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Aggiornato il 27/07/2020
I SATELLITI DEI
PIANETI GIGANTI
FORMAZIONE ED EVOLUZIONE
Vi presentiamo di seguito alcuni studi scientifici ed alcune simulazioni per comprendere la formazione e l'evoluzione dei satelliti dei pianeti giganti, nella prima parte tratteremo uno studio sulla formazione dei satelliti regolari incentrata particolarmente sulla formazione ed evoluzione dei satelliti medicei, poi di seguito vi presentiamo uno studio sull'evoluzione dei satelliti irregolari dei quattro pianeti giganti.
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I SATELLITI REGOLARI
I satelliti regolari, possiedono orbite prograde, quasi circolari e poco inclinate rispetto al piano equatoriale del pianeta.
Presentazione studi:
Recenti analisi hanno dimostrato che le fasi conclusive della formazione dei pianeti giganti sono accompagnate dallo sviluppo di un flusso di gas su larga scala all'interno della sfera planetaria di Hill. Questa circolazione alimenta un disco circumplanetario che espelle visivamente il materiale gassoso nella nebulosa madre, mantenendo il sistema in uno stato quasi stabile.
Qui, indaghiamo la formazione di satelliti naturali di Giove e Saturno nel quadro di queste ipotesi appena delineate, ma il sistema può essere adattato pure ad Urano, mentre sappiamo che lo scenario che ha portato alla formazione dell'attuale sistema di satelliti di Nettuno è dovuto alla cattura di tritone che si è formato altrove ed ha sconvolto il primordiale sistema .
Iniziamo considerando l'evoluzione a lungo termine del materiale solido e dimostriamo che il disco circumplanetario può agire come una trappola per la polvere globale, dove i grani raggiungono un equilibrio idrodinamico, facilitato da un equilibrio tra aggiornamento radiale e resistenza aerodinamica.
Questo processo porta ad un graduale aumento della metallicità del sistema e alla fine culmina nella frammentazione gravitazionale delle regioni esterne del sottodisco solido in proto-satelliti. Successivamente, la conglomerazione satellitare deriva da collisioni a coppie ma termina quando la migrazione orbitale guidata dal disco rimuove gli oggetti in crescita dalla zona di alimentazione satellitesimale.
Il ciclo di formazione del satellite risultante può ripetersi più volte, fino a quando non viene portato a termine dalla fotoevaporazione della nebulosa madre.
Le simulazioni numeriche dello scenario formativo previsto producono un accordo soddisfacente tra il nostro modello e le proprietà note delle lune gioviane e saturniane.
( I satelliti maggiori di Saturno ).
______________________________________Coradini e Magni:
I risultati dell'accrescimento possono essere riassunti come segue:
- come già accennato l'accrescimento dei pianeti è un processo rapido, una volta che il gas è collassato sul nucleo.
Il nostro modello procede come segue:
- la struttura termica della zona di alimentazione e, in particolare, della regione che circonda il pianeta in crescita, viene calcolata tenendo conto degli scambi adiabatici e radiativi tra le diverse cellule in cui il fluido è diviso, risolvendo le equazioni radiative dipendenti dal tempo.
Per ogni passo temporale la struttura del protopianeta viene calcolata tenendo conto del trasporto radiativo e convettivo, e la luminosità è prodotta dall'energia rilasciata nel gas e dai planetesimi in caduta, sotto l'approssimazione della variazione omologa della struttura.
La luminosità del pianeta aumenta.
La luminosità prima aumenta, e più in là, quando il pianeta si evolve raggiungendo il suo equilibrio strutturale finale, diminuisce di nuovo.
In alcuni dei nostri modelli, le strutture diventano simili a dischi il protoplanetari.
Durante le fasi finali dell'accrescimento il grande disco protosatellitare che circonda i pianeti giganti in evoluzione si restringe gradualmente e un disco esteso emerge dove i satelliti possono formarsi.
In questo disco il satellite può formarsi.
LINK : Formation of Giant Planets and their regular satellites - Coradini & Magni 2007.
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NCCR PlanetS dell'Università di Zurigo:
I ricercatori hanno anche scoperto che i satelliti che vediamo oggi non sono probabilmente le uniche lune che si sono formate intorno al pianeta, ma le uniche sopravvissute.
Quando pensiamo alle lune, la prima cosa che ci viene in mente è la nostra Luna in orbita attorno alla Terra. Tuttavia, gli astronomi pensano che le lune dovrebbero essere molto comuni nell'universo, almeno attorno ai pianeti giganti gassosi, come Giove. In effetti, nel nostro Sistema Solare tutti i pianeti esterni (Giove, Saturno, Urano e Nettuno) hanno un sistema di satelliti e anelli naturali. Tra questi, i più grandi, le cosiddette lune galileiane, stanno orbitando attorno al "Re dei pianeti", Giove.
Nel loro lavoro che è stato in parte svolto nell'ambito del NCCR, sono partiti dall'idea che i satelliti avrebbero dovuto formarsi insieme al giovane Giove in un disco di gas e polvere che circondava il pianeta stesso. Mentre Giove, nascente e in formazione, stava ancora spazzando via il gas dal disco protoplanetario che circondava il nostro giovane Sole, le simulazioni del gruppo mostrano che anche il pianeta stesso era circondato da un piccolo disco di gas e polvere.
Questa idea coincide con il fatto che le orbite dei satelliti galilei sono ben allineate con il piano di rotazione di Giove e che le loro orbite sono molto vicine all'essere perfettamente circolari. Come i pianeti attorno al Sole, anche le lune si formano in un disco attorno ai pianeti giganti. Questo disco, comunemente noto come disco circumplanetario,
A partire da questo scenario, i ricercatori dell'Università di Zurigo hanno sviluppato un modello teorico e simulazioni al computer, riuscendo a mettere insieme ciò che sappiamo oggi sulla struttura del disco circumplanetario, la sua evoluzione, la nascita e l'evoluzione dei satelliti all'interno del disco. In effetti, avendo un modello così completo ma semplice, il gruppo di ricerca guidato da Cilibrasi, Szulágyi e Mayer sono stati in grado di simulare centinaia di migliaia di sistemi simili a Giove con molte condizioni e caratteristiche iniziali diverse (in particolare la quantità di polvere nella disco e la durata del disco stesso).
Analizzando statisticamente i risultati delle simulazioni, sono stati in grado di porre vincoli su molti dei punti chiave della formazione lunare attorno a Giove.
Il gruppo di ricerca ha scoperto che i satelliti che vediamo oggi intorno a Giove non sono probabilmente le uniche lune che si sono formate intorno al pianeta, ma le uniche sopravvissute.
"Il nostro modello ha dimostrato che in effetti diversi sistemi satellitari si sono formati attorno a Giove uno dopo l'altro che poi hanno finito per migrare nel pianeta gigante, lasciando solo un'ultima generazione sopravvissuta" - afferma Cilibrasi.
Tutto ciò accadde in un breve periodo di tempo di circa centomila anni. Questa epoca fu il vero "ultimo minuto" della formazione di Giove. Secondo il loro modello, il momento più probabile per assemblare i satelliti medicei era di soli 20000 anni, ovvero meno dell'1% della vