è il pianeta più piccolo (0,055 masse terrestri). Mercurio non possiede satelliti naturali e le sue sole formazioni geologiche conosciute, oltre ai crateri da impatto, sono creste sporgenti o rupes, probabilmente prodotte durante una fase di contrazione avvenuta nella sua storia primordiale (vedi sotto).


Orbita
Il moto di rotazione mercuriano è molto lento: esso impiega (58,65) giorni per compiere un giro su se stesso, e completa quindi tre rotazioni ogni due rivoluzioni, in risonanza orbitale 3:2, questo fa sì che la durata del giorno solare (175,938 giorni) sia il doppio della durata dell'anno (87,969 giorni).

Mercurio è l'unico pianeta del sistema solare sul quale la durata del giorno solare è maggiore del periodo di rivoluzione, ma questa risonanza legata all'eccentricità dell'orbita (0,2056) elevata hanno impedito alle forze mareali di fare in modo che Mercurio rivolgesse sempre la solita faccia al Sole, come la Luna con la Terra.
(vedi grafico a lato)

L'orbita di Mercurio è inclinata di 7° sull'eclittica.
L'orbita del pianeta Mercurio risulta essere ellittica solo in prima approssimazione, Difatti è soggetta alla precessione del perielio, e questo effetto, mise in difficoltà gli astronomi e i calcoli della fisica classica del XIX secolo, e ciò fece ipotizzare l'esistenza di un pianeta interno all'orbita di Mercurio che ne perturbasse il moto, detto pianeta ipotetico fu nominato Vulcano.
(vedi schema a lato).

Al perielio, la velocità orbitale molto elevata di Mercurio, diventa la componente predominante del moto solare apparente per un osservatore sulla superficie, il quale dapprima vedrebbe il Sole stazionare nel cielo, poi invertire il suo cammino muovendosi da ovest verso est e infine riprendere la sua traiettoria ordinaria.

Superficie ed Interno
Il pianeta è privo di atmosfera, fatta eccezione per esili tracce di gas, in maggior parte Sodio, probabilmente frutto dell'interazione del vento solare con la superficie del pianeta.
La superficie è molto craterizzata e presenta numerose scarpate dovute alla contrazione del pianeta, durante il raffreddamento del pianeta.

Il suo nucleo relativamente grande e il suo mantello sottile non sono ancora stati spiegati adeguatamente, l'ipotesi principale riporta la possibilità che gli strati esterni siano stati strappati via da un impatto gigantesco.

STRUTTURA INTERNA:

Osservazione
Benché Mercurio sia assai splendente è molto difficile osservarlo perché ha il moto molto rapido, in più visto che è vicino al Sole è sempre immerso nei chiarori dell'alba o del tramonto, spesso in passato è stato scambiato per due corpi celesti differenti, è poi stato associato ad Hermes dai Greci ed al Mercurio dei Romani, il messaggero degli dei, per il suo moto rapido.

Ghiaccio ai poli
L'osservazione radar dal radiotelescopio di Arecibo ha rilevato delle formazioni particolari all'altezza dei  2 poli, molto riflettenti, molto simili a quelle che si ottengono osservando oggetti ghiacciati all'esterno del sistema solare. I valori riflessi osservati sono compatibili con la presenza di ghiaccio coperta da un sottile strato di regolite, non sappiamo determinare lo spessore di questi depositi di ghiaccio che comunque si estendono per circa 30.000 km2, frutto forse dell'impatto di comete.
Data la ridotta inclinazione della rotazione di Mercurio, i crateri ai poli conservano delle zone perennemente oscurate dalla radiazione solare e hanno permesso al ghiaccio di conservarsi per miliardi di anni. (vedi scheda sotto)

SCHEDA DELLE ZONE POLARI:

MAPPA ALTIMETRICA DI MERCURIO:
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Venere


                                                                                                                                  
Venuspioneeruv.jpg
DIAMETRO 12.103,6 km
MASSA 815 (T=1000)
Densità 5,243 kg/dm3
Gravità 8,87 m/s2
Velocità di Fuga 10,36 km/s
Temperatura +450 °c
Pressione Atmosferica 92 Bar - 96,5% CO2 , 3,5% N2.
Densità Atmosferica 1.037.204 kg/m2
Periodo di Rotazione Siderale 243,69 giorni
Periodo di Rotazione Sinodico 117 giorni
Periodo di Rivoluzione 224.701 giorni
DISTANZA dal sole 0,723 UA
Eccentricità 0,0067
Incinazione orbita 3,39°
RADIANZA 2.598 W/m2

Venere (0,723 UA) è per dimensioni molto simile alla Terra (diametro 12.104 km e 0,815 masse terrestri), e come la Terra, ha un mantello composto da silicati attorno a un nucleo ferroso, possiede un'atmosfera molto densa e calda e l'attività sulla sua superficie rende evidente la presenza di attività geologica interna.
Tuttavia è molto più asciutto della Terra, e la sua atmosfera è novantadue volte più densa.

Venere non ha nessun satellite naturale.
E' il pianeta più caldo del sistema solare, con temperature superficiali, giorno e notte, superiori ai 450 °c, molto probabilmente a causa della quantità di gas che provoca un forte effetto serra nell'atmosfera.


Atmosfera
(grafico della concentrazione do SO2 nella zona delle nubi negli ultimi 40 anni)

L'atmosfera Venusiana è composta per il 96,5% da biossido di carbonio, mentre il restante 3,5% è composta soprattutto da azoto.
La notevole percentuale di biossido di carbonio è dovuta al fatto che Venere non ha un ciclo del carbonio per incorporare nuovamente questo elemento nelle rocce e nelle strutture di superficie, né esistono organismi, come le piante sulla Terra, che la possano assorbire in biomassa.
È proprio il biossido di carbonio il responsabile di aver generato un fortissimo effetto serra a causa del quale il pianeta è divenuto molto caldo e si ritiene che gli antichi oceani di Venere siano poi evaporati, lasciando una secca superficie desertica con molte formazioni rocciose plasmate dalla densissima atmosfera.
Il vapore acqueo si dissociò a causa dell'alta temperatura e dell'assenza di un campo magnetico planetario e il leggero idrogeno è stato diffuso nello spazio interplanetario dal vento solare.

Struttura
Non sono state individuate prove definitive delle attuali attività geologiche su Venere, ma si potrebbe pensare che la sua densa atmosfera sia regolarmente alimentata da eruzioni vulcaniche.

Si ipotizza che Venere subisca periodici episodi di movimenti tettonici per cui la crosta superficiale sarebbe subdotta rapidamente nel corso di pochi milioni di anni, con intervalli di alcune centinaia di milioni di anni di relativa stabilità.
Questo contrasta fortemente con la condizione più o meno stabile di subduzione e di deriva dei continenti che si verifica sulla Terra.

Questa differenza è spiegabile con l'assenza su Venere di oceani, dove l'acqua agirebbe come lubrificante nella subduzione. Le rocce superficiali di Venere avrebbero meno di 500 milioni di anni poiché l'analisi dei crateri di impatto suggerisce che le dinamiche di superficie avrebbero modificato la superficie stessa, eliminando gli antichi crateri, negli ultimi miliardi di anni.

Internamente, i paragoni somiglianti, in termini di diametro e di densità tra Venere e la Terra, suggeriscono che i due pianeti possano avere una struttura interna simile, cioè un nucleo, un mantello e una crosta. Si ipotizza che il nucleo di Venere, come quello della Terra, sia almeno parzialmente liquido dal momento che i due pianeti hanno avuto un processo di raffreddamento similare.

(mappa altimetrica di Venere).

SCHEDA DI VENERE:

Asteroidi co-orbitali di Venere:

Venere ha un quasi-satellite 2002 VE68.
Questo asteroide è anche geosecante e ermeosecante, e si ipotizza che si trovi in orbita attorno a Venere da almeno 7.000 anni, ma che sia destinato ad essere espulso da questa configurazione orbitale all'incirca tra 500 anni.

2013 ND15 è il primo, e per ora unico, asteroide troiano di Venere, orbita attorno al punto di Lagrange L4.
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Terra


                                                                                                                                  
Earth-DSCOVR-20150706.png
DIAMETRO 12.756 km
MASSA 5,927E24 kg
Densità 5.517 kg/dm3
Gravità 9,807 m/s2
Velocità di Fuga 11,186 km/s
Temperature -88/+58 °c
Pressione Atmosferica 1.013 mBar
Densità Atmosferica 10.326 kg/m2
Composizione 78% Azoto, 21% Ossigeno, altri CO2, CH4, AR, ecc.
Periodo di rotazione 24 h. (giorno solare)
DISTANZA 149.598.700 km - 1,000 UA
RADIANZA 1.358 W/m2

La Terra (1,000 UA) è il più grande e denso dei pianeti interni, l'unico in cui sono conosciute attualmente delle attività geologiche, ed è probabilmente l'unico pianeta del sistema solare che permette la vita (l'unico su cui la vita è sicuramente presente).

Idrosfera
La sua idrosfera liquida è unica tra i pianeti interni, ed è anche l'unico pianeta dove siano state osservate placche tettoniche.
L'acqua copre il 71% della superficie totale.

Atmosfera
L'atmosfera terrestre è estremamente differente rispetto a quella degli altri pianeti, poiché è stata alterata e modificata dalla presenza delle forme di vita vegetale in primis, ed è composta per il 21% di ossigeno, ed il 78% di Azoto, con tracce di altri gas tra i quali l'anidride carbonica che svolge un importante ruolo nella fotosintesi clorofilliana della vita vegetale.

Deriva dei Continenti
In effetti più che della deriva dei continenti occorre parlare di deriva delle placche, perché gli attuali continenti sono solo la parte emersa delle stesse, il loro movimento è legato ai movimenti tettonici.
La versione moderna della teoria della deriva si deve al geografo tedesco Alfred Lothar Wegener, che nel 1915 presentò in maniera organica le prove del fenomeno e una spiegazione coerente delle cause, Wegener infatti fece notare che l'unico modo per spiegare la presenza di fossili di animali e piante della stessa specie, e periodo geologico, in Africa ed in Sudamerica fosse che in passato fossero unite tra loro, inoltre dimostrò che essendo state in passato India, Australia Africa meridionale e Sudamerica coperte di ghiacci contemporaneamente, presumibilmente ciò avvenne prima della loro separazione.

Struttura interna
La struttura interna della Terra, vede un nucleo interno solido, circondato da un nucleo esterno liquido la cui rotazione genera il campo magnetico che protegge la Terra dai raggi cosmici, sopra il nucleo liquido esterno c'è un mantello che ha lenti moti convettivi che rendono attiva la crosta formata da placche tettoniche in movimento e numerosi vulcani attivi, che nell'arco di milioni di anni portano ad un rinnovamento della crosta terrestre.

Sfericità
La rotazione della Terra è la causa del rigonfiamento equatoriale che comporta un diametro equatoriale di 43 km maggiore di quello polare. Le maggiori deviazioni locali sulla superficie sono: il Monte Everest, con 8 850 m sopra il locale livello del mare e la Fossa delle Marianne, con 10 924 m sotto il locale livello marino). Se si paragona la Terra a un perfetto ellissoide essa ha una tolleranza di circa una parte su 584, o dello 0,17% che è minore dello 0,22% di tolleranza che è ammesso nelle palle da biliardo.
Inoltre a causa della presenza del rigonfiamento il luogo maggiormente distante dal centro della Terra è situato attualmente sul Monte Chimborazo in Ecuador.

Magnetosfera
La magnetosfera terrestre è un fenomeno naturale, con un dipolo magnetico non coincidente con i poli geografici, ed i poli magnetici non sono statici, hanno un momento dipolare (asse) attualmente inclinato di 11,3° rispetto all'asse terrestre.
Nonostante le varie ipotesi sul perché della presenza di questo campo, le teorie si sono orientate verso un modello analogo a quello di una dinamo ad autoeccitazione.
L'intensità del campo magnetico terrestre non è costante nel tempo, ma subisce notevoli variazioni. Esse hanno portato, nel corso delle ere geologiche, alla deriva dei poli magnetici rispetto ai continenti e a ripetuti fenomeni di inversione del campo, con scambio reciproco dei poli magnetici Nord e Sud. Il magnetismo terrestre ha una notevole importanza per la vita sulla Terra, infatti si estende per svariate decine di migliaia di chilometri nello spazio, formando una zona chiamata magnetosfera, la cui presenza genera una sorta di "scudo" elettromagnetico che devia e riduce il numero di raggi cosmici che se arrivassero alla superficie del pianeta porterebbero alla sua sterilizzazione. Dall'interazione tra raggi cosmici (vento solare) e magnetosfera viene originato lo splendido fenomeno detto aurora boreale.


Luna, Quasi-satelliti e Troiani
La Terra possiede un grande satellite naturale, la Luna. (vedi di seguito)
Ed attualmente è conosciuto un Asteroide Troiano in L4, 2010 TK7 .
Oltre ad un certo numero di Quasi-Satelliti:
3753 Cruithne (vedi scheda nel paragrafo ASTEROIDI), 2002 AA29, 2003 YN107, 2004 GU9, (419624) 2010 SO16 , 2014 OL339 e 2016 HO3.
I punti lagrangiani L4 ed L5 del sistema Terra-Luna sono stati ripetutamente oggetto di varie ricerche di satelliti troiani, in essi sono state rinvenute lievi sovrabbondanze di polveri chiamate nubi di Kordylewski.
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Luna
DIAMETRO 3.476 km
MASSA 12,3 (T=1000)
Densità 3,3462 kg/dm3
Gravità 1,622 m/s2
Velocità di Fuga 2,38 km/s
Temperature -233 / +123 °c
Atmosfera Assente
Periodo di rotazione / rivoluzione sincrono 29,530 giorni
DISTANZA dalla Terra 384.400 km


Il cratere Platone
La Luna è un satellite naturale, l'unico della Terra.
Orbita ad una distanza media di circa 384.400 km dalla Terra, abbastanza vicina da essere osservabile a occhio nudo, il che rende possibile distinguerne alcuni rilievi sulla superficie.
Essendo in rotazione sincrona rivolge sempre la stessa faccia verso la Terra e il suo lato nascosto (vedi Sotto), è rimasto sconosciuto fino al periodo delle esplorazioni spaziali.
Durante il suo moto orbitale, il diverso aspetto causato dall'orientazione rispetto al Sole genera delle fasi chiaramente visibili e che hanno influenzato il comportamento dell'uomo fin dall'antichità. Impersonata dai greci nella dea Selene, fu da tempo remoto considerata influente sui raccolti, le carestie e la fertilità.
Condiziona la vita sulla Terra di molte specie viventi, regolandone il ciclo riproduttivo e i periodi di caccia ed agisce sulle maree e la stabilità dell'asse di rotazione terrestre.

MAPPA ALTIMETRICA LUNARE:

Struttura
La Luna è un corpo celeste internamente differenziato: come la Terra ha una crosta geochimicamente distinta, un mantello, la cui astenosfera è parzialmente fusa (di fatto le onde S rilevate dai sismografi non sono in grado di attraversarla) e un nucleo.

La parte interna del nucleo, con un raggio di 240 km, è ricca di ferro allo stato solido ed è circondata da un guscio esterno fluido costituito principalmente da ferro liquido, con un raggio di circa 300 km. Attorno al nucleo si trova una fase parzialmente fusa con un raggio di circa 500 km. La sua composizione non è stata ancora pienamente identificata, ma si dovrebbe trattare di ferro metallico in lega con piccole quantità di zolfo e nichel; sono le analisi della variabilità della rotazione lunare a indicare che esso è almeno parzialmente fuso.
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QUI SOTTO E' RAPPRESENTATO IL LATO ''NASCOSTO''.

Depositi di ghiaccio ai poli
È stato però ipotizzato che quantità significative di acqua, sotto forma di depositi di ghiaccio, possano rimanere sulla Luna, in particolari zone della superficie, cioè in aree perpetuamente all'ombra o inglobate nella crosta.
A causa della modesta inclinazione dell'asse di rotazione lunare (solo 1,5°), alcuni dei crateri polari più profondi non ricevono mai luce dal Sole, rimanendo sempre in ombra. In accordo con i dati raccolti durante la missione Clementine, sul fondo di tali crateri potrebbero essere presenti depositi di ghiaccio d'acqua, come evidenziato in foto.

Le Fasi lunari
Le fasi lunari descrivono il diverso aspetto che la Luna mostra durante il suo moto, causate dal suo diverso orientamento rispetto al Sole.
Vi sono quattro posizioni fondamentali:
-Luna nuova (novilunio) quando la Luna si interpone tra Terra e Sole.
-Primo Quarto.
-Luna piena (plenilunio) quando la Luna di trova dietro la Terra.
-Ultimo Quarto.
La Luna compie una rivoluzione attorno alla Terra in 27 giorni, 7 ore, 43 minuti e 11 secondi. Il mese lunare (ciclo completo di fasi) ha invece una durata di 29 giorni, 12 ore, 44 minuti e 3 secondi. La differenza è dovuta al fatto che nel frattempo sia la Terra che la Luna sono avanzate lungo l'orbita terrestre ed il loro allineamento col Sole è cambiato.

Le Eclissi
Un'eclissi che interessi Sole-Terra-Luna può avvenire solo quando i tre corpi sono perfettamente allineati; ciò avviene solo in determinati momenti perché il piano su cui giace l'orbita del moto di rivoluzione della Luna intorno alla Terra è inclinato di circa 5° 8' rispetto a quello dell'eclittica (su cui giace l'orbita di rivoluzione della Terra intorno al Sole).
Se i due piani coincidessero perfettamente, in ogni mese lunare si avrebbe un'eclissi di Sole in corrispondenza del novilunio, ed una di Luna in corrispondenza del plenilunio.
Poiché invece i piani non coincidono, la condizione di novilunio o di plenilunio non è sufficiente a determinare un'eclissi, questa avviene soltanto quando i tre corpi sono vicini alla linea di intersezione dei due piani di rivoluzione (linea dei nodi).
Questo dunque si verifica più raramente, con una frequenza di 4 o 5 eventi ogni anno.
(Eclissi Solare Totale dell'Agosto 1999 - Austria, Oberwarth, Burgerland)
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Marte


                                                                                                                                     
Mars Valles Marineris.jpeg
DIAMETRO 6.780 km
MASSA 107 (T=1000)
Densità 3,934 kg/dm3
Gravità 3,69 m/s2
Velocità di Fuga 5,027 km/s
Temperature -140 / +20 °c
Pressione Atmosferica 6,36 mBar
Densità Atmosferica 179.67 kg/m2
Periodo di rotazione 24h 37' 23''
Periodo di rivoluzione 1,87 anni
DISTANZA dal Sole 1,52 UA perielio 1,381 - afelio 1,666 UA.
Eccentricità 0,093
RADIANZA media 588 - max 712 - min 489,3 W/m2.

Marte che orbita a 1,52 UA, è un po' più piccolo della Terra e di Venere con una massa di 0,107 masse terrestri.
Possiede una rarefatta un'atmosfera di 6,36 mBar , composta principalmente da biossido di carbonio.
Pur presentando temperature medie superficiali piuttosto basse (tra −120 °C e −14 °C), il pianeta è il più simile alla Terra tra tutti quelli del sistema solare.
Il suo diametro è intermedio fra quello della Terra e quello della Luna, e presenta un'inclinazione dell'asse di rotazione e durata del giorno simili a quelle terrestri.
L'inclinazione assiale di Marte è di 25,19° che risulta simile a quella della Terra. Per questo motivo le stagioni si assomigliano eccezion fatta per la durata che è circa doppia ed al fatto che l'orbita eccentrica le fa apparire molto marcate nell'emisfero sud e con poche differenze in quello nord.

STRUTTURA INTERNA:

La sua superficie di circa 149milioni di km2, presenta varie strutture geologiche tra cui formazioni vulcaniche enormi, valli, calotte polari e deserti sabbiosi, e formazioni geologiche che vi suggeriscono la presenza di un'idrosfera in un lontano passato.
La presenza di acqua allo stato liquido in superficie adesso è impossibile su Marte a causa della sua pressione atmosferica eccessivamente bassa, può esistere solo solida come ghiaccio e gassosa come vapore. (salvo in zone di elevata depressione e per brevi periodi di tempo).

Il ghiaccio d'acqua però è assai abbondante: i poli marziani infatti ne sono ricoperti e lo strato di permafrost si estende fino a latitudini di circa 60º.
La NASA nel marzo del 2007 dopo uno studio, annunciò che se si ipotizzasse lo scioglimento totale delle calotte polari, l'intero pianeta verrebbe sommerso da uno strato d'acqua profondo 11 metri.

Marte si formò all'incirca 4,6 miliardi di anni fa, come gli altri tre pianeti terrestri e cioè a seguito della condensazione della nebulosa solare, per lo più da silicati. A causa della distanza superiore dal Sole rispetto alla Terra, durante la fase iniziale della formazione nell'orbita di Marte si trovava una concentrazione maggiore di elementi con basso punto di ebollizione, come cloro, fosforo e zolfo, probabilmente spinti via dalle orbite interne dal forte vento solare del proto-Sole.
La storia del pianeta può essere suddivisa in quattro diverse ere geologiche che caratterizzano la sua formazione ed evoluzione: Pre-Noachiano, Noachiano, Esperiano, Amazzoniano.
NoachianoNoachianoEsperianoAmazzoniano

La sua superficie è costellata di vulcani, come il grande Olympus Mons, e da rift valley, come la gigantesca Valles Marineris, quindi mostra che ha avuto un'attività geologica che ha persistito fino a tempi relativamente recenti.
(a sinistra il monte Olimpo, che si erge per oltre 25 km)

Il colore rosso della superficie, deriva dalla presenza di ruggine del suolo, ricco di ossido di ferro.

Esiste anche un calendario marziano, leggi qui:
CALENDARIO di MARTE , 24 MESI di 27/28 GIORNI MARZIANI (24h 39' 35'') con 4 anni di 668 e 6 anni da 669 ogni decennio.

Marte ha due piccoli satelliti naturali (Deimos e Fobos), che si pensa siano asteroidi catturati dal suo campo gravitazionale (vedi sotto), e due gruppi di asteroidi Troiani nei punti di Lagrange L4 ed L5.
 vedi su Wikipedia: Troiani di Marte.

Satelliti di Marte, 
Fobos e Deimos:
Il pianeta Marte possiede due satelliti naturali di piccolissime dimensioni: Fobos e Deimos.
Si tratta dell'unico pianeta roccioso del sistema solare interno a possedere un sistema di satelliti.

Scoperti nell'agosto del 1877 da Asaph Hall, percorrono orbite prograde quasi circolari, assai prossime al piano equatoriale di Marte.
Fobos, il più interno, completa la sua orbita in poco più di un terzo del periodo di rotazione del pianeta - caso unico del sistema solare.
Di conseguenza è soggetto a significative azioni mareali da parte di Marte che determinano una costante riduzione dell'orbita e che ne causeranno infine la disgregazione.
I due satelliti si trovano ad orbitare così vicino al pianeta rosso, da non essere visibili dalle zone polari.

Hanno una forma irregolare, non risolvibile dalla Terra.
Sono stati fotografati e studiati prevalentemente dalle sonde spaziali il cui obiettivo primario era lo studio di Marte.
Fobos e Deimos hanno entrambi forma irregolare. Il primo, il maggiore tra i due, può essere descritto approssimativamente da un ellissoide triassiale di dimensioni 26,8 × 22,4 × 18,4 km, cui corrisponde un diametro medio di 22,2 km; il secondo ha dimensioni 15 × 12,2 × 10,4 km, da cui un diametro medio di 12,4 km. Analizzando le perturbazioni prodotte dalle due lune nel moto di alcune sonde spaziali che si sono avvicinate loro, è stata stimata una massa di 1,0659 × 1016 kg per Fobos e di 1,4762 × 1015 kg per Deimos. Da tali informazioni è possibile desumere un valore per la densità media dei due oggetti, stimata in 1,872 × 10³ kg/m³ per Fobos e in 1,471 × 10³ kg/m³ per Deimos. Valori così bassi possono essere determinati da una elevata porosità interna (ovvero dalla presenza di cavità) oppure da una composizione che vede mescolate alla roccia sostanze volatili, quali ghiaccio d'acqua.

La loro origine è una questione ancora aperta.
Alcuni li ritengono asteroidi catturati, altri ipotizzano che si siano formati per accrezione nel processo che ha condotto anche alla formazione del pianeta Marte.

FOBOS:

DEIMOS:
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Fascia degli asteroidi


                                                                                                                                     

(951) Gaspra
Gli asteroidi sono piccoli corpi del sistema solare composti principalmente di rocce di silicati, metalli e condriti carbonacee.
La fascia principale degli asteroidi occupa la regione tra le orbite di Marte e Giove, tra 2,3 e 3,3 UA dal Sole.

Si ritiene che siano residui rimasti dal processo di formazione del sistema solare, la cui fusione è fallita a causa dell'interferenza gravitazionale di Giove.

Il raggio di un asteroide di questa fascia può andare da centinaia di chilometri fino a pochi centimetri. Tutti gli asteroidi, salvo il più grande, Cerere (vedi sotto), sono classificati come corpi minori del sistema solare.

La fascia degli asteroidi contiene decine di migliaia, forse milioni, di oggetti sopra il chilometro di diametro.
Tra i maggiori (+200 km) Cerere, Pallade, Vesta, Ettore, citati a parte ci sono anche:
Igea, Davida, Interamnia, Europa, Giunone, Silvia, Eufrosina, Eunomia, Psiche, Cibele, Bamberga, Patientia, Ercolina, Camilla, Dori, Eugenia, Amphitrite, Ermione, Diotima, Egeria, Aurora, Tisbe.
Nonostante questo, la massa totale di tutti gli asteroidi della fascia principale difficilmente arriverebbe a più di un millesimo della massa della Terra.

La fascia principale, contrariamente a quello che potrebbe sembrare, è scarsamente popolata: sonde spaziali passano continuamente attraverso di essa senza incorrere in incidenti di alcun tipo.
Gli asteroidi con diametri compresi tra 10 e 10−4 m, sono chiamati meteoroidi e quando impattano con l'atmosfera di un pianeta vengono definiti meteore.
Qui trovate l'elenco degli sciami meteorici che investono la Terra:
LISTA DEGLI SCIAMI METEORICI

Il pianeta nano Cerere


                                                               
Cerere (2,767 UA) è il più grande e massiccio corpo della fascia principale degli asteroidi ed è stato classificato nel 2006 come pianeta nano.

Orbita ad una distanza di 2,767 UA dal Sole con un'eccentricità di 0,0755 (minore di Mercurio e Plutone) ed un periodo di rivoluzione di (1681,214 giorni / 4,604 anni).
Riceve dal sole mediamente 177,4 W/m2

Possiede un diametro di poco meno di 1000 km (939,4), grande abbastanza perché la propria gravità gli dia una forma sferoidale.
Ha una densità di 2,162 kg/dm3, una massa di 0,000159 Mt, una gravità di 0,284 m/s2, una velocità di fuga di 0,56 km/s.
Inoltre ha una magnitudine assoluta di +3,36 con un albedo di 0,09.
Ruota su se stesso in sole 9h 4min 28sec.

Cerere, quando è stato scoperto nel XIX secolo, da Giuseppe Piazzi a Palermo, è stato considerato un pianeta, ma è stato riclassificato come asteroide nel 1850, dopo che ulteriori osservazioni rivelarono la presenza di altri numerosi corpi simili.
È stato nuovamente riclassificato, nel 2006 dall'IAU, come pianeta nano.
Piazzi scoprì un oggetto brillante che si muoveva contro lo sfondo delle stelle.
La prima osservazione lo portò a ipotizzare che si trattasse di una stella fissa, non riportata dai cataloghi.
Nei giorni successivi però, notò che il corpo celeste non si trovava più nella posizione iniziale, e sospettò che si trattasse di una stella di tipo diverso, come riportò nei suoi appunti.
Le seguenti osservazioni lo convinsero che il nuovo astro fosse dotato di moto proprio.

SCHEDA DI CERERE:


4 Vesta:
4 Vesta è un grande asteroide della Fascia principale, il secondo pianetino più massivo della fascia di asteroidi, con un diametro medio pari a circa 529,25 Km e una massa stimata pari al 12% di quella dell'intera fascia.
Si era ipotizzato che fosse possibile riconsiderarlo un pianeta nano, ma non è stato considerato tale, in quanto il corpo celeste non si trova in equilibrio idrostatico.

Vesta orbita a 2,361 UA con un'eccentricità di 0,0886 in 3,63 anni, riceve dal sole 243,6 W/m2.

Ha le dimensioni di un ellissoide triassiale non in equilibrio idrostatico di 578x560x458 km, con una massa pari a 0,00004555 Mt (il 28,63% di Cerere) ed una densità di 3,4 kg/dm3.

Le sue dimensioni e la sua superficie insolitamente brillante fanno di Vesta l'asteroide in assoluto più luminoso e talvolta l'unico visibile a occhio nudo dalla Terra (oltre a 1 Cerere, in circostanze visive eccezionali). È anche quello più studiato, grazie alla disponibilità di campioni di roccia sotto forma di meteoriti HED.

 SCHEDA DI VESTA:


2 Pallade:
Pallade ha un volume paragonabile a quello dell'asteroide Vesta e nel tempo i due corpi celesti si sono contesi il titolo di secondo più grande asteroide del sistema solare interno.
Tuttavia rispetto a Vesta, Pallade è molto meno massiccio.
Pallade ha un diametro medio di circa 530 km ed una densità di 3,1 kg/dm3
La massa di Pallade è stimata in (2,11 ± 0,26) × 1020 kg e pari all'80% di quella di Vesta, al 22% di Cerere e a circa lo 0,3% di quella della Luna.
Si stima che Pallade contenga il 7% dell'intera massa della fascia principale.
Orbita a 2,772 UA dal Sole con un'eccentricità di 0,2309 e molto inclinata 34,8409°, con un periodo di rivoluzione di 4,62 anni.
Pochissimo si sa delle caratteristiche superficiali di Pallade. Le immagini raccolte dal Telescopio spaziale Hubble con una risoluzione di circa 70 km per pixel mostrano variazioni tra un pixel e l'altro, che, tuttavia, combinate con l'albedo di Pallade - mediamente del 12% - si collocano al limite inferiore di rilevabilità. Sono inoltre piuttosto limitate le differenze tra le curve di luce ottenute nel visibile e nell'infrarosso, mentre c'è un maggiore distacco nell'ultravioletto.
Queste ultime suggeriscono la presenza di un grosso bacino d'impatto nell'emisfero settentrionale dell'asteroide.

RICOSTRUZIONE DELLA FORMA DI PALLADE:


25.143 Itokawa
25143 Itokawa , è un piccolo asteroide Apollo con dimensioni di circa 0,535x0,294x0,209 km; descrive un'orbita attorno al Sole piuttosto eccentrica (0,2801177), arrivando a intersecare quella di Marte, con un semiasse maggiore di 1,324 UA.

Itokawa è un asteroide di tipo S. Il Radar del Goldstone Observatory misurò che il satellite possedeva una forma allungata con un periodo di rotazione di 12,13 h.


Orbita del pianetino
L'asteroide sembra composto da 2 differenti componenti visto che i due lobi che lo compongono hanno densità differenti, con una media di 1,95 kg/dm3, con una massa di 3,58E10 kg.

La comunità scientifica internazionale ha concentrato le sue attenzioni su questo asteroide poiché è oggetto di studi dettagliati da parte della sonda spaziale giapponese Hayabusa, che lo ha raggiunto nel 2005 dopo un viaggio lungo 290 milioni di chilometri e durato 2 anni e 4 mesi.

Itokawa è il secondo asteroide su cui sia atterrata una sonda (il primo è stato 433 Eros) e il primo tentativo di prelevamento e riporto sulla Terra di campioni della superficie di un pianetino.

(162173) Ryugu
162173 Ryugu è un piccolo asteroide sub-chilometrico della fascia principale, con dimensioni di 0,865 km, con una massa di 4.5×1011 kg, e ruota si se stesso in 7,627 h.

Scoperto da LINEAR nel 1999, presenta un'orbita caratterizzata da un semiasse maggiore pari a 1,1895338 UA e da un'eccentricità di 0,1902593, inclinata di 5,88405° rispetto all'eclittica, con un periodo di rivoluzione di 1,3 anni (473,87 giorni).

Le sue caratteristiche orbitali lo qualificano come asteroide Apollo, ed interseca l'orbita della Terra quindi è un oggetto potenzialmente pericoloso.

È stato selezionato come obiettivo della missione Hayabusa 2 dell'Agenzia spaziale giapponese (JAXA) attualmente in corso, che prevede di recuperare alcuni campioni dall'asteroide e riportarli sulla Terra.
DETTAGLI DELLA SUPERFICIE:

Gli Asteroidi doppi, multipli o con piccoli satelliti
Si ipotizza che molti asteroidi possiedano uno o più satelliti, la cui massa è talora confrontabile con quella del corpo principale. Gli asteroidi dotati di un satellite sono comunemente noti come asteroidi binari, mentre il termine asteroide doppio è preferibilmente usato quando i due corpi in questione hanno approssimativamente le stesse dimensioni ed un buon esempio di asteroide doppio è 90 Antiope, costituito da due componenti di eguali dimensioni che orbitano attorno al centro di gravità comune.
Una teoria comunemente accettata dagli astronomi, prevede che questi piccoli satelliti si siano riaggregati da materiale espulso dal corpo principale in seguito ad un impatto, oppure in alternativa, si può ritenere che la gravità di un asteroide, seppur bassa, abbia catturato un altro corpo celeste, di dimensioni più piccole, nel corso di un passaggio molto ravvicinato.

243 Ida:
Il primo asteroide di cui abbiamo avuto conferma di un satellite è stato 243 Ida, poi ne sono stati scoperti molti altri, Ida ha un satellite in orbita di nome Dattilo con un diametro di circa 1,4 km.
Come gli altri asteroidi che fanno parte della fascia principale, l'orbita di Ida si trova tra quelle di Marte e Giove.
Il suo periodo di rivoluzione è pari a 4,84 anni, mentre il suo periodo di rotazione corrisponde a 4,63h. Ha una forma irregolare e allungata ed è apparentemente composto da due larghi oggetti tenuti insieme in una forma allungata con dimensioni di 53,6 × 24,0 × 15,2 km.
La sua superficie è una delle più craterizzate del sistema solare e presenta una vasta varietà di crateri differenti per età e grandezza.

2017 YE5
2017 YE5 è la sigla provvisoria per un'asteroide binario sub-chilometrico, si tratta di un Near-Earth di tipo (Apollo). L'asteroide è passato entro le 16 distanze lunari, circa 6 milioni chilometri dalla terra il 21 giugno 2018, che resterà l'approccio più vicino per i prossimi 170 anni. Ogni membro del sistema binario ha approssimativamente una massa equivalente ed hanno dimensioni di circa 0,9 chilometri di diametro. Il periodo orbitale è di 4,74 anni (1.730 giorni), ed i due corpi ruotano attorno al loro comune baricentro con un periodo che si ritiene di circa 20 – 24 h.
L'orbita presenta un semiasse maggiore di 2,82 UA con un perielio di 0,8171 UA ed un afelio di 4,82 UA, e quindi con un'eccentricità elevata di 0,7102.

(136617) 1994 CC
1994 CC, si tratta di un asteroide sub-chilometrico di circa 650m di diametro ed un albedo di 0,3821 per la parte principale detta alfa, con ben due satelliti detti Beta e Gamma, di circa 50m, ciascuno che orbitano rispettivamente a 1,7 km ed eccentricità di 0,002 per Beta e 6,1 km con eccentricità di 0,192 per Gamma.
Beta ruota con un periodo di 1,234 giorni mentre Gamma di 8,376 giorni.
Alfa ruota su se stesso in 2,3886 h.
Hanno inclinazioni orbitali notevoli, 95° per Beta e 79° per Gamma, rispetto al piano equatoriale del pianetino.

L'asteroide è un geo-secante di classe Apollo, con un semiasse di 1.6378 UA, ha un perielio di 0,9551 UA, interno all'orbita terrestre ed un afelio di 2.3206 UA in piena fascia principale degli asteroidi, con un periodo di rivoluzione pari a 2,10 anni (766 giorni).
La sua eccentricità orbitale corrisponde a 0.4169.



Tra gli asteroidi tripli si citano anche: 87 Sylvia con (Romulus e Remus)[87 Sylvia - Johnston Archive : http://www.johnstonsarchive.net/astro/astmoons/am-00087.html] -
(153591) 2001 SN263 - 3122 Florence e (Inner e Outer).
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Gruppi e famiglie di asteroidi:

Gli asteroidi nella fascia principale sono divisi in Gruppi e famiglie di asteroidi sulla base delle loro caratteristiche orbitali.
La cintura principale di asteroidi contiene anche una cintura di comete che possono essere state la fonte di acqua della Terra.

I Troiani di Giove:

Gli asteroidi troiani si trovano nei punti L4 e L5 di Giove (regioni gravitazionalmente stabili poste lungo l'orbita del pianeta); il termine "troiano" è utilizzato anche per piccoli corpi situati nei punti di Lagrange di altri pianeti e satelliti.

Nel 1772 il matematico Italiano Joseph-Louis Lagrange, nei suoi studi concernenti il problema dei tre corpi ristretto, predisse che un piccolo corpo, che condivide la propria orbita con un pianeta, ma giace in un punto posto 60° davanti o dietro di esso lungo il suo tragitto orbitale, risulta vincolato nei pressi di uno di questi punti; il corpo così intrappolato libra lentamente attorno al punto esatto di equilibrio seguendo una traiettoria a ferro di cavallo. Questi punti, rispettivamente quello anteriore e quello posteriore, sono detti punti lagrangiani L4 ed L5. Fu però necessario attendere più di un secolo prima che venisse scoperto il primo asteroide posto in un punto lagrangiano.
Giuseppe Luigi lagrangia
Le stime sul numero totale dei troiani sono basate su indagini approfondite di porzioni relativamente limitate di cielo. Si ritiene che il numero di oggetti presenti in L4 sia compreso tra le 160.000 e 240.000 unità per quanto riguarda gli oggetti di dimensioni superiori a 2 km, e ammonti a circa 600.000 per i corpi più grandi del chilometro; ipotizzando, secondo le stime, che in L5 sia presente un numero equivalente di oggetti simili, il numero complessivo degli asteroidi troiani supererebbe il milione, un numero raffrontabile con quello degli asteroidi della fascia principale.
La massa totale dei troiani è stimata in 0,0001 masse terrestri, un quinto della massa totale della fascia principale.
Esistono anche dei troiani di Marte e dei troiani di Nettuno.

624 Ettore
Si tratta del più grande degli asteroidi troiani di Giove, si trova ad orbitare intorno al punto L4, quindi nel ''campo greco''.
Ha un semiasse maggiore di 5,256 UA con un periodo di rivoluzione di 12,05 anni ed un'eccentricità pari a 0,0240374.
E' uno dei corpi più allungati nelle sue dimensioni nel Sistema solare, misurando 370x195 km, il che portò ad ipotizzare che Ettore potesse essere un asteroide binario a contatto come ad esempio 216 Kleopatra, successive osservazioni del telescopio spaziale Hubble, effettuate nel 1993, pur non mostrando un'evidente figura bilobata, non hanno neppure permesso di escludere la possibilità di un contatto binario. Infine nel 2006 fu scoperto un piccolo satellite di circa 12 km, che comunque a confermato la natura binaria dell'asteroide ad opera di Franck Marchis, poi nel 2017 il satellite ha ricevuto la denominazione 624 I Skamandrios.

Asteroidi Planeto-Secanti:

Questi asteroidi possono rimanere nelle loro orbite solo per un periodo limitato che può variare da 10 a 100 milioni di anni e prima o poi, tendono ad essere eliminati a causa di decadimenti orbitali o collisioni con i pianeti interni oppure ad essere espulsi al di fuori del sistema solare a seguito di un passaggio ravvicinato con un pianeta.
Per l'azione di questi fenomeni, questo tipo di corpi avrebbe dovuto essere già stati completamente eliminati, ma l'insieme degli asteroidi Planeto-Secanti viene continuamente riequilibrato da nuovi oggetti provenienti dalla fascia di asteroidi.
I Near-Earth sono quelli che si avvicinano alla Terra, come (433) Eros (sopra in foto), e presentano rischi di impatto, si possono suddividere in tre famiglie:


  • Asteroidi Aten il cui semiasse maggiore minore una unità astronomica.
  • Asteroidi Apollo il cui semiasse maggiore è superiore di una unità astronomica e il perielio inferiore a 1,017 UA.
  • Asteroidi Amor il cui semiasse maggiore è compreso tra quello della Terra e quello di Marte e il cui perielio è leggermente fuori dall'orbita terrestre circa 1,017 - 1,3 UA.


  • I Quasi-Satelliti:

    Il sistema solare interno presenta anche degli asteroidi near-Earth, molti dei quali attraversano le orbite dei pianeti interni, come i Quasi-Satelliti della Terra (vedi sotto).
    Terra
    Tra i quasi-satelliti finora noti della nostra Terra vi sono: 3753 Cruithne (vedi sotto), 2002 AA29, 2003 YN107, 2004 GU9, (419624) 2010 SO16 , 2014 OL339 e 2016 HO3. I primi due rimangono in orbite quasi satellitari per periodi compresi tra decine e centinaia di anni.
    Venere
    Venere possiede il quasi-satellite 2002 VE68. Questo asteroide è anche geosecante e ermeosecante; si ritiene che si trovi in orbita attorno a Venere da almeno 7.000 anni, ma che sia destinato ad essere espulso da questa configurazione orbitale tra circa 500 anni.
    Nettuno
    Al febbraio 2013, si conosce un solo quasi-satellite di Nettuno: (309239) 2007 RW10, inizialmente scambiato per un troiano di Nettuno, ma poi confermato quasi-satellite dello stesso pianeta: rimarrà nell'attuale orbita per circa altri 12500 anni.

    3753 Cruithne
    Cruithne è il più grande dei Quasi-Satelliti della Terra (5km), e descrive una rivoluzione completa intorno al Sole in circa un anno.
    Essendo il suo periodo orbitale uguale a quello della Terra, si potrebbe dire, quindi, di una risonanza orbitale con rapporto 1:1, ma poiché la distanza di Cruithne dal Sole e la sua velocità orbitale variano di molto durante il periodo di rivoluzione, dal punto di vista terrestre non vedremo mai Cruithne ruotare intorno alla nostra stella, ma la sua orbita appare a forma di fagiolo.
    Tuttavia l'orbita di Cruithne non è definitivamente stabile come, ad esempio, quella degli asteroidi Troiani.
    L'asteroide subisce, rispetto alla Terra, una piccola deviazione che lo porta a descrivere, con il passare del tempo, un tipo di orbita co-rotante detta a ferro di cavallo. Osservandolo dal nostro pianeta, Cruithne descrive un'orbita molto complessa condividendo in parte quella terrestre.
    Però, secondo le leggi di Keplero, percorrendo mediamente una traiettoria più vicina al Sole, ha una velocità angolare maggiore rispetto alla Terra che lo porta quindi ad allontanarsi. Essendo il suo periodo orbitale leggermente inferiore a un anno, precede la Terra lungo la stessa orbita e, dopo circa 385 anni, la raggiunge dalla parte opposta.
    Avvicinandosi, l'influenza gravitazionale del nostro pianeta gli fornisce una frazione di energia sufficiente a espandere l'orbita, portandosi a una distanza superiore di un'unità astronomica e impedendogli così di scontrarsi con il nostro pianeta. Essendosi allontanato, il suo periodo orbitale diviene poco maggiore di un anno, ma questa volta è la Terra a essere più veloce. Dal nostro punto di riferimento, si osserva Cruithne allontanarsi e dopo altri 385 anni, riavvicinarsi a noi, seguendo a ritroso lo stesso percorso precedente, ma a una distanza maggiore dal Sole. Al successivo avvicinamento, la Terra sottrarrà energia portando l'asteroide a compiere un'orbita più vicina alla nostra stella e con velocità maggiore, riprendendo quella precedente e completando definitivamente la traiettoria. Per compiere un ciclo completo e tornare alla medesima posizione, Cruithne impiega circa 770 anni.

    SCHEDA DEI ''QUASI-SATELLITI'' della TERRA:
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    Sistema solare esterno


                                                                                                                                         
    Il sistema solare esterno è la patria dei giganti gassosi e dei loro satelliti, alcuni dei quali di dimensioni planetarie, come Ganimede e Titano fra tutti gli altri.
    Si estende da 5 a 30 UA circa.

    In questa regione orbitano oltre ad una breve fascia di comete, anche degli asteroidi: i centauri e una sparuta classe di piccoli asteroidi detti Damocloidi, nonché alcuni asteroidi inusuali, tutti questi descritti in seguito.

    Gli oggetti solidi di questa regione sono composti da una quota più elevata di elementi volatili (come acqua, ammoniaca e metano) rispetto agli oggetti rocciosi del sistema solare interno.

    Pianeti gioviani

                                                                                                                                         

    I quattro giganti gassosi esterni (talvolta chiamati pianeti gioviani, e da non confondersi con i pianeti esterni) collettivamente costituiscono il 99% della massa nota in orbita attorno al Sole. Giove e Saturno sono costituiti prevalentemente da idrogeno ed elio; Urano e Nettuno possiedono una percentuale maggiore di ghiaccio ed alcuni astronomi suggeriscono che appartengono a un'altra categoria, quella dei "giganti di ghiaccio".
    Tutti e quattro i giganti gassosi possiedono degli anelli, anche se solo quelli di Saturno sono facilmente osservabili dalla Terra.


    Giove


                                                                                                                                          

    Giove (5,203 UA), con 320,33 masse terrestri, possiede 2,5 volte la massa di tutti gli altri pianeti messi insieme.
    Compie una rivoluzione intorno al Sole ogni 11,864 anni.
    Giove ed i suoi satelliti ricevono 50,16 W/m2 di energia dal Sole.
    DIMENSIONI: Ha un diametro equatoriale di 142.984 km ed un diametro polare di 133.709 km.
    Ha un forte schiacciamento ai poli a causa anche della rapida rotazione (9h 55' 29,5'').
    L'inclinazione dell'asse di rotazione è relativamente piccola, solamente 3,13º, e precede ogni 12 000 anni, di conseguenza, il pianeta non sperimenta significative variazioni stagionali, contrariamente a quanto accade sulla Terra e su Marte.

    Un Potente Campo Magnetico
    Creato dalle correnti elettriche all'interno del mantello di idrogeno metallico si genera un campo magnetico dipolare, inclinato di 10º rispetto all'asse di rotazione di Giove.
    Il campo raggiunge un'intensità variabile tra 0,42 millitesla - mT - all'equatore e 1,3 mT ai poli, che lo rende il più intenso campo magnetico del sistema solare, eccetto quello nelle macchie solari, e ben 14 volte superiore al campo magnetico terrestre.
    Il campo magnetico di Giove preserva la sua atmosfera dalle interazioni col vento solare deflettendolo e creando una regione appiattita, la magnetosfera, costituita da un plasma di composizione molto differente da quello del vento solare.
    La magnetosfera gioviana è la più grande e imponente fra tutte le magnetosfere dei pianeti del sistema solare, nonché la struttura più grande di tutto il sistema, apparte il Sole e si estende nel sistema solare esterno per molte volte il raggio di Giove (RJ) e raggiunge un'ampiezza massima che può superare anche l'orbita di Saturno.

    Composizione
    Giove è composto in larga parte da idrogeno ed elio.
    Il forte calore interno di Giove crea una serie di caratteristiche semipermanenti nella sua atmosfera, come ad esempio la famosa Grande Macchia Rossa.
    L'atmosfera alta di Giove è composta in volume da un 88-92% di idrogeno molecolare e da un 8-12% di elio.
    Queste percentuali cambiano se si tiene in considerazione la proporzione delle masse dei singoli elementi e composti, dal momento che l'atomo di elio è circa quattro volte più massiccio dell'atomo di idrogeno, quindi l'atmosfera gioviana è costituita da un 75% in massa di idrogeno e da un 24% di elio, mentre il restante 1% è costituito da altri elementi e composti presenti in quantità molto più esigue.
    Le proporzioni atmosferiche di idrogeno ed elio sono molto vicine a quelle riscontrate nel Sole .

    Le Nubi

    La copertura nuvolosa di Giove è spessa all'incirca 50 km e consiste almeno di due strati di nubi di ammoniaca, uno strato inferiore piuttosto denso ed una regione superiore più rarefatta.
    I sistemi nuvolosi sono organizzati in fasce orizzontali lungo le diverse latitudini, e si suddividono in zone, di tonalità chiara, e bande, le quali appaiono scure per via della presenza su di esse di una minore copertura nuvolosa rispetto alle zone.
    La loro interazione dà luogo a violente tempeste, i cui venti raggiungono, come nel caso delle correnti a getto delle zone, velocità superiori ai 360-400 km/h.
    La caratteristica colorazione marrone-arancio delle nubi gioviane è causata da composti chimici complessi, noti come cromofori, che emettono luce in questo colore quando sono esposti alla radiazione ultravioletta solare.

    IL SORVOLO DELLA SONDA JUNO:

    GIOVE offerto da MEDIA INAF

    Gli Anelli
    Il sistema degli anelli di Giove, consiste principalmente di polveri, presumibilmente silicati, ed è suddiviso in quattro parti principali: un denso toro di particelle noto come anello di alone; una fascia relativamente brillante, ma eccezionalmente sottile nota come anello principale; due deboli fasce più esterne, detti anelli Gossamer (letteralmente garza), che prendono il nome dai satelliti il cui materiale superficiale ha dato origine a questi anelli, quello di Amaltea (anello Gossamer di Amaltea) e di Tebe (anello Gossamer di Tebe). (vedi schede sotto)

    Tanti satelliti
    Di Giove attualmente si conoscono 79 satelliti (leggi qui: Tutti i satelliti naturali di Giove ) , tra questi i quattro più grandi, Ganimede, Callisto, Io, e Europa, scoperti da Galileo, mostrano analogie con i pianeti terrestri, come fenomeni di vulcanismo e calore interno di origine mareale.
    Più interni ai satelliti Medicei di trovano 4 piccole lune regolari: Metis, Adrastea, Amalthea, Thebe.

    SCHEDA DI GIOVE:

    SISTEMA DI GIOVE:

    I Satelliti Medicei
    Galileo Galilei
    Sono comunemente definiti satelliti medicei (o galileiani) i quattro satelliti maggiori di Giove, scoperti da Galileo Galilei e chiaramente visibili anche dalla Terra con piccoli telescopi. Si tratta di Io, Europa, Ganimede e Callisto. (di seguito elencati qua sotto)
    Ganimede, in particolare, è così luminoso (mag. +4,6), che se non si trovasse vicino a Giove sarebbe visibile anche ad occhio nudo, di notte, nel cielo terrestre. La prima osservazione di questi satelliti da parte di Galileo risale al 7 gennaio 1610, e dopo aver raccolto 65 osservazioni, riportò la notizia della scoperta degli "Astri Medicei" (in onore di Cosimo II de' Medici) nel Sidereus Nuncius.
    I numerosi giorni di osservazioni, portarono Galileo a concludere che i quattro corpi erano in orbita attorno al pianeta, e la scoperta fu un solido argomento a favore della teoria eliocentrica di Niccolò Copernico, perché mostrava che non tutti gli oggetti del sistema solare orbitavano attorno alla Terra.


    IO un inferno di vulcani e radiazioni:
    Con oltre 300 vulcani attivi, Io è l'oggetto geologicamente più attivo del sistema solare.
    L'estrema attività geologica è il risultato del riscaldamento mareale dovuto all'attrito causato al suo interno da Giove e dagli altri satelliti galileani.

    Molti vulcani producono pennacchi di zolfo e biossido di zolfo che si elevano fino a 500 km sulla sua superficie.
    Questa è costellata di oltre 100 montagne che sono state sollevate dalla compressione della crosta di silicati, con alcuni di questi picchi che arrivano ad essere più alti dell'Everest.

    A differenza di molti satelliti del sistema solare esterno, che sono per lo più composti di ghiaccio d'acqua, Io è composto principalmente da rocce di silicati che circondano un nucleo di ferro o di solfuro di ferro fusi.
    La maggior parte della superficie di Io è composta da ampie piane ricoperte di zolfo e anidride solforosa congelata.
    Ha un diametro di 3642 km con una massa di 0,01495 Mt ed una densità di 3,528 kg/dm3, ha una gravità di 1,79 m/s2 ed una velocità di fuga di 2,600 km/s.
    Orbita a 421.700 km da Giove in soli 1,799137786 giorni in rotazione sincrona.
    Sulla sua superficie si registra una forte radiazione di 36 Sv, dovuta all'interazione con il campo magnetico gioviano, mortale per le forme di vita con pochi minuti di esposizione.

    SCHEDA DI IO:

    Europa:
    Leggermente più piccolo della Luna, Europa è composto principalmente da silicati con una crosta costituita da acqua ghiacciata, probabilmente al suo interno è presente un nucleo di ferro-nichel ed è circondato esternamente da una tenue atmosfera, composta principalmente da tracce di ossigeno.
    A differenza di Ganimede e Callisto, la sua superficie si presenta striata e poco craterizzata ed è la più liscia di quella di qualsiasi oggetto noto del sistema Solare, testimonianza di un rinnovamento continuo .
    L'apparente giovinezza e la morbidezza della sua superficie hanno portato ad ipotizzare l'esistenza di un oceano d'acqua presente sotto la crosta, che potrebbe essere dimora per la vita extraterrestre.
    In questa ipotesi viene proposto che Europa, sia riscaldato internamente dalle forze mareali causate dalla sua vicinanza a Giove e dalla risonanza orbitale con i vicini Io e Ganimede, e quindi rilasci il calore necessario per mantenere un oceano liquido sotto la superficie e stimolando al tempo stesso un'attività geologica simile alla tettonica a placche.
    L'8 settembre 2014, la NASA riferì di aver trovato prove dell'esistenza di un'attività della tettonica a placche su Europa, la prima attività geologica di questo tipo su un mondo diverso dalla Terra, sono poi stati ripresi pennacchi di vapore che si sprigionano dalla sua superficie.
    Ha un diametro di 3.121,6 km con una massa di 0,008 Mt ed una densità di 3,013 kg/dm3 una gravità 1,314  m/s2 ed una velocità di fuga pari a 2,025 km/s.
    Orbita intorno a Giove a 671.034 km in 3,551811041 giorni con rotazione sincrona.

    SCHEDA DI EUROPA:

    Ganimede:
    Ganimede è il principale satellite del pianeta Giove e il più grande dell'intero sistema solare, supera per dimensioni (ma non per massa) lo stesso Mercurio.
    Ganimede completa un'orbita attorno a Giove in poco più di sette giorni ed è in risonanza orbitale 1:2:4 con Europa ed Io rispettivamente.
    Composto principalmente da silicati e ghiaccio d'acqua, è totalmente differenziato con un nucleo di ferro fuso.

    Si ritiene che un oceano di acqua salata esista a circa 200 km di profondità dalla superficie, compreso tra due strati di ghiaccio.

    La superficie ganimediana presenta due principali tipi di terreno: le regioni scure, antiche e fortemente craterizzate, che si ritiene si siano formate 4 miliardi di anni fa e che coprono un terzo della luna e le zone più chiare, di formazione leggermente più recente, ricche di scoscendimenti e scarpate che coprono la restante parte.
    La causa delle striature visibili nelle zone chiare non è ancora totalmente compresa, sebbene esse siano probabilmente il risultato dell'attività tettonica attivata dal riscaldamento mareale.

    Ha un diametro di 5.262,2 km ed una massa di 0,025 Mt con una densità di 1,936 kg/dm3, ha una gravità di 1,428 m/s2 ed una velocità di fuga di 2,741 km/s.
    Ha una magnitudine di +4,6 che lo porterebbe ad essere visibile ad occhio nudo se non fosse così vicino a Giove, possiede un albedo superficiale di 0,43.
    Orbita a 1.070.412 km da Giove con un periodo di rivoluzione di 7,15455296 giorni che corrisponde anche al periodo di rotazione che risulta sincrono.
    Ganimede è l'unico satellite a possedere un campo magnetico, Il valore del momento magnetico è di circa 1,3×1013 T·m3 , un valore tre volte superiore a quello del pianeta Mercurio. L'asse del dipolo magnetico è inclinato rispetto all'asse di rotazione di Ganimede di 176°, opponendosi quindi al campo magnetico di Giove; quindi è possibile che si verifichino episodi di riconnessione magnetica. Il polo nord magnetico si trova al di sotto del piano orbitale.
    Il campo magnetico di Ganimede raggiunge un'intensità di 719 ± 2 nT all'equatore della luna, mentre il campo magnetico di Giove ha un'intensità di circa 120 nT in corrispondenza dell'orbita di Ganimede.
    In corrispondenza dei poli il campo magnetico di Ganimede raggiunge un'intensità doppia di quella misurata all'equatore pari a 1440 nT.

    SCHEDA DI GANIMEDE:
    MAPPA GEOLOGICA DI GANIMEDE:
    LA MAGNETOSFERA DI GANIMEDE:

    Callisto:
    Scoperto da Galileo Galilei nel 1610, Callisto ha un diametro di 4821 km, equivalente al 99% del diametro del pianeta Mercurio ma solo circa un terzo della sua massa.
    È la quarta luna galileiana in ordine di distanza da Giove, trovandosi a circa 1.880.000 km dal pianeta.
    Callisto non partecipa alla risonanza orbitale che coinvolge gli altri 3 satelliti galileiani: Io, Europa e Ganimede, quindi non subisce i riscaldamenti mareali, che originano i fenomeni endogeni presenti su Io ed Europa.
    Privo di campo magnetico interno e appena al di fuori della fascia di radiazioni del gigante gassoso, non interagisce particolarmente con la magnetosfera di Giove.
    Callisto , che ha un diametro di 4.820,6 km è composto, più o meno in egual misura, da rocce e ghiacci, con una densità media di circa 1,83 kg/dm³, la più bassa tra i satelliti medicei, la sua gravità risulta essere di 1,236 m/s2 mentre la sua velocità di fuga è pari a 2,441 km/s.
    Sulla sua superficie è stata rilevata spettroscopicamente la presenza del ghiaccio d'acqua, del biossido di carbonio, di silicati e composti organici.
    Studi condotti dalla sonda Galileo hanno rivelato che Callisto potrebbe avere un piccolo nucleo di silicati e forse uno strato di acqua liquida al di sotto della superficie, a profondità superiori a 100 km.
    La superficie di Callisto è la più antica e la più pesantemente craterizzata del sistema solare.
    Non risultano tracce di processi del sottosuolo, come tettonica a placche o vulcanismo; non c'è alcun segno che un'attività geologica si sia mai verificata in passato e l'evoluzione della sua superficie si è prodotta principalmente per gli impatti meteoritici.
    Le principali caratteristiche superficiali includono strutture con multipli anelli concentrici, con scarpate, creste e depositi ad essi associati, crateri da impatto di varie forme e catene di crateri.
    Le età delle diverse morfologie non sono note.

    SCHEDA DI CALLISTO:

    I Satelliti Irregolari:
    Il sistema di Giove possiede all'esterno delle orbite dei satelliti Medicei, altre 71 lune irregolari.
    Sono satelliti molto piccoli e distanti, si dividono in Progradi e Retrogradi, e si suddividono poi in varie famiglie che si ritiene di origine collisionale.


    Le ultime lune scoperte tra cui  Valetudo una ''strana'' luna prograda nel mezzo alle retrograde.
    

    Satelliti progradi:

    Temisto è il più interno dei satelliti irregolari e non fa parte di alcuna famiglia conosciuta.

    Il gruppo di Imalia, le cui componenti si estendono sino a circa 11,4 milioni di km dal pianeta, hanno mediamente un'inclinazione di 27,5 ± 0,8° ed eccentricità comprese tra 0,11 e 0,25. Si ritiene che la famiglia di Imalia, si sia formata dalla rottura di un asteroide originario della fascia principale.

    Carpo e Valetudo sono più esterni ai Satelliti progradi del gruppo di Imalia e non fanno parte di nessuna altra famiglia nota.

    I satelliti retrogradi :
    Deriverebbero da asteroidi che furono catturati dalle regioni più esterne del disco circumplanetario che circondava 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.

    S/2003 J 12 è il più interno di questa classe e non fa parte di alcuna famiglia nota.

    Il gruppo di Carme, le cui componenti hanno semiassi maggiori vanno da 22,9 a 24,1 milioni di km, inclinazioni medie di 165,7 ± 0,8° ed eccentricità comprese tra 0,23 e 0,27. Solo il satellite S/2003 J 10 si discosta in parte da questi parametri, per via dell'elevata eccentricità della sua orbita.
    Le lune della famiglia di Carme sono molto omogenee per quanto riguarda il colore (tendente al rossastro) e si ritiene che si siano originate da un ancestrale asteroide di tipo D, probabilmente uno dei troiani di Giove.

    Il gruppo di Ananke, le cui componenti orbitano da 19,3 a 22,7 milioni di km, hanno inclinazioni orbitali tra i 145,7° e 154,8° ed eccentricità tra 0,02 e 0,28. La maggior parte dei membri del gruppo appaiono grigi, e si ritiene che costituiscano i frammenti di un originario asteroide catturato da Giove. Solo gli otto membri principali (S/2003 J 16, Mneme, Euante, Ortosia, Arpalice, Prassidice, Tione, Telsinoe, Ananke e Giocasta) rispettano tutti i parametri, mentre i rimanenti otto corpi se ne discostano in parte.

    Il gruppo di Pasifae appare invece piuttosto sparpagliato, le orbite di questi satelliti vanno da 22,8 a 24,1 milioni di km, inclinazioni orbitali comprese tra 144,5° e 158,3° ed eccentricità tra 0,25 e 0,43. Anche i colori dei membri variano significativamente, dal rosso al grigio, il che sarebbe il risultato di multiple collisioni tra asteroidi di differenti classi. Sinope, talvolta inclusa nel gruppo di Pasifae, è rosso e, data la sua marcata differenza in inclinazione rispetto agli altri membri della famiglia, si ritiene che sia stato catturato indipendentemente. Pasifae e Sinope sono inoltre vincolati in una risonanza secolare con Giove.
    Data la sua evidente dispersione, potrebbe trattarsi di un antico gruppo di satelliti in fase di progressiva disgregazione, oppure di un semplice raggruppamento di corpi privi di un'origine comune.

    S/2003 J 2 e S/2011 J 1 non fanno parte di nessuna famiglia conosciuta.

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    Saturno


                                                                                                                                          

    Saturno (9,582 UA), distinto dal suo sistema di anelli, ha molte analogie con Giove, come la sua composizione atmosferica.

    Riceve dal Sole, assieme ai suoi satelliti, 14,8 W/m2 di energia.
    Ruota intorno al Sole in 29,66 anni.
    Saturno è molto meno massiccio, essendo solo di 95 masse terrestri, ha un diametro equatoriale di 120.536 km ed un diametro polare di 108.728 km, con una densità inferiore a quella dell'acqua, pari a 0,687 kg/dm3, ne risulta poi una velocità di fuga di 35,5 km/s.
    Ruota su se stesso in 10h 47' 06''.

    Gli Anelli
    La caratteristica principale di Saturno sono il suo imponente sistema di anelli, visibile anche con un buon binocolo da Terra.
    Gli anelli incominciano a un'altezza di circa 6.600 km dalla sommità delle nubi di Saturno e si estendono fino a 120.000 km, poco meno di un terzo della distanza Terra-Luna.
    Il loro spessore è mediamente pari ad appena 10 metri.


    La struttura interna
    Saturno possiede una struttura interna molto simile a quella di Giove e presenta una composizione affine a quella del Sole, essendo costituito per il 75% di idrogeno e il 25% di elio, con 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 degrada nella zona sottostante, dove a densità superiori a 0,01 g/cm3 l'idrogeno diviene liquido.
    La temperatura, la pressione e la densità all'interno del pianeta aumentano costantemente spostandosi verso il nucleo, e negli strati più profondi del pianeta, l'idrogeno diviene metallico


    Il campo magnetico

    La magnetosfera di Saturno è di forma abbastanza simmetrica la sua intensità all'equatore è di 0,2 gauss (20 μT) all'incirca solo un ventesimo di quella di Giove, e pure, anche se leggermente, più debole del campo magnetico terrestre.
    Si origina, come per Giove, nello strato di idrogeno liquido all'interno del pianeta, in cui si producono numerose scariche elettriche, e grazie anche alla elevata velocità di rotazione del pianeta.
    Il fattore che spiega la sua debole magnetosfera deriva dal suo orientamento, che è quasi coincidente con l'asse di rotazione del pianeta, con uno scarto di solo 1° (contro i 10° di Giove).
    Alcune particolari interazioni dovute alla sua magnetosfera sono state osservate tra i suoi satelliti: una nube, che risulta composta da atomi di idrogeno, va dall'orbita di Titano fino all'orbita di Rea e un disco di plasma, anch'esso questo formato da idrogeno e ioni di ossigeno, che si estende dall'orbita di Teti fino quasi all'orbita di Titano.

    Uno studio a rilevato intorno a Saturno, come per altri pianeti tra cui la Terra, delle particelle cariche che sono intrappolate nel campo magnetico e si dispongono in regioni a forma di ciambella attorno al pianeta, conosciute come fasce di radiazione.

    I dati raccolti dalla sonda Cassini della Nasa, hanno fornito nuovi indizi sul comportamento di questi elettroni in rapido movimento all’interno delle fasce.
    APPOFONDIMENTI:
    LEGGI QUI : http://www.media.inaf.it/2018/11/30/fasce-di-saturno/ (Italiano)
                           https://www.nature.com/articles/s41467-018-07549-4 (Inglese)

    I satelliti
    Sono noti 62 satelliti, due dei quali, Titano e Encelado, mostrano segni di attività geologica, anche se sono in gran parte criovulcani.

    Titano è più grande di Mercurio ed è l'unico satellite del sistema solare ad avere una atmosfera densa formata da azoto e metano.
    Cassini
    I satelliti scoperti dall'astronomo Gian Domenico Cassini, e sono detti ''Lodicei''.
    Il nome ”Sidera Lodoicea” significa stelle di luigi, dal latino Sidus  “Stella ” e Lodoiceus, un aggettivo coniato da Lodoicus, una delle varie forme latine del nome francese Louis (che riflette una forma più vecchia, Lodhuwig), in Italiano Lodicei.
    Cassini intendeva onorare il nome del re Luigi XIV di Francia, che regnò dal 1643 al 1715, e che era il benefattore di Cassini come patrono dell’Osservatorio di Parigi, di cui Cassini era il direttore.

    Sono:
    Giapeto, Rea, Dione, Teti. (vedi sotto)

    SCHEDA DEL SISTEMA DI SATURNO:

    I satelliti maggiori di saturno

    Mimas:
    Mimas è la più interna delle lune principali di Saturno: ha un semiasse maggiore di 185.539 km.
    Il suo periodo orbitale è pari a 0,942 giorni (22h 37min).
    Come la maggior parte delle lune di Saturno è in rotazione sincrona e volge quindi lo stesso emisfero verso Saturno.
    La densità di Mimas (1,17 volte quella dell'acqua) indica che è composto soprattutto da ghiaccio d'acqua, con solo una piccola quantità di rocce al suo interno, ha un diametro medio di 396,4 km.
    Mimas è il più piccolo corpo conosciuto che si trova in equilibrio idrostatico ed a causa dell'attrazione mareale esercitata da Saturno, la forma di Mimas è quella di un ellissoide avente un asse maggiore circa il 10% più lungo di quello minore.
    Mimas è responsabile della mancanza di materiale nella divisione di Cassini, poiché eventuali particelle che si trovassero ad orbitare in tale regione presenterebbero una risonanza orbitale 2:1 con esso.
    La ripetizione periodica dell'influenza gravitazionale di Mimas porterebbe entro breve tempo ad una modifica dei parametri orbitali di tali particelle.
    Mimas è anche in risonanza 2:1 con Teti, e in risonanza 2:3 con la piccola luna pastore dell'anello F, Pandora.
    SCHEDA DI MIMAS:

    Encelado:
    Encelado è uno dei quattro corpi celesti del sistema solare esterno (assieme ad Io ed Europa, satelliti di Giove e la luna Tritone di Nettuno) (su Titano devono ricevere conferma) , dove sono state osservate delle eruzioni attive.
    Le analisi dei gas emessi suggeriscono che siano stati generati da acqua liquida situata sotto la superficie.
    Assieme alle analisi chimiche del pennacchio, queste scoperte hanno alimentato le ipotesi che Encelado sia un importante soggetto di studio nel campo dell'esobiologia.
    Inoltre è stato suggerito che Encelado sia anche la fonte dei materiali dell'anello E.
    Encelado orbita a 238.020 km da Saturno con un'eccentricità di 0,0045 in 32h 53' 07' che corrisponde al periodo di rotazione sincrona, ha un diametro medio di 498,8 km e con una densità di 1,3 risulta avere una massa pari a 0,00001451 Mt, ne deriva una gravità di 0,079 m/s2.
    Possiede un albedo di 0,99 riflettendo in pratica tutta la luce che riceve dal Sole difatti la sua temperatura è più bassa degli altri satelliti di Saturno con un valore intorno ai -200°c.

    SCHEDA DI ENCELADO:

    Teti:
    Teti è un corpo ghiacciato di composizione simile a Dione e Rea. La sua densità di 0.97 g/cm³ indica che è composto quasi interamente di ghiaccio d'acqua, ha un diametro di 1.062,2 km con una massa pari a 0,000103 Mt, una gravità di 0,146 m/s2 ed una velocità di fuga di 0,394 km/s.
    La superficie di Teti è fortemente craterizzata e contiene numerose crepe causate dalle fratture nel ghiaccio.
    Su Teti sono presenti due tipi di terreni, uno composto da regioni con molti crateri e l'altro di colore scuro e contenente una cintura leggermente craterizzata che si estende attorno alla luna.
    Questa seconda regione indica che Teti fu internamente attiva nel passato.
    Teti orbita a 294.619 km da Saturno in 1,887802 giorni
    Teti possiede due satelliti coorbitali nei punti di lagrange L4 e L5 sono Telesto e Calipso.

    SCHEDA DI TETI:

    Dione:
    Dione orbita attorno a Saturno in 2,736915 giorni; il semiasse maggiore della sua orbita, di 377.396 km. Dione è in risonanza orbitale 1:2 con Encelado, ossia completa un'orbita attorno a Saturno mentre Encelado ne completa due.
    Questa risonanza contribuisce a mantenere l'eccentricità orbitale di Encelado (0,0047), fornendo una fonte di calore per una vasta attività geologica di quest'ultimo, che presenta una rilevante attività criovulcanica sulla sua superficie.
    Dione ha un diametro di 1122,8 km con una massa pari a 0,0001834 Mt ed una densità di 1,478 che fa ipotizzare che sia composto in egual misura di ghiaccio e roccia, differenziato in un nucleo roccioso ed un mantello ghiacciato senza che vi siano strati di acqua liquida.
    Dione ha due piccoli satelliti coorbitali, o troiani, Elena e Polluce.
    Essi si trovano all'interno dei punti lagrangiani L4 e L5 di Dione, rispettivamente 60 gradi davanti e dietro a Dione.
    Orbita a 377.896 km da Saturno in 2,7315 giorni in rotazione sincrona.
    Come gli altri maggiori satelliti di Saturno, Dione è in rotazione sincrona e volge sempre la stessa faccia al pianeta.

    SCHEDA DI DIONE:

    Rea:
    Le caratteristiche di Rea assomigliano a quelle di Dione, con emisferi anteriore e posteriore dissimili tra loro, suggerendo per le due le lune hanno simile composizione ed uguale storia.
    Rea ha un diametro di 1527,6 km, seconda tra le lune di Saturno dopo Titano, ed una massa pari a 0,00039 Mt ed una densità di 1,236 kg/dm3, una gravità di 0,264 m/s2 ed una velocità di fuga di 0,635 km/s che non permette di mantenere la tenue atmosfera osservata intorno al satellite.
    Ha un orbita che si trova a 527.108 km da Saturno, che compie in 4,518212 giorni in rotazione sincrona.
    In base alla densità dei crateri, la superficie di Rea può essere divisa in due differenti aree; la prima contiene crateri più grandi di 40 km di diametro mentre la seconda area, nelle regioni polari ed equatoriali, ha crateri al di sotto di 40 km in diametro.
    Ciò suggerisce un qualche evento di rimodellazione superficiale accaduto durante la sua formazione.

    SCHEDA DI REA:

    Titano:
    Titano è il più grande satellite del pianeta Saturno ed uno dei corpi rocciosi più massicci dell'intero sistema solare; supera in dimensioni (ma non per massa) il pianeta Mercurio mentre per dimensioni e massa è il secondo satellite del sistema solare dopo Ganimede.
    Ha un diametro di 5150 km con una massa pari a 0,0225 Mt che determina una densità di 1,88 kg/dm3, una gravità di 1,35 m/s2 ed una velocità di fuga di 2,630 km/s.

    Scoperto dall'astronomo olandese Christiaan Huygens nel 1655, all'epoca Titano è stata la prima luna osservata intorno Saturno e la quinta nell'intero sistema solare.
    Si trova ad orbitare a 1.222.000 km da Saturno compiendo una rivoluzione in 15,945421 giorni che corrisponde alla rotazione sincrona del satellite.
    Si tratta inoltre dell'unico satellite del sistema solare in possesso di una densa atmosfera.

    Titano è composto principalmente di ghiaccio d'acqua e materiale roccioso.

    La sua spessa atmosfera ha impedito l'osservazione della superficie, fino all'arrivo della missione spaziale Cassini-Huygens nel 2004, che ha permesso di raggiungere la superficie con un veicolo d'atterraggio.

    L'esplorazione con la Cassini-Huygens ha portato alla scoperta di laghi di idrocarburi liquidi nelle regioni polari del satellite, alcuni estesi come mari, il Ligeia ed il Kraken.
    APPROFONDIMENTO:
    https://it.wikipedia.org/wiki/Titano_(astronomia)#Cassini-Huygens
    (A lato foto della superficie dal lander Huygens).

    Geologicamente la sua superficie è giovane e sono presenti alcune montagne e dei possibili criovulcani, ma è generalmente piatta e liscia con pochissimi crateri da impatto finora osservati.

    L'atmosfera di Titano è composta al 95% da azoto; sono presenti inoltre componenti minori quali il metano e l'etano, che si addensano formando nuvole, con una Pressione di 1.476 mBar ed una densità atmosferica di 108.667 kg/m2.
    La temperatura superficiale media è molto vicina al punto triplo del metano dove possono coesistere le forme liquida, solida e gassosa di questo idrocarburo (-179°c)


    Il clima, che include vento e pioggia di metano, ha creato caratteristiche superficiali simili a quelle presenti sulla Terra, come dune, fiumi, laghi e mari, e, come la Terra, presenta le stagioni.
    Con i suoi liquidi e la sua spessa atmosfera, Titano è considerato simile alla Terra primordiale, ma con una temperatura molto più bassa, dove il ciclo del metano sostituisce il ciclo idrologico presente invece sul nostro pianeta.

    SCHEDA DELLA SUPERFICIE:

    SCHEDA DELL'ATMOSFERA:

    Giapeto:
    Misurazioni triassiali di Giapeto ne stimano le dimensioni radiali in 746 × 746 × 712 km , con un raggio medio di 734.5 ± 2.8 km . (Diametro 1.471 km)
    Queste misurazioni sono relativamente inaccurate in quanto non tutta la superficie del satellite è stata fotografata con un'alta risoluzione.
    Ha una massa pari a 0,0003 Mt con una densità di 1,083 che suggerisce che sia composto quasi interamente di ghiaccio, con una gravità di 0,233 m/s2 ed una velocità di fuga di 0,61 km/s.
    A dispetto delle sue dimensioni appare evidente che la luna non è in equilibrio idrostatico, altrimenti la sua forma oblata potrebbe essere spiegata solo con un periodo di rotazione di circa 10 h, mentre Giapeto attualmente ruota attorno al proprio asse molto più lentamente, con un periodo pari a 79,3215 giorni terrestri.
    Una possibile spiegazione di questa discrepanza è che la luna si sia congelata poco dopo la sua formazione, quando la rapida rotazione ne schiacciava i poli; nel corso del tempo la rotazione avrebbe continuato a rallentare per via degli attriti mareali e la sua forma sarebbe rimasta invariata.
    La superficie di Giapeto ha una distintiva colorazione a due toni.
    Un emisfero è scuro (albedo 0,03–0,05) con una lieve colorazione rossastra, mentre l'altro emisfero è brillante (albedo 0,5, quasi quanto Europa).
    Questa differenza è così evidente che Gian Domenico Cassini notò che poteva osservare Giapeto solamente su un lato di Saturno e non sull'altro.

    SCHEDA DI GIAPETO:

    Iperione e Febe:

    Iperione è un corpo irregolare tra i più grandi del sistema solare, si ritiene che sia un frammento di un corpo maggiore interessato da un impatto catastrofico, presenta anche una densità insolita (0,544 kg/dm3) la più bassa finora tra i satelliti conosciuti che fa pensare che abbia spazi vuoti e porosità ipotizzando che sia un'aggregazione di vari frammenti.

    Da un punto di vista geologico, la superficie di Iperione è dominata da un grande cratere largo 120 km e profondo 10 km
    Il satellite è ricco di crateri minori profondi e particolarmente scoscesi, che gli conferiscono un tipico aspetto spugnoso ed il fondo dei crateri è colmo di materiale più scuro.
    La sua porosità e la sua bassa gravità sulla superficie sono l'effetto di numerosi impatti con rocce spaziali, che hanno compresso il materiale.
    Ha dimensioni di 360×266×205 km che ne fanno un corpo irregolare, mentre orbita a 1.500.934 km da Saturno con un eccentricità di 0,1042.
    Altra particolarità di Iperione è il fatto di possedere una rotazione caotica su più assi di rotazione, altra conferma di un passato violento.

    Febe 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.

    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 è di (-163 °C).

    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 un centauro.

    La superficie risulta pesantemente craterizzata, con crateri larghi fino a 80 chilometri ed uno di essi ha pareti alte fino a 16 km.

    Febe non si trova in rotazione sincrona ed ha un suo periodo di rotazione di (9 h 16 min 25 s ± 3 s).

    LA 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).

    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.


    TABELLA DI TUTTI I SATELLITI DI SATURNO: (Tratta da Wikipedia)
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    Urano


                                                                                                                                         

    Urano (19,19 UA), con 14,5 masse terrestri, è il pianeta esterno meno massiccio.
    Le dimensioni di Urano sono: diametro equatoriale di 51,118 km - diametro polare di 49.946 km.
    Ha una densità di 1,271 kg/dm3, con una velocità di fuga pari a 21.3 km/s.
    Ruota sul suo asse, inclinato di 97,77°, in 17h 14' 24'' in maniera retrograda.

    Orbita attorno al Sole ad una distanza di 19,19 UA, con un periodo di rivoluzione di 84,011 anni e con una inclinazione assiale superiore a 90° rispetto all'eclittica forse data da un impatto con un altro corpo di 2,75 masse terrestri durante la sua formazione.
    Urano ed i suoi satelliti ricevono un energia dal Sole pari a 3,69 W/m2.

    La principale particolarità di Urano sta proprio nell'inclinazione del suo asse che è inclinato di 97,77° sul piano dell'orbita, pertanto l'asse di rotazione di Urano giace quasi sul suo piano orbitale. Di conseguenza uno dei due poli è diretto verso il Sole per metà dell'orbita, e per la successiva metà dell'orbita cade nella zona in ombra, lo stesso succede per i suoi satelliti. Nel tratto intermedio all'inversione dei due poli rispetto al Sole, questo sorge e tramonta intorno all'equatore normalmente.

    L'atmosfera
    L'atmosfera è composta da idrogeno (83%), elio (15%), metano (2%) e con tracce di acqua ed ammoniaca, il Metano è quello che ne determina la tipica colorazione azzurra.
    Le capacità degli strumenti di rilevazione hanno permesso di raggiungere una profondità di circa 300 km al di sotto dello strato alla pressione di 1 bar assunto come zero altimetrico, a cui corrispondono una pressione di 100 bar ed una temperatura di 320 K.
    L'atmosfera può essere divisa in tre strati: la troposfera, ad un'altitudine compresa tra i -300 sotto al livello dove la pressione è pari a un bar e 50 km, con pressioni che variano da 100 a 0,1 bar (10 MPa a 10 kPa), la stratosfera, ad altitudini tra i 50 e 4.000 km e pressioni tra 0,1 e 10−10 bar (10 kPa a 10 Pa), e la termosfera o corona, che si estende da 4.000 km a 50.000 km sulla superficie.

    Campo Magnetico
    Il campo magnetico di Urano ha una peculiare caratteristica: è inclinato di 58,6° rispetto all'asse di rotazione del pianeta, al differenza di quello terrestre e di quello degli altri giganti gassosi, suggerendo che questa caratteristica potrebbe essere comune nei giganti ghiacciati.
    La spiegazione per tale ipotesi è che, al contrario dei campi magnetici della Terra e degli altri pianeti, che hanno campi magnetici generati nel loro nucleo, i campi magnetici dei giganti di ghiaccio sono generati dal movimento di materia a profondità relativamente basse, come ad esempio un oceano di acqua e ammoniaca, la magnetosfera di Urano risulta pertanto fortemente asimmetrica, con l'intensità del campo magnetico sulla superficie che va da 0,1 gauss (10 microtesla) dell'emisfero meridionale e può arrivare a 1,1 gauss (110 microtesla) nell'emisfero nord, ed una media in superficie di 0,23 gauss.

    Gli Anelli
    Urano ha anch'esso come gli altri giganti, un sistema di anelli appena percettibile, composto da materia scura e polverizzata fino a 10 km di diametro.

    Urano è dotato di due sistemi di anelli, uno interno e l'altro esterno, in totale possiede 13 anelli distinti di cui 11 nel sistema interno e 2 in quello esterno.

    ANELLI INTERNI - La sonda spaziale Voyager 2 ha fotografato il sistema di anelli interno nel 1986, gli astronomi avevano progettato di usare l'occultazione di una stella, la SAO 158687, da parte di Urano per poter studiare l'atmosfera del pianeta, ma quando analizzarono le loro osservazioni scoprirono che la stella era scomparsa brevemente dalla vista cinque volte prima e dopo l'occultamento da parte del pianeta.

    ANELLI ESTERNI - Il sistema di anelli esterno è invece composto da due anelli scoperti nel 2005 analizzando le immagini riprese dal telescopio spaziale orbitante Hubble.
    Nel mezzo dell'Anello Mu si trova ad orbitare il satellite Mab e gli scienziati ipotizzano che rifornisca costantemente di materia l'anello tramite collisioni con meteoroidi. Mab inoltre raccoglie la polvere che incontra nella sua orbita per poi rilasciarla al successivo impatto, tale polvere si pensa sia in gran parte ghiaccio molto fine, visto che il suo colore tende al blu.
    L'Anello Nu più interno invece non sembra avere un corpo attualmente conosciuto che lo rifornisca di materiali, ma si pensa che vi siano più satelliti di piccole dimensioni al suo interno oppure che si sia formato a causa dell'impatto di una grossa luna di Urano, impatto che ha modificato la sua orbita portandola all'esterno dell'anello, che tende al colore rosso.

    Gli anelli sono nel piano dell'equatore di Urano perpendicolari all'orbita del pianeta rispetto al Sole. Sono formati da materiale fine e molto scuro, probabilmente sono costituiti principalmente da polvere e non da ghiaccio come gli anelli di Saturno spiegando così la loro così scarsa luminosità.

    Struttura
    Urano ha un nucleo molto freddo rispetto agli altri giganti gassosi, quindi irradia pochissimo calore nello spazio, difatti Urano ha anche l'atmosfera più fredda del sistema solare, con una temperatura minima che può scendere fino a −224 °C.
    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 di idrogeno ed elio, contiene una proporzione elevata di "ghiacci", come l'acqua, l'ammoniaca e il metano, assieme a tracce di idrocarburi.

    SCHEDA SUL SISTEMA DI URANO:

    Satelliti di Urano
    Urano ha 27 satelliti attualmente noti.
    I satelliti regolari di Urano si distinguono per avere orbite quasi circolari e relativamente piccole (rispetto al campo gravitazionale del pianeta) e in aggiunta sono situati molto vicino al piano equatoriale del pianeta, e confrontando i dati raccolti tra il 1994 e la fine del 2005 mediante il telescopio spaziale Hubble e quelli ottenuti con il Voyager 2 si è visto che le orbite dei satelliti sono variate, si ipotizza che un processo casuale provochi uno scambio di energia e di momento angolare tra i satelliti, e secondo alcuni calcoli le lune dovrebbero collidere entro pochi milioni di anni.

    I cinque satelliti principali - Miranda, Ariel, Umbriel, Titania e Oberon - fanno tutti parte del gruppo dei satelliti regolari; il loro periodo di rotazione è pari periodo orbitale (similmente a quando accade per la Luna con la Terra, cioè, essi rivolgono sempre lo stesso emisfero verso la superficie di Urano, secondo un moto di rotazione sincrona).
    Il gruppo dei satelliti regolari comprende anche 13 lune minori, ovvero Cordelia, Ofelia, Bianca, Cressida, Desdemona, Giulietta, Porzia, Rosalinda, Cupido, Belinda, Perdita, Puck e Mab.
    Si ritiene che tutti i satelliti regolari, che complessivamente sono diciotto, si siano formati mediante il tradizionale processo di accrescimento di dischi protoplanetari orbitanti intorno ad Urano, analogamente ai principali pianeti del sistema solare.

    Le Lune Minori Interne

    Puck Venne scoperto nelle immagini prese il 30 dicembre 1985, ciò permise di modificare leggermente l'orbita del Voyager 2 per poter prendere più immagini del satellite. È la sesta luna in ordine di grandezza di Urano (diametro medio pari a 162 km), e le venne assegnato il nome del personaggio de Il sogno di una notte di mezza estate di William Shakespeare che la notte viaggia attorno alla Terra con le fate.
    Oltre alla sua dimensione e alla sua orbita, di raggio medio 86.004 km, si conosce il suo basso albedo, pari a circa 0.07 ed alcuni dettagli della sua superficie.
    (vedi foto a lato).
    Cressida è stato scoperto nelle immagini riprese il 9 gennaio 1986, la sua distanza media da Urano è pari a 62.659 km e il suo diametro medio è di circa 64 km. Il suo nome è stato preso da Troilo e Cressida di W. Shakespeare, la figlia troiana di Calchas.
    Desdemona è stata scoperta il 13 gennaio 1986 Il suo nome è quello della moglie di Otello nell'Otello di W. Shakespeare.

    Cordelia è il satellite più interno e oltre al suo raggio orbitale (49.752 km) si conoscono solo le sue dimensioni, 50x36 km. Venne scoperto nelle immagini prese il 20 gennaio 1986 e porta il nome della figlia più giovane del re del Re Lear di W. Shakespeare. È un satellite pastore dell'anello Epsilon di Urano, inoltre avendo un'orbita inferiore a quella sincrona con Urano la sua orbita sta lentamente decadendo e Cordelia è quindi destinato a precipitare su Urano.

    Ofelia è stato scoperto nelle immagini prese il 20 gennaio 1986 porta il nome della figlia di Polonio dell'Amleto di W. Shakespeare. Oltre al suo raggio orbitale (53.764 km) e alle sue dimensioni (diametro medio 15 km), si sa che è un satellite pastore dell'anello Epsilon di Urano, quindi, avendo un orbita inferiore a quella sincrona con Urano, la sua orbita sta lentamente decadendo ed è destinato a precipitare su Urano.

    Bianca è stato scoperto nelle immagini prese il 23 gennaio 1986, porta il nome della sorella di Caterina de La bisbetica domata di W. Shakespeare e si conoscono solo il suo diametro medio, 21 km, e la sua distanza da Urano, 59.166 km.

    Giulietta venne scoperto nelle immagini prese nel 1986 e porta il nome della protagonista di Giulietta e Romeo di W. Shakespeare.

    Porzia venne scoperto nelle immagini prese nel 1986 e porta il nome della figlia del ricco protagonista de Il mercante di Venezia di W. Shakespeare.

    Rosalind venne scoperto nelle immagini prese nel 1986 e porta il nome della figlia dell'esiliato Duke de As you like It di W. Shakespeare.

    Belinda venne scoperto nelle immagini prese nel 1986 e porta il nome della protagonista di Rape of the Lock di A. Pope.

    Perdita è una piccola luna praticamente sconosciuta che si trova tra Belinda e Puck, si stima che il suo diametro sia attorno ai 26 km. La sua esistenza venne ipotizzata il 18 maggio 1999 da Karkoschka, data poi divenuta ufficiale della sua scoperta, dopo aver analizzato delle immagini prese dal Voyager 2 nel 1986; poiché non si riuscì ad averne alcuna immagine nel 2001 il satellite venne dichiarato inesistente. Nel 2003 il Telescopio Spaziale Hubble fotografò un oggetto nella zona in cui si era supposto si trovasse Perdita, confermandone l'esistenza.
    Il suo nome è quello della figlia di Leonte ed Herminoe ne The winter's tale di W. Shakespeare.
     
    Mab scoperto il 25 agosto 2003 grazie al Telescopio Spaziale Hubble orbita attorno ad Urano alla stessa distanza di R/2003U1, un anello di polvere scoperto lo stesso anno; alcuni sostengono che sia la lenta frammentazione di Mab ad alimentare l'anello. È una luna piccola e oscura; essendo di poco più luminosa di Perdita sono state riesaminate le immagini prese dal Voyager 2 ed è stato trovato anche in esse; le è stato dato il nome della regina che in Romeo e Giulietta di W. Shakespeare fa da levatrice delle fate.
    Cupido scoperto il 25 agosto 2003 grazie al Telescopio Spaziale Hubble, gli è stato dato il nome di un personaggio di Timon of Athenis di W. Shakespeare.

    TABELLA DEI SATELLITI INTERNI:

    I satelliti maggiori

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

    Ariele:
    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.
    L'orbita di Ariel si trova completamente all'interno della magnetosfera di Urano. L'emisfero di coda (quello opposto rispetto alla direzione orbitale), di satelliti senza atmosfera che orbitano all'interno di una magnetosfera (come Ariel) 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.
    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.
    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.
    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.

    Umbriel:
    Umbriel è caratterizzata, come già detto, dalla superficie più scura fra tutti i satelliti di Urano e venne scoperto insieme ad Ariel il 24 ottobre 1851 da Lassel.
    Ha un diametro di 1168,4 km con una massa di 0,000202 Mt ed una densità di 1,40 kg/dm3, con una gravità di 0,232 m/s2 ed una velocità di fuga di 0,52 km/s.
    Orbita a 266.300 km da Urano sincronamente in 4,144 giorni.
    Il nome gli venne assegnato solo nel 1852 su suggerimento del figlio di Herschel e a causa della sua colorazione scura (albedo 0.19) è quello dell'oscuro folletto della malinconia di Rape of the Lock di A. Pope, il quale deriva il suo nome da "umbra".
    La superficie del satellite è pesantemente craterizzata; la sua caratteristica più rilevante, nota con il nome di Wunda, è un grande anello di materiale brillante. Sembra naturale presumere che si tratti di un cratere, ma l'esatta natura della formazione è ancora incerta.
    Umbriel è, fra i cinque satelliti naturali maggiori di Urano, quello che mostra un'attività geologica meno pronunciata.
    Il satellite si compone principalmente di ghiaccio d'acqua, e per il resto di silicati e ghiaccio di metano.

    Titania:
    Titania è il satellite maggiore di Urano (1577,8 km) ed è costituita da ghiaccio e roccia in misura all'incirca uguale con una densità di 1,72 kg/dm3, ed è probabilmente differenziata in un nucleo di roccia e un mantello di ghiaccio, con una massa di 0,000595 Mt.
    Ha una gravità di 0,378 m/s2 ed una velocità di fuga di 0,77 km/s.
    Orbita a 435.910 km da Urano in 8,706 giorni (rotazione sincrona).
    Uno strato di acqua liquida potrebbe essere presente al confine tra nucleo e mantello.
    La superficie di Titania (piuttosto scura e leggermente rossa) sembra essere stata modellata sia da impatti che da processi endogeni.
    È coperta da numerosi crateri da impatto che raggiungono i 326 km di diametro, ma in misura minore rispetto alla superficie della luna più esterna di Urano, Oberon. Titania probabilmente ha subito un precoce evento di ripavimentazione endogena che ha modificato la sua vecchia superficie molto craterizzata.
    La superficie di Titania è attraversata da un sistema di enormi canyon e scarpate, come risultato dell'espansione del suo interno durante le ultime fasi della sua evoluzione.
    Come tutte le lune maggiori di Urano, Titania si è probabilmente formata da un disco di accrescimento che circondava il pianeta poco dopo la sua formazione.
    L'8 novembre 2001 , grazie all'occultazione da parte di Titania di una piccola stella si è potuto escludere la presenza di un'atmosfera su questo satellite.
    Venne scoperto l'11 gennaio 1787 da Herschel, 6 anni dopo Urano, mediante il telescopio riflettore da 60 cm nei pressi di Liverpool; il nome gli venne assegnato solo nel 1852, su suggerimento del figlio di Herschel ed è quello della regina delle fate nel Sogno di una notte di mezza estate di W. Shakespeare.

    Oberon:
    Oberon orbita intorno ad Urano ad una distanza media di 583.520 km ed è il più lontano dei cinque satelliti principali del pianeta, venne scoperto l'11 gennaio 1787 da Herschel.
    La sua orbita è caratterizzata da una modesta eccentricità e inclinazione orbitale rispetto all'equatore di Urano.
    Il suo periodo orbitale è di 13,463234 giorni, coincidente con il suo periodo di rotazione.
    Ha un diametro di 1522,8 km con una densità di 1,63 kg/dm3 da cui deriva una massa di 0,00051 Mt, una gravità di 0,346 m/s2 con una velocità di fuga pari a 0,73 km/s.
    È possibile che in Oberon si sia differenziato un nucleo interno roccioso circondato da un mantello ghiacciato. In questo caso il raggio del nucleo (480 km) corrisponderebbe al 63% del raggio del satellite e la sua massa sarebbe il 54% di quella totale e potrebbe possedere uno strato liquido al confine tra il nucleo e il mantello. Lo spessore di questo oceano, sempreché esista, potrebbe raggiungere i 40 km e la sua temperatura i -93°c.
    Ha una superficie ghiacciata e ricoperta di molti crateri, e non mostra tracce evidenti di attività tettonica, a parte la presenza di alcuni materiali scuri che sembrano ricoprire la superficie di alcuni crateri.
    Sul satellite è stato rilevato anche un grande canyon, il Mommur Chasma, ma non vi sono tracce di movimenti tettonici, a differenza degli altri quattro satelliti maggiori che mostrano attività geologica crescente al diminuire della distanza dal pianeta.

    SCHEDA DEI CINQUE SATELLITI MAGGIORI:

    Gruppo di Sicorace
    È l'insieme che raggruppa i satelliti esterni di Urano, hanno una forma irregolare e, tranne Calibano e Sicorace, sono di dimensioni contenute. Le loro orbite presentano un'eccentricità di circa 0.15 per i più interni e di circa 0.60 per i più esterni, i satelliti orbitano ad una distanza media da Urano compresa fra 4 milioni e 20.9 milioni di km in modo retrogrado e presentano delle inclinazioni comprese fra 120o e 170o rispetto al piano equatoriale del pianeta.
    In ordine di scoperta il gruppo è formato dai seguenti satelliti:
      Sicorace è in ordine di grandezza il primo satellite irregolare di Urano, ha infatti un diametro medio di 190 km; scoperto il 6 settembre 1997 in alcune immagini prese dal telescopio di 5 m di Monte Palomar, California, gli è stato dato il nome della madre di Calibano de La tempesta di W. Shakespeare. La sua superficie sembra composta di roccia e ghiaccio.
      Calibano è in ordine di grandezza il secondo satellite irregolare di Urano (diametro stimato di 72 km); scoperto il 6 settembre 1997 insieme a Sicorace gli è stato dato il nome del figlio di quest'ultima. è l'unico per il quale si è riusciti ad ipotizzare un periodo di rotazione, infatti la sua curva di luce suggerirebbe un periodo di 2.7 h.
    Stefano è stato scoperto il 18 luglio 1999 su una serie di immagini prese dal telescopio situato a Mauna Kea, Hawaii, ha un diametro medio di 20 km e gli è stato dato il nome di un personaggio de La tempesta di W. Shakespeare.
    Prospero è uno dei satelliti più esterni di Urano; scoperto 18 luglio 1999 insieme a Stefano, su una serie di immagini prese dal telescopio situato a Mauna Kea, Hawaii, gli è stato dato il nome del mago de La tempesta di W. Shakespeare. Ha un diametro medio di 30 km e con ogni probabilità è privo di attività geologica.
    Setebos è uno dei satelliti più esterni del sistema; scoperto il 18 luglio 1999 insieme a Stefano e a Prospero, su una serie di immagini prese dal telescopio situato a Mauna Kea, Hawaii, ha un diametro medio di 30 km e gli è stato dato il nome della divinità adorata da Calibano e Sicorace de La tempesta di W. Shakespeare.
    Trinculo è un piccolo satellite scoperto il 13 agosto 2001, ha un diametro medio di 10 km e gli è stato dato il nome di un personaggio de La tempesta di W. Shakespeare.
    Ferdinando è al momento il satellite più esterno di Urano; scoperto il 13 agosto 2003 ha un diametro di 12 km, risulta privo di qualunque attività geologica e gli è stato dato il nome del figlio del re di Napoli de La tempesta di W. Shakespeare.
    Francisco è stato scoperto il 13 agosto 2001.

    Non inclusa nel gruppo di Sicorace si trova:

    Margherita Scoperta il 29 agosto 2003 esaminando una serie di immagini riprese dal Telescopio Spaziale Hubble risulta essere uno dei satelliti più esterni del pianeta Urano (orbita a circa 14.3 milioni di km dal pianeta), porta il nome di uno dei personaggi di Molto rumore per nulla di Shakespeare, ha un diametro di circa 11 km.
    A causa della bassa inclinazione orbitale, rispetto all'equatore di Urano, 76.26o, e per il fatto che orbita con moto diretto, non è stata inserita nel gruppo di Sicorace.
    TABELLA DEI SATELLITI ESTERNI:
    (tabelle tratte da Wikipedia)

    Troiani di Urano
    Attualmente si conoscono solo 2 astreroidi troiani di Urano, ed entrambi librano intorno al punto L4.
    Sono per adesso conosciuti attraverso la designazione provvisoria e sono: 2011 QF99 e 2014 YX49 .

    Asteroidi Co-orbitali
    Fino ad oggi si conoscono 2 asteroidi co-orbitali di Urano, cioè che hanno una risonanza orbitale 1:1 con esso, sono : 83982 Crantor e (472651) 2015 DB216 .
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    Nettuno


                                                                                                                                  

    Nettuno (30,069 UA), anche se leggermente più piccolo di Urano, è più massiccio (equivalente a 17 masse terrestri) e quindi più denso, pari a 1,638 kg/dm3, con una velocità di fuga di 23,5 km/s.
    Esso irradia più calore interno rispetto a Urano, ma non tanto quanto Giove o Saturno.
    Compie una rivoluzione intorno al sole in 164,88 anni e riceve dal sole un energia pari a 1,5 W/m2.

    Struttura
    Nettuno ha una composizione molto simile a quella di Urano ed entrambi hanno composizioni differenti da quelle dei più grandi pianeti gassosi Giove e Saturno. Per questo talvolta vengono classificati in una categoria separata, e sono detti i "giganti ghiacciati".

    Atmosfera
    L'atmosfera di Nettuno, sebbene simile a quelle sia di Giove che di Saturno essendo composta principalmente da idrogeno ed elio, possiede anche maggiori proporzioni di "ghiacci", come acqua, ammoniaca e metano, assieme a tracce di idrocarburi e forse azoto.
    In contrasto, l'interno del pianeta è composto essenzialmente da ghiacci e rocce come il suo simile Urano.
    Le tracce di metano presenti negli strati più esterni dell'atmosfera contribuiscono a conferire al pianeta Nettuno il suo caratteristico colore azzurro intenso.

    Anelli
    Nettuno ha un sistema di anelli planetari, uno dei più sottili del Sistema solare.
    Gli anelli potrebbero consistere di particelle legate con silicati o materiali composti da carbonio, che conferisce loro un colore tendente al rossastro.

    In aggiunta al sottile Anello Adams, a 63.000 km dal centro del pianeta, si trova l'Anello Leverrier, a 53.000 km, ed il suo più vasto e più debole Anello Galle, a 42.000 km.
    Un'estensione più lontana di quest'ultimo anello è stata chiamata Lassell, ed è legata al suo bordo più esterno dall'Anello Arago, a 57.000 km.
    l'anello principale, Adams, si rivelò costituito da cinque archi di anello principali. Gli archi occupano una stretta banda longitudinale e sembrano piuttosto stabili, con minime variazioni dall'epoca della loro scoperta. L'esistenza di simili strutture non è stata ancora pienamente giustificata; normalmente ci si aspetterebbe una distribuzione uniforme di polveri e piccoli corpi ghiacciati sull'intera orbita attorno al pianeta. La stabilità potrebbe essere collegata alla risonanza orbitale tra l'anello e il suo satellite pastore Galatea.

    Satelliti
    Nettuno ha 13 satelliti attualmente noti.
    Il più grande, Tritone, è geologicamente attivo, con geyser di azoto liquido.
    Tritone è l'unico grande satellite di tutto il sistema solare con orbita e direzione retrograda.
    Di dimensioni interessanti pure Proteo 410 km e Nereide 340 km.
    Le sei lune interne, scoperte analizzando le immagini riprese dal Voyager 2 durante la sua missione, presentano un'albedo tra 0,07 e 0,10. Mostrano tutte una forma ed una superficie piuttosto irregolare, si pensa che siano tutte il risultato della riaggregazione dei frammenti di altri satelliti catturati da Nettuno e distrutti dalle perturbazioni indotte da Tritone. Presentano tutte una rotazione sincrona e, tranne Proteo, hanno l'orbita instabile e in via di decadimento a causa della loro vicinanza a Nettuno; quando avranno superato il rispettivo limite di Roche o si disgregheranno formando un nuovo anello ciascuna, o "impatteranno" violentemente con Nettuno.

    Troiani di Nettuno
    Nettuno è accompagnato nella sua orbita da una serie di planetoidi che sono in risonanza orbitale 1:1 con esso, detti i ''Troiani di Nettuno''.
    Gli asteroidi troiani di Nettuno sono un gruppo di asteroidi che condividono l'orbita e il periodo orbitale di Nettuno intorno al Sole. Risiedono a 60° di distanza nei punti di Lagrange.
    Attualmente se ne conoscono 22, (19) nel punto L4 e (3) nel punto L5.
    Si ritiene che siano molto più numerosi dei Troiani di Giove almeno di un ordine di grandezza.

    SCHEDA SUL SISTEMA DI NETTUNO:

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

    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.

    La superficie è relativamente giovane, in quanto è caratterizzato da un'attività geologica particolarmente intensa, con numerosi geyser visibili che eruttano azoto ed ha una tenue atmosfera con una pressione di 1/70.000 di quella terrestre.

    Inoltre combinando l'inclinazione del suo asse di rotazione con quello di Nettuno (circa 30o) 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.

    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.


    SCHEDA DI TRITONE:

    Altri satelliti di Nettuno

    Proteo:
    
    Ha dimensione di 440×416×404 km, ed è pertanto più grande di Nereide, un altro satellite di Nettuno già precedentemente noto grazie ad osservazioni effettuate dalla Terra, ed una densità di 1,3 kg/dm3.
    Si ritiene che Proteo non sia stato scoperto dai telescopi terrestri a causa della sua orbita troppo vicina al pianeta, che ne impedisce l'individuazione diretta, orbita a 117.647 km da Nettuno con un periodo di rivoluzione sincrono con la rotazione pari a 1,122315 giorni.
    Proteo è anche uno degli oggetti più scuri del sistema solare, con un'albedo pari ad appena 0,10 (viene riflesso il 6-10% della luce solare incidente), che lo accomuna a Febe, satellite di Saturno.
    Questo porta a concludere che, a differenza di altri satelliti, non abbia avuto nessuna attività geologica di rilievo.
    Ha una forma irregolare e gli studiosi credono che Proteo abbia le dimensioni e la massa limite per un corpo non sferoidale.

    Nereide:
    Con un diametro medio di circa 340 km, ne fa il terzo satellite di Nettuno in ordine di grandezza.
    Le sue dimensioni sono piuttosto grandi per un satellite irregolare, mentre la sua forma non è ancora nota, ed ha una densità di circa 1,5 kg/dm3.
    Orbita intorno a Nettuno con moto progrado con un semiasse maggiore di circa 5.513.400 km, ed una alta eccentricità di 0,7507 (la più elevata finora scoperta nel sistema solare per un satellite naturale) lo porta ad avvicinarsi al periastro a 1.372.000 km e allontanarsi all'afastro fino a 9.655.000 km. Questa strana orbita fa pensare che il satellite sia in realtà un asteroide o un oggetto della fascia di Kuiper catturato in un secondo momento dalla gravità di Nettuno, oppure che la sua orbita possa essere stata disturbata durante la cattura di Tritone da parte dello stesso Nettuno.

    Interni

    Larissa
    è il quinto satellite in ordine crescente di distanza da Nettuno, venne scoperto il 24 maggio 1981 e gli fu dato il nome della madre di Pelasgo, figlio di Poseidone. Mostra una superficie fortemente craterizzata.
    (vedi foto a lato).

    Galatea
    è il quarto satellite in ordine crescente di distanza da Nettuno, venne scoperto il 28 luglio 1989 e gli è stato dato il nome di una nereide.
    La sua orbita segna il limite interno dell'anello di Adams di Nettuno con cui è in risonanza 42:43, cosa che potrebbe spiegare la presenza di più anelli al suo interno.

    Despina
    è il terzo satellite in ordine crescente di distanza dal pianeta Nettuno, venne scoperto il 28 luglio 1989 e gli fu dato il nome di una ninfa greca, figlia di Poseidone e Demetra. La sua orbita si posiziona poco prima del bordo interno dell'anello di Le Verrier di Nettuno.

    Thalassa
    è il secondo satellite in ordine crescente di distanza da Nettuno, venne scoperto il 18 settembre 1989 e il suo nome significa mare in greco. La sua orbita rasenta l'atmosfera di Nettuno.

    Naiade
    è il satellite satellite più interno in ordine crescente di distanza, venne scoperto il 18 settembre 1989, ha il nome delle ninfe acquatiche della mitologia greca e come Talassa la sua orbita rasenta l'atmosfera di Nettuno.

    Esterni

    Alimede era inizialmente chiamato S/20002 N 1 ed ha un'orbita molto inclinata (134o) ed eccentrica (0.57), essendo di colore grigio si pensa si tratti di un frammento di Nereide.
    Sao: noto anche come S/2002 N 2, sembrerebbe soggetto all'effetto Kozai.
    Laomedea: nome precedente S/2002 N 3.
    Neso: o S/2002 N 4, è il satellite naturale del Sistema Solare che orbita più lontano dal suo pianeta: si trova a 49 milioni di km da Nettuno, 120 volte la distanza Terra-Luna.
    Psamate fino al 2005 noto come S/2003 N 1; anche lui porta il nome di una delle Nereidi. Poiché presenta una inclinazione orbitale (140.59o) ed una eccentricità (0.49) simile a Neso si pensa che entrambi abbiano avuto origine dalla disgregazione di un satellite più grande.

    TABELLA DI TUTTI I SATELLITI: (tratta da Wikipedia)

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    Le Comete


    Le comete sono corpi minori del sistema solare, di solito di pochi chilometri di diametro, e sono composte in gran parte di ghiaccio volatile.
    Le comete hanno orbite molto eccentriche, in genere durante il perielio si trovano vicino alle orbite dei pianeti interni, mentre durante l'afelio si trovano al di là di Plutone.
    Quando una cometa entra nel sistema solare interno, la superficie ghiacciata comincia a sublimare e a ionizzarsi, per via della vicinanza del Sole, fino a quando si crea una coda, spesso visibile a occhio nudo, di gas e polveri.

    (a lato la 81p Wild 2)

    103p HARTLEY 2

    I nuclei delle Comete possono variare molto nelle dimensioni, dalle centinaia di metri fino a cinquanta e più chilometri e sono composti da roccia, polvere e ghiacci d'acqua, oltre ad altre sostanze, comunemente presenti sulla Terra allo stato gassoso, quali monossido di carbonio, anidride carbonica, metano e ammoniaca.

    Sono spesso chiamate "palle di neve sporca", ed hanno densità molto più basse di quella dell'acqua, il soprannome fu dato dallo stesso creatore della teoria cometaria, Fred Whipple, sebbene osservazioni odierne hanno rivelato forme irregolari e superfici secche, composte di polveri o rocce, rendendo necessario ipotizzare che i ghiacci si trovino in realtà sotto la crosta.


    Le comete sono composte inoltre da una varietà di composti organici: oltre ai gas già menzionati, sono presenti metanolo, acido cianidrico, formaldeide, etanolo ed etano e anche, forse, molecole più complesse come lunghe catene di idrocarburi e amminoacidi.




    17P Holmes
    Quando le comete si avvicinano al Sistema solare interno, il calore del Sole fa sublimare i loro strati di ghiaccio più esterni, quindi le correnti di polvere e gas prodotte formano una grande, ma rarefatta atmosfera attorno al nucleo, chiamata chioma, mentre la forza esercitata sulla chioma dalla pressione di radiazione del Sole, e soprattutto dal vento solare, inducono alla formazione di un'enorme coda che punta sempre in direzione opposta al Sole, le chiome e le code hanno dimensioni enormi dell'ordine di decine di milioni di chilometri, ma molto rarefatte, difatti si possono osservare le stelle attraverso di essa.

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    La Cometa di Halley 1P:

    Cometa di Halley, la cui nomenclatura ufficiale è 1P/Halley, si tratta della più famosa e brillante delle comete periodiche provenienti dalla Fascia di Kuiper, le quali passano per le regioni interne del sistema solare ad intervalli di decine di anni, così chiamata in onore di Edmond Halley, che prima di tutti, in base ai suoi studi, ne predisse il successivo passaggio al perielio.

    DATI ORBITALI E FISICI:
    La cometa di Halley si trova su un orbita con un perielio di 0,586 UA con il prossimo passaggio che avverrà il 28/07/2061, ed un perielio di 35,082 UA in piena fascia di Edgeworth-Kuiper, con un'eccentricità pari a 0,96714 ed un periodo di rivoluzione di 75,32 anni.
    Il corpo cometario ha le dimensioni di 15x8 km ed una massa di 2,2x10E14 kg, con una densità di circa 0,6 kg/dm3, la sua superficie è molto scura con un albedo di 0,04 ed ha un periodo di rotazione di 52,8 h.

    IMMAGINI DELLA SONDA GIOTTO:

    2/P Encke
    La cometa P/2Encke fu scoperta da Machain nel gennaio del 1786, ma non porta il nome del suo scopritore, bensì quello di colui che ne calcolò l'orbita, Encke appunto, perché così si usava a quei tempi.
    È una cometa con un periodo tra i più corti, ritorna ogni 3,3 anni, ed è di conseguenza tra le più studiate.
    L'orbita con un perielio di (0,3367202 UA), è alquanto ellittica (0,8479982), tanto da portarla verso i pianeti esterni, ma nel punto più lontano dal Sole (afelio 4,094 UA) si viene a trovare comunque ad una certa distanza di sicurezza da Giove, tale da non subire perturbazioni gravitazionali da parte di quest'ultimo.
    La vicinanza e il tipo di orbita permette, con gli adeguati strumenti, di seguire la cometa per tutto l'anno, ad eccezione di quando si trova prospetticamente troppo vicina al Sole.
    È stato calcolato che il suo nucleo di 4,8 km, ruota in circa 15 ore.
    La distanza minima dalla Terra è stata raggiunta nel 1997 quando è passata a 0,26 UA.

    Hale-Bopp
    La C/1995 O1 (Hale-Bopp) è una delle comete più brillanti del XX° secolo appena passato, scoperta nel 1995 quando si trovava ancora aldilà dell'orbita di Giove. Era ben visibile ad occhio nudo, muovendosi tra le costellazioni del Cigno, della Lucertola e Andromeda. Il nucleo della Hale-Bopp misura mediamente 60 km, quindi si trattava di un corpo di grosse dimensioni. La sua orbita è quasi perpendicolare a quella terrestre, inclinazione di 89,430°. Il passaggio al perielio (0,914 UA) avvenne nel 1997, mentre il suo afelio ( punto più distante dal Sole ) si trova a 50 miliardi di km (370,815 UA). La cometa passò molto distante dalla Terra (195 milioni di km - 1,3 UA) ma si è mostrata comunque brillante e spettacolare a causa delle sue notevoli dimensioni. Si presentava sempre comunque bassa sull'orizzonte non alzandosi mai più di 20°, e quindi l'osservazione poteva essere disturbata dalla foschia, che comunque poteva essere effettuata comodamente anche con un binocolo. La Hale-Bopp tornerà al perielio dopo 2533,97 anni.


    67P Churyomov-Gerasimenko:
    67P/Churyumov-Gerasimenko è una cometa periodica del nostro Sistema solare, dal periodo orbitale di 6,45 anni terrestri.
    Per le dimensioni si tratta di due protuberanze a contatto rispettivamente di 4 e 3,5 km, con una densità di 0,470 kg/dm3 ed un periodo di rotazione pari a 12,761 h.
    Tipicamente, una cometa che raggiunga una particolare vicinanza con i giganti gassosi Giove o Saturno è destinata a subire una notevole variazione dell'orbita; è il caso della Churyumov-Gerasimenko, il cui perielio, pari a 4,0 UA nel 1840, si è ridotto a 3,0 e quindi a 1,28 UA a causa di due successivi incontri con Giove, il secondo dei quali avvenuto nel 1959.

    SCHEDA ESA IN INGLESE:

    9P Tempel 1:
    Il 4 luglio 2005, un giorno prima del perielio, alle 05:52 UTC la sonda Deep Impact della NASA ha colpito la cometa Tempel 1 con un proiettile impattatore.
    Osservazioni dalla Terra e con i telescopi spaziali hanno mostrato un aumento di alcune magnitudini dopo l'impatto.
    Il cratere che si è formato ha un diametro che raggiunge i 200 metri ed una profondità di 30-50 metri. Lo spettrometro del telescopio ha rilevato particelle di polvere più fini di un capello umano ed ha scoperto la presenza di silicati, carbonati, smectite, solfuri metallici (come la pirite), carbonio amorfo e idrocarburi policiclici aromatici.
    La Tempel 1 è stata nuovamente visitata il 14 febbraio 2011 dalla sonda Stardust nell'ambito della missione Stardust-NExT. L'estensione della missione è stata approvata nell'intenzione di osservare in modo migliore il cratere creato dalla Deep Impact.
    La Tempel 1 è stata la prima cometa ad essere visitata due volte da una sonda spaziale.
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    9P TEMPEL 1
    Le comete di breve periodo hanno orbite che possono essere compiute anche in meno di duecento anni, mentre le comete di lungo periodo hanno orbite dalla durata di migliaia di anni.
    Le comete di breve periodo si crede siano originarie della fascia di Kuiper, mentre quelle di lungo periodo, come la Hale-Bopp, si ritiene siano originarie della nube di Oort.

    Molti gruppi di comete, come le comete radenti di Kreutz, si sono formati dalla rottura di un'unica grande cometa.
    Alcune comete con orbite iperboliche possono provenire dall'esterno del sistema solare, ma la precisa determinazione delle loro orbite è complessa. (vedi sotto).



    UNA NATURA CONTESA......
    Alcuni corpi del sistema solare sono sia classificati come comete sia come asteroidi vedi 95P / 2060 Chirone (vedi sotto nel paragrafo Centauri), appartentente al gruppo dei Centauri, gli unici altri tre asteroidi classificati anche come comete sono Wilson-Harrington, Elst-Pizarro e LINEAR.
    Le vecchie comete che hanno visto espulso la maggior parte della loro parte volatile per via del calore del Sole sono spesso classificate come asteroidi.

    Comete Interstellari
    Una cometa interstellare è un oggetto astronomico per ora ipotetico. Sarebbe una cometa che si trova nel mezzo interstellare e non legata gravitazionalmente ad alcuna stella, che catapultata nel sistema solare si trova ad attraversarlo con un orbita iperbolica aperta.
    Sebbene nessun oggetto di questo tipo sia mai stato identificato in modo conclusivo, si sospetta che vi sia una vasta popolazione di queste comete.
    Una cometa interstellare o un asteroide, potrebbe essere identificata solo durante un suo passaggio nel sistema solare e potrebbe essere distinta da una cometa della nube di Oort grazie alla sua traiettoria fortemente iperbolica, dimostrando agli osservatori di non essere legata al Sole gravitazionalmente .

    96P Machholz 1
    La cometa Machholz 1 potrebbe essere una cometa interstellare catturata perché presenta una composizione chimica atipica per le comete del sistema solare.
    Orbita con un semiassa maggiore di 3,0307487 UA ma ha un perielio di soli 0,1164254 UA mentre con l'afelio si spinge fino a 5,945 UA oltre l'orbita di Giove, il suo periodo di rivoluzione è di 5,28 anni, ed ha un'eccentricità orbitale di 0,9615853 molto elevata, come è elevata l'inclinazione pari a 57,50295° sull'eclittica.
    Ha un diametro di 6,4 km.
    Questa cometa è ritenuta da alcuni la progenitrice dello sciame meteorico delle Quadrantidi, visibile attorno al 4 gennaio.
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    Centauri, Damocloidi ed Inusuali:


                                                                                                                                             

    I Centauri

    I centauri, che si estendono in una fascia che va da 9 a 30 UA, sono dei corpi che orbitano nella regione compresa tra Giove e Nettuno.
    Il più grande centauro noto, Cariclo, ha un diametro di circa 250 km.
    Il primo centauro scoperto, Chirone, è stato classificato come cometa (95P), in quanto si comporta come le comete quando si avvicinano al Sole.
    Alcuni astronomi classificano gli asteroidi centauri come degli oggetti della fascia di Kuiper distribuiti nelle regioni più interne assieme a degli altri oggetti dispersi nelle regioni esterne, che popolano il disco diffuso.
    I centauri non descrivono orbite stabili nel lungo periodo e possono anche essere espulsi dal sistema solare a seguito dell'interazione gravitazionale con i pianeti giganti.
    Studi dinamici condotti sulle loro orbite indicano che gli asteroidi centauri costituiscono molto probabilmente una condizione orbitale intermedia per i corpi celesti provenienti dalla fascia di Edgeworth-Kuiper che poi potrebbero trasformarsi in comete a corto periodo o della famiglia delle comete gioviane. La loro evoluzione inizia nella zona trans-nettuniana, dove occasionali perturbazioni gravitazionali possono sospingere questi planetoidi in direzione del Sole, portandoli ad incrociare l'orbita di Nettuno ed eventualmente ad interagire gravitazionalmente con il pianeta. Le loro orbite non restano stabili, ma divengono altamente caotiche, evolvendo in modo rapido e imprevedibile man mano che essi compiono ripetuti avvicinamenti a uno o più degli altri giganti gassosi.
    (8405) ASBOLO
    Alcuni centauri evolvono verso orbite che incrociano quella di Giove; nel momento in cui il loro perielio raggiunge il sistema solare interno essi possono essere riclassificati come comete attive della famiglia di Giove, se mostrano attività cometarie. In seguito alle perturbazioni orbitali indotte da Giove e dagli altri giganti gassosi i centauri possono infine collidere con il Sole o un altro pianeta, oppure venire espulsi nello spazio interstellare.
    Nessun centauro, fino a tutto il 2018 è mai stato fotografato da vicino da una sonda spaziale, anche se numerosi indizi conducono a ritenere che Febe, un satellite naturale di Saturno fotografato dalla sonda Cassini nel 2004, possa essere in verità uno dei centauri catturato da Saturno. Inoltre il telescopio spaziale Hubble ha permesso di raccogliere informazioni dettagliate sulle caratteristiche superficiali di un altro centauro, Asbolo.

    10199 Chariclo
    Si tratta di un asteroide centauro.
    Scoperto nel 1997, presenta un'orbita caratterizzata da un semiasse maggiore pari a 15,8536488 UA e da un'eccentricità di 0,1748245, inclinata di 23,37641° rispetto all'eclittica.
    Ha dimensioni di 296 × 264 × 204 km ed un periodo di rotazione di 7,004h.
    Una delle eccezionalità di questo asteroide è di avere un sistema di anelli, possiede 2 anelli rispettivamente a 391km dal centro e con uno spessore di 7km, ed un secondo a 405km con uno spessore di 3km.

    RICOSTRUZIONE ARTISTICA DI CHARIKLO CON I SUOI ANELLI:


    95P / 2060 Chirone
    Chirone si muove lungo un'orbita ellittica con un semiasse di 13,6482136 UA da 8,43 a 18,87 UA con un'eccentricità di 0,3822543 ed un periodo di 50,42 anni, di tipo caotico, compresa all'interno di quella del pianeta Urano, e che interseca periodicamente quella di Saturno (si tratta cioè di un asteroide Crono-secante).
    Presenta un diametro di 166km e si stima una densità di circa 2 kg/dm3 con un periodo di rotazione di 5,918 ore).
    La sua orbita viene molto modificata ogni poche decine di migliaia d'anni dal passaggio ravvicinato con i giganti gassosi del sistema solare, e questo la rende fortemente instabile e difficile da prevedere.
    Si è calcolato che nell'anno 1664, Chirone passò all'interno del sistema di Saturno appena un po' più in la dell'orbita di Febe che si pensa possa essere un centauro catturato da Saturno.
    Nel 2014, rianalizzato i dati raccolti durante le varie occultazioni stellari che lo hanno coinvolto, sono così giunti alla conclusione che le strutture simmetriche attorno all'asteroide - che erano state identificate come getti derivanti dall'attività cometaria - potrebbero essere degli anelli, con un diametro stimato in (324 ± 10) km, questo fatto spiegherebbe anche alcune particolari osservazioni spettroscopiche sulla composizione dell'asteroide.

    5145 Folo
    E' uno dei centauri caratterizzato da un'orbita abbastanza eccentrica pari a (0,573), con un perielio (8,732 UA) che rasenta l'orbita di Saturno ed un afelio fino a (32,130 UA) che lo porta appena oltre l'orbita di Nettuno, si ipotizza che l'asteroide originariamente fosse un oggetto che faceva parte della fascia di Edgeworth-Kuiper.
    Ha un inclinazione orbitale di 24,685°, orbita che compie in 92,35 anni.
    Folo mostra una caratteristica colorazione rossastra della sua superficie, forse dovuta alla presenza di composti organici tipo le Toline, il metanolo e le olivine, e non mostra fenomeni di attività cometaria a differenza di Chirone.
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    I Damocloidi

    Sono un piccolo gruppo di asteroidi, attualmente una quarantina, che prende il nome dall'asteroide capostipite: 5335 Damocles (Damocle), ci sono anche:
     20461 Dioretsa, (65407) 2002 RP120,  1999 XS35, ecc.
    A determinare questa particolare classe di corpi è stato l'astronomo giapponese Akimasa Nakamura  indicando i vari criteri per l'appartenenza a questo gruppo.
    I Damocloidi comunque sono una classe di asteroidi complementare a quella dei Centauri, visto che hanno in comune solo i semiassi maggiori superiori a quello di Giove.
    Un asteroide per essere inserito tra i Damocloidi deve avere queste caratteristiche orbitali:
    Questi parametri e criteri sopra citati, sono simili a quelli delle comete, per questo alcuni astronomi ritengono che tali asteroidi non siano altro che comete dormienti ed in alcuni casi le osservazioni successive hanno mostrato che difatti si trattava proprio di comete, dopo aver visto che questi oggetti hanno sviluppato chiome e code cometarie.
    Quindi è probabile che i criteri per la definizione dei Damocloidi siano influenzati dal basso numero di oggetti conosciuti attualmente, ed una più completa definizione potrebbe allargarsi a diversi criteri e parametri.
    Quasi nulla sappiamo sulla loro natura fisica, a parte che presentano un albedo tra i più bassi nel Sistema solare, ed il loro indice di colore è tendente al rosso e circa l'80% di essi hanno diametri compresi tra i 2,5 km e i 15 km, quindi oggetti molto piccoli.
    Attualmente sono classificati come Damocloidi poco più di 40 oggetti di cui quasi la metà presenta orbite retrograde (inclinazione oltre i 90°), ed i 3/4 del totale hanno eccentricità superiori a 0,8 ed infine quasi la metà di essi hanno periodi di rivoluzione superiori ai 100 anni.
    LISTA DEI DAMOCLOIDI: List of Damocloids.
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    Gli Asteroidi ''INUSUALI'':

    Esistono anche degli asteroidi che non appartengono a nessuna delle famiglie o dei vari gruppi, questi corpi e le loro orbite sono definite nella lista del Johnston Archive come ''unusual'' il primo di questi asteroidi ad essere scoperto fu nel 1920 da W. Baade (944) Hidalgo poi tra quelli con un nome ci sono pure (37117) Narcissus e (365756) ISON, altri 10 hanno ottenuto una numerazione definitiva dal MPC, mentre un'altra cinquantina possiedono solo la denominazione provvisoria, nella maggioranza dei casi le orbite di questi oggetti hanno il perielio che cade nella fascia principale degli asteroidi mentre hanno degli afeli che vanno dai pressi dell'orbita di Saturno ai pressi di quella di Urano, solo alcuni hanno afeli più distanti anche fino ad oltre 60 UA.
    Non sono ancora classificati come categoria e quindi non ci sono parametri che li descrivono, anche se alcuni potremmo dividerli in ipotetici gruppi:
    Il gruppo di (944) Hidalgo con afeli nei pressi di Saturno, di circa +80 asteroidi conosciuti.
    Il gruppo di 1998 QJ1 con afeli nei pressi di Urano, di circa 15 asteroidi conosciuti.
    SITO MPC: https://www.minorplanetcenter.net/iau/Unusual.html
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    GLI ASTEROIDI TROIANI DI NETTUNO
    SONO TRATTATI NEL PARAGRAFO DI
    NETTUNO ED I SUOI SATELLITI.
    (vedi sopra).
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    TNO Oggetti transnettuniani


    Alcuni astronomi non distinguono questa regione da quella del sistema solare esterno.La zona al di là di Nettuno, detta "regione trans-nettuniana", è ancora in gran parte inesplorata. Sembra consista prevalentemente in piccoli oggetti (il più grande ha un diametro corrispondente a un quinto di quello terrestre, e una massa di gran lunga inferiore a quella della Luna) composti principalmente di roccia e ghiaccio.

    LISTA DEGLI OGGETTI TRANS-NETTUNIANI
    DEL JOHNSTON ARCHIVE:
    http://www.johnstonsarchive.net/astro/tnoslist.html
    (comprende anche i Centauri sopra citati e degli asteroidi detti ''Unusual'' (inusuali), comunque tutti i corpi che hanno un afelio superiore a 7,5 AU).
    Nei testi qui riportati, per i dati sui vari corpi, non sempre ci si riferisce a questa tabella, ma ad un confronto con tutto ciò che è stato pubblicato ed alle schede del JPL e del MPC.
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    Fascia di Kuiper


                                                                                                                                              

    La fascia di Kuiper è un grande anello di detriti simile alla fascia degli asteroidi, ma composti principalmente da ghiacci (di Acqua, Metano, Azoto). Si estende in una regione che va, approssimativamente da 30 a 50 UA dal Sole.
    Esso è composto principalmente da piccoli corpi del sistema solare, anche se alcuni tra i più grandi oggetti di questa fascia potrebbero essere riclassificati come pianeti nani: ad esempio Quaoar, Varuna, e Orcus.
    In base alle stime, nella fascia di Kuiper esistono oltre 100.000 oggetti con un diametro superiore ai 50 km, ma si pensa che la massa totale di tutti gli oggetti presenti nella fascia di Kuiper potrebbe essere un decimo, o addirittura un centesimo, della massa terrestre.
    Tanti oggetti della fascia di Kuiper hanno uno o più satelliti naturali, e la maggior parte di essi hanno orbite che non sono parallele alle eclittiche.
    L'unico corpo esplorato fino a tutto il 2018 è Plutone-Caronte, mentre il 01/01/19 la sonda New-Horizon arriverà ad esplorare (486958) 2014 MU69 un piccolo corpo della fascia di Kuiper, a cui aggiungeremo un paragrafo apposito.

    Gli oggetti della fascia di Kuiper possono essere suddivisi approssimativamente in "classici" e in "risonanti" (con plutini e twotini). Gli oggetti risonanti hanno le orbite legate a quella di Nettuno (le orbite dei plutini sono in rapporto 2:3 con l'orbita di Nettuno, mentre i twotini sono in rapporto 1:2). Gli oggetti classici consistono in corpi che non hanno alcun tipo di risonanza con Nettuno, e che si estendono in una fascia che va da circa 39,4 a 47,7 UA dal Sole.
    Gli oggetti classici della fascia di Kuiper sono stati classificati come cubewani dopo la scoperta del primo oggetto di questo tipo, (15760) 1992 QB1 ALBIONE.
    Degni di nota, e non citati tra i Plutoidi qua sotto, ci sono anche i seguenti:

    (208.996) 2003 AZ84
    Si tratta di un grosso oggetto della fascia di Kuiper in risonanza 2:3 con Nettuno, quindi un plutino, Le sue dimensioni e la sua massa sono inferiori ai limiti per considerarlo un Pianeta Nano.

    Le osservazioni di varie occultazioni stellari da parte di 2003 AZ84, suggeriscono si tratti di un ellissoide triassiale di 940x766x490 km, la sua magnitudine assoluta è di H = +3,6 con un albedo abbastanza bassa di 0,097 quindi con una superficie scura.

    Pubblicato in Preprint (ARXIV) http://arXiv.org/ABS/1705.10895
    (Alex Dias-Oliveira et al.):
     "Studio dell'oggetto Plutino (208996) 2003 AZ84 dalle occultazioni stellari: dimensioni, forma e caratteristiche topografiche ".
    Sintetizzando i risultati di 4 occultazioni stellari: 8/1/2011 (singolo), 3/2/2012 (multipli), 2/12/2013 (singolo) & 15/11/2014 (multipli), si evince che il modello di ellissoide di Jacobi (in equilibrio idrostatico) appare come la migliore soluzione per far collimare le 4 occultazioni osservate.
    Dimensioni rispettive degli assi A-B-C: 940 x 766 x 490 km, equivalente ad una sfera del diametro di  772 ± 12 km, che rimane nella barriera di errore delle misure termichete con i telescopi spaziali Spitzer & Herschel corrispondenti a: D = 727 + 62/-67 km .

    Il suo periodo di rotazione di 6,75 h, molto veloce, e la sua forma, farebbero risultare la sua densità molto bassa pari a 0,87 kg/dm3, inferiore a quella del ghiaccio d'acqua con una massa corrispondente a 0,000026 Mt.

    I suddetti studi ipotizzano che ci sia sulla sua superficie o un canyon largo 23km e profondo 8km oppure una depressione di circa 80km profonda 13km.
    Essendo un plutino, orbita a 39,36216 UA dal sole con un'eccentricità di 0,18272 ed un corrispondente periodo di rivoluzione di 246,96 anni. (fonte: JPL).
    Mediamente riceve dal Sole 0,876 W/m2 di radianza superficiale.

    Varda e Ilmare
    174567 Varda è un oggetto transnettuniano con una magnitudine assoluta di +3,4 quindi di notevoli dimensioni con un diametro di 716,6 km mentre il suo satellite Ilmare è circa la metà 361 km.
    Dai parametri orbitali della coppia è stato possibile calcolare la massa complessiva del sistema che corrisponde a 0,000044 Mt ripartite in 0,000041 per Varda e 0,000003 per Ilmare, ipotizzando un eguale densità di 1,27 kg/dm3.
    Varda ha un albedo superficiale di 0,102 ed la sua curva di luce da un valore per il periodo di rotazione di 5,91 h.
    Il sistema orbita a 46,0466 UA dal Sole, con un'eccentricità di 0,1403 ed un periodo di rivoluzione pari a 312,47 anni, con un'inclinazione orbitale sull'eclittica di 21,52104°.
    Ilmare ruota a 4.809 km da Varda in 5,75 giorni con una minima eccentricità di 0,0215.
    Il periodo di rotazione del satellite si ipotizza sincrono.

    (55.565) 2002 AW197
    (55565) 2002 AW197  appartiene alla fascia di Kuiper, la sua distanza dal Sole oscilla fra le 41,186 UA del perielio e le 53,741 UA dell'afelio. È classificato come oggetto transnettuniano di tipo cubewano, quindi non si trova in risonanza orbitale con Nettuno.
    Il suo semiasse maggiore dell'orbita è di 47,3466 UA  con un'eccentricità di 0,1323 quindi ha un periodo di rivoluzione intorno al sole pari a 325,79 anni.
    Ha una magnitudine assoluta di H +3,156 e le osservazioni combinate delle emissioni termiche del Telescopio spaziale Herschel e del telescopio spaziale Spitzer danno un diametro di 768 +39 −38 km e un'albedo geometrica di 0.112 +0.012 −0,011.
    Ha un periodo di rotazione, derivato dalla sua curva di luce, di 8,86 h.
    Attualmente non conosciuta la sua Massa e densità.

    (28978) Issione
    Issione segue un'orbita per molti aspetti simile a quella di Plutone, con un semiasse maggiore di 39,664 UA ed un'eccentricità di 0,2418 che percorre in 249,80 anni, ma orientata in maniera diversa ed inclinata di  19,6134°.
    Il perielio di Issione si trova al di sotto dell'eclittica, ed abbastanza insolitamente, l'asteroide si avvicina periodicamente a Plutone a meno di 20° di distanza angolare. Attualmente Issione sta attraversando l'eclittica in direzione del proprio perielio, che raggiungerà nel 2070.
    Il colore di Issione è moderatamente rossastro, la sua albedo, pari a 0,141, è superiore rispetto alla media degli altri corpi celesti della fascia di Kuiper, e con una magnitudine assoluta di +3,6 ne deriva un diametro di circa 617 km, con un'incertezza di 20 km.
    Lo spettro infrarosso di Issione è piatto, sono assenti le linee di assorbimento caratteristiche dell'acqua (1,5 e 2 µm), e recenti studi spettroscopici indicano che la sua superficie potrebbe essere composta in larga parte di depositi di carbonio particolarmente scuri e di tolina, un eteropolimero che si forma in seguito all'irraggiamento di clatrati d'acqua e composti organici.

    2010 RF43
    2010 RF43 orbita attorno al sole ad una distanza di 37.1 – 61.7 UA una volta ogni 347,49 anni (126.922 giorni con semiasse maggiore di 49,4263 AU). La sua orbita ha un'eccentricità di 0,2488 e un'inclinazione di 30,702° rispetto all'eclittica.
    In base alla magnitudine assoluta di +3,9 assumendo un albedo di 0,10, risulterebbe un diametro di 735 km. Non si conoscono massa, densità e periodo di rotazione.

    2010 KZ39
    2010 KZ39 orbita attorno al Sole ad una distanza di 42.965 – 47.825 UA una volta ogni 305,86 anni (111.504 giorni), simile a Makemake, Chaos e altri corpi. Si trova in risonanza 6:11 con Nettuno.
    La sua orbita ha un'eccentricità di 0,0535 e un'inclinazione di 26,032° rispetto all'eclittica.
    Utilizzando i dati della sua orbita, si prevede il passaggio al perielio nel 2109. Il corpo è stato osservato 28 volte in oltre 3 opposizioni ed ha un parametro di incertezza di 5. Il tipo spettrale del corpo così come il relativo periodo di rotazione rimane sconosciuto, mentre la sua magnitudine assoluta (H) è di +4 , comunque si ipotizza un diametro di 702 km.
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    I Pianeti Nani:

    La definizione pianeta nano è stata introdotta ufficialmente nella nomenclatura astronomica il 24 agosto 2006 da un'assemblea dell'Unione Astronomica Internazionale, fra molte discussioni e polemiche.
    E' detto pianeta nano un corpo celeste di tipo planetario orbitante attorno a una stella e caratterizzato da una massa sufficiente a conferirgli una forma quasi sferica (equilibrio idrostatico), ma che non è stato in grado di "ripulire" la propria fascia orbitale da altri oggetti di dimensioni confrontabili ad esso.

    Secondo la IAU un corpo è chiaramente in equilibrio idrostatico quando la sua Mag. Ass. (H) è inferiore a +1 , ma anche quando ha un diametro superiore a 800 km oppure ha una massa superiore a 0,0000844 Mt.
    Secondo Mike Brown un corpo può essere in equilibrio anche con diametri molto inferiori, fino a circa 400 km.
    Per confronto Mimas (396) e Miranda (471) sono in equilibrio, mentre Proteo (414), Iperione (340) e Nereide (340) non sono in equilibrio, e questo tra i corpi ghiacciati, tra i corpi rocciosi Vesta e Pallade entrambi di circa 530 km non sono in equilibrio mentre Cerere (939,4) lo è.
    Va detto che Mimas è composto quasi per intero di ghiaccio e Miranda sembra aver avuto un riscaldamento di origine mareale che ha modellato il satellite di Urano, Proteo con una maggiore densità e presenza di roccia e in una zona più fredda che riceve un decimo della radianza che ricevono i satelliti di Saturno non lo è, quindi per gli oggetti trans-nettuniani forse il limite potrebbe essere tra 500 e 600 km di Diametro, tipo (28978) Issione , (19521) Chaos , (90568) 2004 GV9 , 2010 KZ39 , (38628) Huya.

    Tra le altre cose, si è fatto notare che il termine è fuorviante e che i criteri non sono oggettivi (nessun corpo può ripulire completamente la propria fascia orbitale, né esiste una soglia obiettiva su quando un corpo è sferoidale o no), per esempio il satellite di Saturno Giapeto è uno sferoide schiacciato ai poli e sarebbe in equilibrio solo con una rotazione di 10 h, mentre attualmente ruota sincronamente in 79,33 giorni, quindi non può essere considerato in equilibrio idrostatico, con i suoi 1.471 km di diametro.
    Comunque, era necessario creare questa classe di oggetti per distinguerla dai pianeti tradizionali, ed è probabile che il nome resti.

    L'UAI riconosce attualmente cinque pianeti nani: Cerere, Plutone, Haumea, Makemake ed Eris.
    Quelli che si trovano oltre Nettuno vengono definiti Plutoidi.
    Sono candidati ad essere inseriti anche:
    Orco, 2000 MS4, Salacia, Varuna, Quaoar, 2007 OR10, Sedna. (vedi sotto)

    SCHEDA dei PIANETI NANI e CANDIDATI TALI:
    La scheda contiene anche CERERE che fa parte della fascia principale di asteroidi tra Marte e Giove.
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    Plutone e Caronte




    Plutone
    (39,7672 UA) è un pianeta nano, ed è il più grande oggetto conosciuto della fascia di Kuiper (2376,6 km), ha una massa di 0,00218 Mt ed una densità di 1,854 kg/dm3, con una gravità di 0,61 m/s2 ed una velocità di fuga di 1,230 km/s.

    Quando venne scoperto, nel 1930 Clyde Tombaugh, fu ritenuto il nono pianeta del sistema solare, ma nel 2006 è stato riclassificato in pianeta nano, dopo l'adozione di una definizione formale di pianeta.

    Plutone ha un'orbita relativamente eccentrica, inclinata di 17 gradi rispetto al piano dell'eclittica, e il suo perielio si trova a 29,7 UA dal Sole, all'interno dell'orbita di Nettuno, mentre l'afelio è situato a 49,5 UA dal Sole.
    Ricevendo dal Sole rispettivamente da 1,54 a 0,55 W/m2 di energia.

    Non è ancora chiaro se Caronte, la luna più grande di Plutone, continuerà a essere classificato come tale o verrà riclassificato come pianeta nano.

    Il baricentro del sistema dei due pianeti non si trova in nessuno dei due corpi (vedi scheda sotto su Caronte), ma cade nello spazio, e per questo Plutone-Caronte è ritenuto un sistema binario, inoltre Plutone e Caronte si rivolgono entrambi sempre la solita faccia in rotazione sincrona, pari a 6,38723 giorni.
    Attorno al loro baricentro orbitano anche altre quattro piccole lune : Stige, Notte, Cerbero e Idra.

    Plutone è un corpo classificato come oggetto risonante della fascia di Kuiper, e ha una risonanza orbitale di 2:3 con Nettuno, ovvero Plutone orbita due volte intorno al Sole ogni tre orbite di Nettuno. Gli oggetti della fascia di Kuiper che condividono questo rapporto di risonanza sono chiamati plutini.

    Le prime immagini della New Horizon, rivelano una brillante e vasta regione la Tombaugh Regio, di forma simile ad un cuore, e nell'area equatoriale una grande catena montuosa relativamente giovane (epoche geologiche), con cime di circa 3.500 m. Da un primo riscontro risulta che siano formate da acqua ghiacciata, che alle temperature del pianeta nano è resistente come la roccia sulla Terra.
    Analisi spettroscopiche hanno rivelato che la superficie di Plutone risulta composta per il 98% da ghiaccio d'azoto, con tracce di metano e monossido di carbonio sempre ghiacciati.


    Caronte
    Ha un diametro di 1.207,6 km con una massa di 0,00026 Mt ed una densità di 1,702 kg/dm3, una gravità di 0,288 m/s2 ed una velocità di fuga pari a 0,58 km/s.
    Orbita a 19.591 km in 6.38723 giorni con un'eccentricità di 0,0002.

    Mentre Plutone è ricoperto di ghiaccio di azoto e metano, la superficie di Caronte appare ricoperta dal meno volatile ghiaccio d'acqua e sembra priva di atmosfera.
    Osservazioni effettuate nel 2007 dai telescopi Gemini su chiazze di idrati d'ammonio e cristalli d'acqua presenti sulla superficie fecero ipotizzare la presenza di crio-geyser o attività criovulcanica.
    Il fatto che il ghiaccio fosse ancora in forma cristallina suggeriva che fosse stato depositato di recente, perché altrimenti la radiazione solare lo avrebbe degradato ad uno stato amorfo in circa trentamila anni, su Caronte ci sono anche depositi che provengono dall'atmosfera molto estesa, a causa della bassa gravità, di Plutone.

    PLUTONE, CARONTE e LUNE MINORI:
    SUPERFICIE DI PLUTONE:
    CARONTE:
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    Plutoidi della Fascia di Kuiper


    Pianeti nani della fascia di Kuiper
                                                                                                                                               
    I più grandi sono:
    Haumea (43,218 UA), e Makemake (45,675 UA) sono i più grandi oggetti conosciuti della fascia di Kuiper classica.
    Originariamente erano designati rispettivamente come 2003 EL61 e 2005 FY9, i due nomi ufficiali e lo status di pianeta nano sono stati loro concessi nel 2008.
    Le loro orbite sono molto più inclinate rispetto a quella di Plutone (28° e 29°), e a differenza di Plutone non sono influenzati da Nettuno; fanno quindi parte degli oggetti classici della fascia di Kuiper.
    Poi ci sono pure Quaoar, Orco, Salacia, Varuna, 2002 MS4.

    Haumea con Hi'iaka e Namaka:
    Haumea è un oggetto a forma di ellissoide triassiale, con due lune (1.960x1.518x1.000 km), con una magnitudine assoluta di +0,2 ed un albedo di 0,804.
    Ha una massa di 0,00066 Mt, con una densità di 2,60 kg/dm3.
    Si trova ad orbitare a 43,218 UA dal Sole, con un'eccentricità di 0,19126 ed un periodo di rivoluzione di 284,12 anni, ricevendo dal Sole mediamente 0,73 W/m2.
    Haumea è caratterizzata da una velocissima rotazione di 3,9154 h.

    Osservando Haumea il 21 gennaio 2017 durante un'occultazione stellare sul centro Europa, mentre passava davanti alla stella URAT1 533-182543, e misurando la diminuzione della luce della stella, è stato scoperto che Haumea è circondato da un anello di polveri, come un Saturno in miniatura, scoperta a cui ha collaborato, assieme ad altri, anche l'osservatorio di San Marcello Pistoiese del gruppo GAMP.
    Questa struttura ha un raggio di circa 2.287 chilometri e una larghezza di 70 chilometri.
    (vedi scheda sotto)

    Hiʻiaka (precedentemente noto mediante la sua designazione provvisoria S/2005 (2003 EL61) 1) è il primo satellite scoperto in orbita intorno a Haumea. Orbita intorno al corpo madre in 49,12 ± 0,03 giorni ad una distanza media di 49.880 km, con una eccentricità di 0,050 ± 0,003 ed una inclinazione di 234,8 ± 0,3° Occultazioni reciproche sono avvenute nel 1999, ma non si ripeteranno prima del 2138.
    Hi'iaka non è in rotazione sincrona e ruota su se stessa in 9,71141 h.
    La luminosità misurata (H=3,25) è pari al 5,9% (±0,5%) di quella di Haumea, il che, assumendo un'albedo simile per i due corpi, si traduce di un diametro pari al 22% di quello del corpo primario, ossia prossimo ai 320 km. 

    Namaka (precedentemente noto con la designazione provvisoria S/2005 (2003 EL61) 2) è il secondo satellite, più piccolo ed interno rispetto al primo, individuato in orbita attorno a Haumea; l'annuncio della sua scoperta risale al 29 novembre 2005.
    Al momento della scoperta il satellite era distante circa 25.657 km dal corpo madre e, assumendo un'orbita circolare, orbita intorno al corpo primario in 18,3 ±0,1 giorni, con una inclinazione di 39 ±6° rispetto all'orbita del satellite maggiore. La luminosità misurata (H=4,74) è pari all'1,5% (±0,5%) di quella Haumea, che si traduce in un diametro approssimativo pari al 12% di quello del corpo madre, pari a circa 170 km, nell'ipotesi (non verificata) che abbia anch'esso un'albedo simile

    SCHEDA DI HAUMEA:

    Makemake e MK2:
    Makemake è l'oggetto più luminoso nella fascia di Kuiper dopo Plutone di (1502x1440 km), con una piccola luna.
    Ha un periodo di rotazione pari a 22,48 h.
    Osservazioni nell'infrarosso del Telescopio spaziale Spitzer e dell'Herschel Space Observatory combinate con alcune similitudini nello spettro con Plutone avevano condotto a stimare il diametro di Makemake tra 1.360 e 1.480 km.
    L'osservazione di un'occultazione stellare nell'aprile del 2011 ha prodotto misure dirette delle sue dimensioni, che risultano essere di 1.502 ± 45 (equatoriale) × 1.430 ± 9 (polare) km, con un diametro medio di circa 1.478 km .
    Ciò ha anche permesso di produrre una stima della sua densità, pari a 1,7 ± 0,3 × 10 3 kg/m3 , con una massa di 0,000506 Mt.
    Makemake ha dimensioni leggermente superiori rispetto ad Haumea e ciò lo rende, per quanto è dato sapere, il terzo oggetto transnettuniano per dimensioni dopo Plutone ed Eris.
    Makemake orbita a 45,675 UA dal Sole con un'eccentrità di 0,1554 ed un periodo di rivoluzione di 308,69 anni, con una Radianza media di 0,65 W/m2.
    (vedi scheda sotto)

    ''MK2'' - Il telescopio spaziale Hubble nell'aprile del 2015 hanno condotto alla scoperta di un satellite naturale in orbita attorno a Makemake.
    Denominato provvisoriamente come S/2015 (136472) 1, e informalmente come MK 2, è circa 1300 volte meno luminoso del pianeta nano; il suo diametro è stato stimato in circa 175 km, pari a circa un ottavo rispetto a quello di Makemake.
    La sua orbita non è ancora stata calcolata con precisione: la luna sembrerebbe trovarsi su un'orbita circolare, a circa 21.000 km dalla superficie del pianeta nano, che completerebbe in circa 12 giorni.

    SCHEDA DI MAKEMAKE:

    Quaoar e Weywot:
    Quaoar
    Possiede un'orbita quasi circolare con un'eccentricità di 0,0376, con un raggio di 43,618 UA, a differenza di quella molto eccentrica di Plutone, ed un periodo di rivoluzione di 288,07 anni, ricevendo dal Sole mediamente una radianza pari a 0,71 W/m2.
    Similmente a Nettuno, Quaoar orbita costantemente fra il perielio e l'afelio dell'orbita di Plutone, di modo che periodicamente uno dei due oggetti viene a trovarsi più lontano dal Sole rispetto all'altro.
    Con un diametro stimato di 1110+/-5 km, al momento della scoperta Quaoar era il più grande oggetto scoperto nel sistema solare dal 1930 (anno della scoperta di Plutone), ed anche il più grande oggetto della fascia di Edgeworth-Kuiper conosciuto (soppiantato più tardi da Sedna, Eris ed altri).
    Il volume di Quaoar è paragonabile a quello di tutti gli asteroidi della fascia principale messi insieme.
    Il valore del diametro è determinato dallo studio di un'occultazione stellare da parte di Quaoar e suggerisce la dimensione di 1110 km di diametro con un'incertezza di 5 km, con una massa di 0,002383 di quella terrestre risulta avere una densità di 1,99 kg/dm3.
    Il periodo di rotazione, ricavato dalla sua curva di luce, risulta essere di 8,84 h .

    Weywot
    Il satellite di nome Weywot ha un diametro stimato in circa 81 km, orbita a 14.500 km da Quaoar in 12,438 giorni con un'eccentricità di 0,14.

    Orco e Vanth:
    Orco
    E' un grande plutino in risonanza orbitale 2:3 con Nettuno di circa 910 km.
    L'orbita di Orco è di 246,94 anni a 39,359 UA dal Sole con un'eccentricità di 0,2212, simile a quella di Plutone, ma con un orientamento diverso.
    Ogni 14.000 anni Orco viene a trovarsi a 18 UA da Nettuno.
    Per via della sua risonanza con Nettuno, Orco e Plutone vengono a trovarsi in posizioni opposte, per questo Orco è detto "anti-Plutone".
    Le masse dei due corpi sono state determinate dallo studio dell'orbita del satellite e risultano essere di 0,000097 Mt per Orco e di 0,000011 Mt per Vanth, per una densità di 1,53 kg/dm3.
    Orco riceve dal Sole un energia di 0,88 W/m2.

    Vanth
    Osservazioni compiute dal Telescopio Spaziale Hubble dal 13 novembre 2005 in poi, hanno permesso di scoprire un satellite orbitante attorno a Orco.
    La scoperta è avvenuta ad opera di Mike Brown. La scoperta del satellite di Orco venne riportata come IAUC 8812 il 22 febbraio 2007. Il satellite così scoperto venne inizialmente indicato con la designazione provvisoria S/2005 (90482) 1; successivamente gli è stata data la designazione ufficiale di Vanth come la divinità Etrusca degli inferi.
    Un'occultazione stellare ha determitato un diametro di circa 442 km, ponendo che sia sferico. Analisi spettrali indicano che la sua superficie possiede un albedo di 0,08, ben tre volte più scuro di Orco.
    La sua orbita è quasi circolare, con un'eccentricità orbitale di 0,0036, un periodo orbitale di 9,5406 giorni e una distanza di appena 9030 ± 20 km da Orco.
    Possiede inoltre uno spettro molto simile a Orco, caratteristica questa che può determinarne la struttura superficiale.


    Salacia e Actaea:
    Salacia
    E' un oggetto cubewano della fascia di Kuiper di natura binaria.

    Scoperto nel 2004, presenta un'orbita caratterizzata da un semiasse maggiore pari a 41,947 UA e da un'eccentricità di 0,1097, inclinata di 23,92700° rispetto all'eclittica con un periodo di rivoluzione di 271,68 anni.

    Riceve una radianza, mediamente, di 0,77 W/m2.
    Salacia ha un diametro di circa 854 km con una massa di 0,0000705 Mt ed una densità di 1,26 kg/dm3.


    FONTE DATI: http://www.johnstonsarchive.net/astro/astmoons/am-120347.html

    Analizzando immagini riprese dal telescopio Hubble (vedi foto sotto), è stato individuato nel 2006 un satellite che ha ricevuto la designazione provvisoria di S/2006 (120347) 1 , per poi essere ribattezzato:

    Actaea
    Il satellite ha un diametro di 286±35 km pari a circa un terzo di quello della componente principale per cui è stato stimato un diametro di 854±45 km, ed una massa di 0,00000283 Mt.
    La densità quindi è stimata essere di 1,16 kg/dm3.

    Il satellite orbita ad una distanza di circa 5.619 km, impiegando circa 5,49 giorni per completare una rivoluzione con un'eccentricità di 0,0084.
    Non conosciamo il periodo di rotazione, anche se è probabile che sia sincrono .

    SCHEDA DI SALACIA:


    Varuna:
    Varuna (precedentemente noto attraverso la designazione provvisoria 2000 WR106) è un corpo celeste del Sistema Solare situato oltre l'orbita di Nettuno e classificato come oggetto transnettuniano appartenente alla Fascia di Kuiper, avente un diametro stimato pari a circa 896 km, valore ottenuto mediante una combinazione di misure termiche e ottiche.
    (foto a lato: ricostruzione artistica)

    Recentemente per le dimensioni di Varuna si ipotizza un ellissoide triassiale come Haumea rispettivamente di 1.050x900x750 km, con un valore medio di 896 km, recenti studi ipotizzano una massa di 0,000062 Mt e quindi una densità di 0,992 kg/dm3, il che fa pensare che la componente rocciosa sia assente o presente in minima parte.
    Varuna ha un periodo di rotazione di 6,3436 h.
    Si trova ad una distanza dal Sole di 42,950 UA ed un periodo di rivoluzione di 281,49 anni con un'eccentricità di 0,052.
    Varuna riceve dal Sole 0,736 W/m2 di energia.

    (307.261) 2002 MS4:
    2002 MS4 è un grande oggetto classico, non risonante con Nettuno della fascia di Kuiper, il secondo più grande nel sistema solare senza un nome, dopo (225088) 2007 OR10.

    È stato scoperto nel 2002 da Chad Trujillo e Michael Brown trovato in immagini precedenti fino al 1954, ma finora non è stato molto studiato e persistono molte incertezze.
    Ha una Magnitudine assoluta di +3,6 con un albedo di 0,051.
    Il sito Web di Brown indica con certezza che sia un pianeta nano.
    Il team di Herschel ritiene che abbia un diametro di 934 ± 47 km, che lo renderebbe uno dei 10 TNO più grandi attualmente conosciuti e abbastanza grande da essere considerato un pianeta nano nell'ambito del progetto di proposta del 2006 dell'IAU.
    Il periodo di rotazione non è ben determinato, ed alcuni siti riportano il dato non confermato di 5,224 giorni.
    Ha un orbita con un semiasse maggiore di 42,0115 UA dal Sole, un'eccentricità di 0,1389 ed un periodo di rivoluzione di 272,31 anni, e arrivera al perielio nel 2123.
    Dal Sole riceve 0,769 W/m2.
     "Orbit Fit and Astrometric record for 02MS4".

    SCHEDA DI 2002 MS4:

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    Disco diffuso


                                                                                                                                                 
    Il disco diffuso (SDO - Scattered Disk Objects) si sovrappone alla fascia di Kuiper, ma si estende di molto verso l'esterno del sistema solare.
    Si crede che questa regione sia la fonte delle comete di breve periodo.
    Si ritiene inoltre che gli oggetti del disco diffuso siano stati spinti verso orbite irregolari dall'influenza gravitazionale della iniziale migrazione verso l'esterno di Nettuno.


    La maggior parte degli oggetti del disco diffuso (SDOs) hanno il perielio all'interno della fascia di Kuiper, ma il loro afelio può trovarsi anche a 150 UA dal Sole.
    Inoltre, le orbite degli SDOs sono molto inclinate rispetto al piano dell'eclittica, spesso addirittura quasi perpendicolari a esso.
    Alcuni astronomi ritengono il disco diffuso semplicemente un'altra regione della fascia di Kuiper, e descrivono questi corpi come "oggetti sparsi della fascia di Kuiper".

    Le attuali teorie sull'origine e sulla composizione del disco diffuso sono ancora altamente incerte, sebbene sia convinzione comunemente che esso sia formato da oggetti della fascia di Kuiper gradualmente deviati dalle proprie orbite a causa dell'interazione gravitazionale con i corpi maggiori del sistema solare esterno, e in particolare dalla migrazione verso l'attuale orbita di Nettuno, e sospinti verso traiettorie fortemente eccentriche ed inclinate, come nel caso di Eris, che raggiunge un'inclinazione di circa 44° rispetto all'eclittica.
    Si ipotizza che molte di queste orbite siano instabili, e che gli oggetti del disco diffuso siano in futuro generalmente destinati ad allontanarsi progressivamente dal centro del sistema solare e a raggiungere la nube di Oort o lo spazio interstellare.

    Gomes, Rodney S.; Fernandez, Julio A.; Gallardo, Tabare; Brunini, Adrian (2008). "The Scattered Disk: Origins, Dynamics and End States" (PDF).
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    Plutoidi del disco diffuso
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    Eris e Dysnomia


                                                                                                                                               

    Eris (67,663 UA) è il secondo più grande corpo conosciuto della zona Trans-nettuniana, il primo del Disco Diffuso con 2326 km, sebbene al momento della scoperta le stime sul diametro erano maggiori: con un diametro stimato di circa 2.400 km sembrava almeno il 5% più grande di Plutone, provocando un dibattito su cosa può essere definito un pianeta.
    Eris ha una magnitudine assoluta H di -1,17 con albedo superficiale molto alta (0,97± 0,01) e già le prime osservazioni spettroscopiche indicavano che sulla superficie dell'oggetto è presente del metano ghiacciato.
    La massa risulta essere 0,0028 Mt , ed è l'oggetto più massivo, con una densità di 2,52 kg/dm3 ed una gravità di 0,819 m/s2.
    Molto più di Plutone, la sua orbita è fortemente eccentrica (0,44104) e fortemente inclinata rispetto al piano dell'eclittica di 44.0445°, ha un perielio di 38,2 UA e un'afelio di 97,6 UA dal Sole, e ha un periodo di rivoluzione di 556,60 anni, con una variazione notevole della radianza che riceve dal Sole, da 0,93 W/m2 al perielio, scendendo fino a 0,14 W/m2 all'afelio.
    Ruota su se stesso in 25,92 h.

    Possiede un satellite, Disnomia di circa 684 km con un albedo di 0,04 (molto scuro) ed una magnitudine assoluta (H) di +5,6.
    Orbita a 37.350 km da Eris, con eccentricità 0,013, in 15,774 giorni, si ipotizza che sia in rotazione sincrona.

    SCHEDA DI ERIS:
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    (225.088) 2007 OR10 :
    (225088) 2007 OR10 è un oggetto transnettuniano orbitante intorno al Sole nel disco diffuso.
    Ha una magnitudine assoluta (H) di 1,9  e un diametro dell'ordine dei 1253 km; al 2017, è, per dimensioni, il quinto oggetto conosciuto presente oltre l'orbita di Nettuno.
    Con queste caratteristiche, è assai probabilmente un pianeta nano, sebbene l'IAU non l'abbia inserito in tale categoria.
    Da osservazioni condotte con il telescopio spaziale Hubble, nel 2016 è stata annunciata la scoperta di un satellite di circa 100 km di diametro in orbita attorno a 2007 OR10; osservazione confermata a marzo 2017.
    Sulla base dell'Orbita del piccolo satellite di 2007 OR10 (vedi sotto), la relativa massa è stata calcolata in 1,75 × 10E21 Kg, per una densità di 1.72 ± 0.16 g/cm3.
    La massa e la densità sono inoltre fattori che determinano se il corpo celeste è in equilibrio idrostatico.
    La stima delle dimensioni precedenti di 1535 km, va rivista perché era basata su un ipotetico equatore-in vista.
    Data la massa di 1,75 × 10E21 kg, questa dimensione implicherebbe una densità di 0.92 g/cm3, inaspettatamente bassa per un oggetto di tale dimensione. Kiss et al. stimano che 2007 OR10 è tra 1.210 e 1.295 km di diametro con un valore medio di 1253 km.
    2007 OR10 ruota su se stesso in 22,4h.
    Orbita a 67,059 UA dal Sole con un'eccentricità di 0,5064 in 549,16 anni.
    Riceve energia dal Sole da 1,24 W/m2 al perielio a 0,133 W/m2 all'afelio.
    Possiede un satellite senza nome di circa 100 km di cui si conosce ancora poco.

    SCHEDA di 2007 OR10:
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    Altri corpi del disco diffuso

    2013 FY27
    2013 FY27 orbita attorno al sole una volta ogni 452,05 anni, con un semiasse maggiore di 58,9004 UA e con un'eccentricità orbitale di 0,39364.

    Arriverà a perielio intorno al 2202, ad una distanza di circa 36 AU, attualmente è vicino afelio a circa 80 AU dal sole e, di conseguenza, ha una magnitudine apparente di +22 con una magnitudine assoluta di +3,15. La sua orbita ha un'inclinazione significativa di 33° rispetto all'eclittica.

    2013 FY27 ha un diametro di circa 740 km. Utilizzando l'Atacama Large millimetri array e i telescopi Magellano, la sua albedo è risultata essere 0,17 ed il suo colore è moderatamente rosso.

    La luminosità della curva di luce di 2013 FY27 varia meno di 0,06 magnitudini anche in parecchie ore e giorni, suggerendo che possa avere un periodo di rotazione molto lungo, con una forma approssimativamente sferoidale, oppure ha un asse di rotazione che punta verso la terra.
    Nel gennaio 2018, Scott Sheppard ha trovato un satellite intorno a 2013 FY27, a 0,17 arcosecondi di distanza e 3,0 ± 0,2 magnitudini più debole del primario. La scoperta è stata annunciata il 10 agosto 2018. Supponendo che i due componenti hanno pari albedo, le dimensioni sono circa di 740 km e 190 km, rispettivamente.

    Le osservazioni per determinarne l'orbita sono state prese fra il maggio e il luglio 2018, ma i risultati di quelle osservazioni ancora non sono stati pubblicati. Una volta che l'orbita sarà conosciuta, le masse e le densità dei due componenti potranno essere determinate.
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    Tra i corpi di notevoli dimensioni, con H < +4, ci sono anche:
    (523.692) 2014 EZ51     H +3,80 - albedo 0,10 - 770 km,  52,4914 UA, 380,29 anni.
    (523.794) 2015 RR245   H +3,70 - albedo 0,12 - 670 km,  81,294 UA,  731,50 anni.
    2010 JO179                    H +3,98 - albedo 0,09 - 702 km,  79,303 UA,  706,22 anni.
    2015 KH162                   H +3,90 - albedo 0,11 - 671 km,  62,288 UA,  491,61 anni.
    (471143) Dziewanna      H +3,89 - albedo 0,25 - 470 km,  70.544 UA,  592.51 anni.
    2014 UZ224                   H +3,50 - albedo 0,131- 635 km,  108,9  UA,  1136,2 anni.
    (84522) 2002 TC302     H +3,90 - albedo 0,115- 584,1km, 55,265 UA, 410,86 anni.
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    Regione più lontana


    Il punto in cui pensiamo possa terminare il sistema solare e inizia lo spazio interstellare non è definito con precisione, poiché i suoi confini possono essere tracciati tramite due forze distinte: il vento solare o la gravità del sole.
    Il limite esterno tracciato dal vento solare giunge a circa quattro volte la distanza Plutone-Sole; questa eliopausa è considerata l'inizio del mezzo interstellare.
    Tuttavia, la sfera di Hill del Sole, ovvero il raggio effettivo della sua influenza gravitazionale, si ritiene si possa estendere fino a un migliaio di volte più lontano.


    Eliopausa


    Il vento solare viaggia ad una velocità di circa 400 km/s fino a quando non attraversa il cosiddetto termination shock, che si trova tra 80 e 100 UA dal Sole in direzione sopravvento, e fino a circa 200 UA dal Sole sottovento. (del mezzo interstellare).
    Qui il vento rallenta drasticamente, aumenta di densità e temperatura e diviene più turbolento, formando una grande struttura a forma di uovo, conosciuta con il nome di elioguaina (in inglese heliosheath), la quale pare che si comporti come la coda di una cometa, e si estende verso l'esterno per altri 40 UA sul lato sopravvento, mentre si estende molto meno nella direzione opposta.
    Entrambe le sonde Voyager 1, nel 2004, e Voyager 2, nel 2007, hanno superato il termination shock e sono entrate nell'elioguaina, e distano rispettivamente nel 2017, 127 e 104 UA dal Sole.
    Dopo l'attraversamento del termination shock, il vento solare continua a fluire fino a raggiungere il limite esterno dell'eliosfera, l'eliopausa, oltre la quale inizia il mezzo interstellare, anch'esso pervaso di plasma.
    La forma del limite esterno dell'eliosfera è probabilmente influenzata dalla dinamica dei fluidi determinata dalle interazioni con il plasma del mezzo interstellare, nonché dal campo magnetico solare, prevalentemente a sud. Al di là dell'eliopausa, a circa 230 UA, nel plasma interstellare si forma un'onda d'urto stazionaria (bow shock), dovuta al moto del Sole attraverso la Via Lattea.
    Nel 2012 la sonda spaziale Voyager 1, lanciata dalla NASA, ha attraversato l'eliopausa, scoprendo che è il "confine del sistema solare", quindi possiamo dire che il campo magnetico del Sole ha come limite questo punto dallo spazio interstellare.
    Osservando le varie oscillazioni dell'ago della bussola interna della sonda si è appreso che col passare dei tempi molteplici strati magnetici del Sole si sono accumulati e perfino intrecciati tra loro, creando bolle magnetiche.
    L'eliopausa è molto importante per la nostra stessa sopravvivenza, poiché, con l'enorme energia magnetica accumulata nel tempo, ci protegge da nocivi raggi cosmici.
    Una squadra finanziata dalla NASA ha sviluppato il concetto di una "Vision Mission" dedicato all'invio di una sonda nell'Eliosfera.
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    Nube di Oort


                                                                                                                                           

    Secondo la teoria elaborata da Jan Oort, i nuclei delle comete si trovano in una ipotetica di nube di detriti che avvolge il sistema solare. Questi nuclei hanno avuto origine con il sistema solare stesso.
    L'ipotetica nube di Oort è una grande massa composta da miliardi di oggetti di ghiaccio che si crede essere la fonte delle comete di lungo periodo e che circondano il sistema solare a circa 50 000 UA (0,93 anni luce), e forse fino a 100 000 UA (1,87 anni luce).
    Questa teoria spiega sia l'esistenza attuale delle comete che la continua distruzione delle stesse, nel Sole o nelle collisioni con gli altri pianeti del sistema solare.

    Perché la nube di Oort è un'ipotesi

    La presenza della nube di Oort è soltanto ipotizzata poiché non è stato ancora possibile osservarla direttamente con i telescopi, a causa dell'eccessiva lontananza dal Sole è una zona dello spazio molto buia.
    La sua esistenza è stata dimostrata soltanto indirettamente studiando il moto delle comete. Pur provenendo da ogni direzione, le comete sembrano seguire tutte una simmetria sferica. Da questa osservazione è possibile dedurre sia l'esistenza della nube di Oort che la sua forma sferoidale.

    Si ritiene sia composto di comete che sono state espulse dal sistema solare interno da interazioni gravitazionali con i pianeti esterni.
    Gli oggetti della nube di Oort sono molto lenti, e possono essere turbati da eventi rari, ad esempio delle collisioni, dalla forza gravitazionale di una stella di passaggio, o dalla marea galattica, forza di marea esercitata dalla Via Lattea.

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    Sedna e la nube di Oort interna


                                                                                                                                               

    Sedna (483,284 UA) è un grande oggetto simile a Plutone, con un'orbita estremamente ellittica, con un perielio a circa 76 UA e un afelio a 928 UA dal Sole.

    Un'orbita così grande richiede ben 10.624,60 anni per il suo completamento, con un'eccentricità di ben 0,842.
    La Radianza specifica varia da 0,235 W/m2 al perielio e cala fino a 0,00157 W/m2 all'afelio.

    Mike Brown, scopritore dell'oggetto nel 2003, afferma che non può essere parte del disco diffuso o della fascia di Kuiper, poiché il suo perielio è troppo lontano per aver subito degli effetti dalla migrazione di Nettuno.
    Brown definisce questa nuova popolazione "nube di Oort interna", che si può essere formata attraverso un processo simile, anche se è molto più vicina al Sole.

    Alcune osservazioni hanno evidenziato che Sedna è uno degli oggetti più rossastri del sistema solare, quasi quanto Marte.
    Contrariamente a Plutone e Caronte, Sedna sembra possedere pochissimo metano ghiacciato o ghiaccio d'acqua sulla sua superficie. Chad Trujillo ed altri astronomi dell'Osservatorio Gemini hanno formulato un'ipotesi secondo cui la colorazione particolarmente rossastra della superficie di Sedna potrebbe essere dovuta alla presenza di un fango di idrocarburi, le toline, simile a quello identificato su Folo.

    Sedna è molto probabilmente un pianeta nano, anche se la sua forma deve essere ancora determinata con certezza, ma recenti studi ipotizzano un diametro di circa 995 km, determinato dall'albedo di 0,32 con una magnitudine assoluta di H +1,6.
    Ruota su se stesso in 10,273 h.

    Brown, Michael E. "Sedna (The coldest most distant place known in the solar system; possibly the first object in the long-hypothesized Oort cloud)". California Institute of Technology, Department of Geological Sciences.

    SCHEDA DI SEDNA:

    Brown ed altri astronomi ritengono che sia il primo oggetto di una popolazione completamente nuova, che può comprendere gli oggetti elencati qua sotto:

     2000 CR105
    (148209) 2000 CR105, ha un perielio di 44,29 UA, ed un afelio di 404,81 UA ne risulta quindi un periodo orbitale di 3.365 anni, con una notevole eccentricità pari a 0,8027607.
    La sua Magnitudine assoluta H +6,3 indica che non è un grande corpo che possa essere poi definito un pianeta nano.
    Dati JPL
    Dati MPC

    PAGINA IN INGLESE:
    Orbit Determination of 2000 CR105
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    2012 VP113
    2012 VP113 
    E' un SDO ed ha un semiasse maggiore di 255,82 UA con un'eccentricità di 0,6854 e un periodo di rivoluzione pari a 4.091,79 anni.

    2012 VP113 è un corpo abbastanza grande, con una magnitudine assoluta di +4,0 si ipotizza un diametro di circa 700km, ma le enormi distanze non permettono misurazioni precise ed accurate.

     2015 TG387
    2015 TG387 Il corpo ha dimensioni stimate di circa 300 km di diametro e risulta il terzo sednoide scoperto, dopo Sedna e 2012 VP113, con una MAG ass. di +5,3.

    Ha un perielio di circa 64,8 UA (a confronto per Sedna è di 76 UA) e un'afelio estremamente lontano, di 2037 UA, arrivando ad un'eccentricità orbitale di 0,94, con un periodo di rivoluzione di 34.080 anni.


     2000 OO67
    Mentre è dibattuta la definizione di:
    (87269) 2000 OO67 è un piccolo Oggetto transnettuniano (TNO) di ~28-87 km, scoperto da Deep Ecliptic Survey nel 2000.
    Si distingue per la sua orbita fortemente eccentrica 0,9590667.
    Il suo afelio è di 993,3998584 UA dal Sole, con un perielio di 20,7563808 UA, che attraversa abbondantemente l'orbita di Nettuno e per questo inizialmente fu classificato come Centauro.
    Ha un periodo di rivoluzione superiore a quello di Sedna, pari a 11.418,28 anni.
    2000 OO67 ha raggiunto il perielio nel mese di aprile 2005.

    2013 SY99
    Si tratta di un Sednoide con un semiasse maggiore dell'orbita di circa 690 UA, ha un perielio a 50,039 UA dal sole e si spinge, all'afelio, fino a 1331 UA, presenta un'eccentricità di 0.9274±0.0024 ed un'inclinazione orbitale di 4,228°±0.001° quindi quasi sull'eclittica.
    2013 SY99 ha un periodo di rivoluzione di circa 18.142,4±886,5 anni.
    Le sue dimensioni si possono ricavare dalla sua magnitudine assoluta (H) = +6,7 e dal suo albedo di 0.05±0.03 e quindi sono all'incirca di 250 km.
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    Tutti gli oggetti di questo tipo sono stati scoperti nei pressi del loro perielio, ma con un'orbita fortemente eccentrica un corpo celeste passa la maggior parte del tempo nei pressi dell'afelio, quindi si ritiene che siano ancora molti i corpi da scoprire, che non sono attualmente rilevabili dagli strumenti odierni, si spera che con il JWST di colmare queste lacune.
    Tra i sopracitati, ci sono anche questi oggetti che si spingono con le loro orbite molto lontani dal Sole: 2015 DB216, 2004 VN112, 2005 VX3, 2006 SQ372, 2007 TG422, 2007 DA61, 2009 MS9, 2010 GB174, 2010 NV1, 2010 BK118, 2012 DR30, 2013 BL76, 2013 AZ60, 2013 RF98, 2015 ER61, 2014 FE72.
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    Confini


    La maggior parte del nostro sistema solare è ancora sconosciuto ed inesplorato.
    La sfera gravitazionale del Sole si ritiene che domini le forze gravitazionali delle stelle che lo circondano fino a circa due anni luce (125.000 UA).

    Il confine esterno della nube di Oort, invece, pensiamo che non si possa estendere per più di 50.000 UA.
    Nonostante le scoperte di nuovi oggetti, come Sedna, 2012 VP113, ecc. Pensiamo che la regione tra la fascia di Kuiper e la nube di Oort, una zona di decine di migliaia di UA di raggio, non è ancora stata mappata, i corpi scoperti sono quelli prossimi al loro perielio, mentre i corpi in un'orbita fortemente ellittica passano la maggior parte del tempo vicino all'afelio e quindi molto lontani e fuori portata degli attuali strumenti.

    Vi sono, inoltre, in corso ancora studi sulla regione compresa tra Mercurio e il Sole, immersa nel bagliore della stella e non facilmente osservabile.
    Quindi, numerosi corpi celesti possono ancora essere scoperti nelle zone ancora inesplorate del sistema solare, e forse anche di dimensioni notevoli.
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    Corpi interstellari

    'Oumuamua

    Attualmente si conosce con certezza un solo oggetto di origine INTERSTELLARE:

    1I/'Oumuamua, noto anche come 2017 U1, è il primo asteroide interstellare di questa categoria che è stato catalogato.

    Le dimensioni del corpo sono 230m×35m×35m, con un periodo di rotazione di circa 8.10h, si trova su un'orbita iperbolica con un perielio di 0.25534 UA e con un'eccentricità pari a 1.19951. 'Oumuamua possiede una velocità interstellare di 26,33 km/s.

    CURVA DI LUCE:

    La possibile esistenza di asteroidi interstellari come pure di comete interstellari è stata ipotizzata da decine di anni, ma fino alla scoperta di 2017 U1 l'esistenza di questi tipi di oggetti era solo una teoria.
    La sua scoperta ha imposto quindi alla IAU la necessità di stabilire una nuova denominazione nonché di dare un nome all'oggetto.
    In tempi molto rapidi l'oggetto è stato quindi denominato ufficialmente 1I/'Oumuamua, in cui il numero 1 indica che si tratta del primo oggetto di questo tipo catalogato, la I proviene dall'indicazione ''Interstellare''.

    APPROFONDIMENTO:
    http://www.johnstonsarchive.net/astro/oumuamua.html

    Dalla ricostruzione della sua traiettoria si è ipotizzato che provenga dal sistema della stella Vega, da cui è partito circa 600.000 anni fa.

    (ricostruzione artistica)

    (514107) 2015 BZ509
    Tra gli oggetti del sistema solare che si ritiene abbiano un'origine interstellare si ipotizza che oltre ad 'Oumuamua vi sia pure (514107) 2015 BZ509.
    Si tratta di un asteroide in configurazione co-orbitale con Giove con moto retrogrado, ed è stato il primo asteroide ad essere scoperto con queste caratteristiche peculiari.
    Fathi Namouni ed Helena Morais suggeriscono che l'asteroide possa avere avuto origine in un sistema planetario differente dal nostro e che sia stato, solo in seguito catturato da Giove, visto che i risultati delle simulazioni che suggeriscono che l'orbita di 2015 BZ509 possa essere stata stabile per tutta la durata del sistema solare.
    Il corpo, possiede una magnitudine assoluta (H) pari a +16,0, e facendo un ipotesi che possa avere la stessa albedo degli asteroidi troiani di Giove, per il suo diametro ne deriverebbe un risultato di circa 3 chilometri soltanto.
    Orbita intorno al sole in 11,64 anni, con un'eccentricità pari a 0,38 e un'inclinazione rispetto al piano dell'eclittica di 163°.


    Anche la cometa Machholz 1 potrebbe essere un corpo interstellare catturato, perché presenta una composizione chimica atipica rispetto alle altre comete del sistema solare.
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    Opera redatta da Andreotti Roberto, Anche tutte le ''schede poster'', sono originali e prodotte dall'autore.
    I dati sono tratti da vari siti:
    Wikipedia IT e EN, JPL, MPC, NASA, Johnston Archive e vari documenti su Arxiv studi e ricerche varie.
    I numerosi link presenti portano ai siti citati per approfondire i vari argomenti.
    In alcune foto e schede, le didascalie sono state tradotte in Italiano da simili schede in lingua inglese.
    Altre foto ed immagini sono state liberamente tratte dal web.

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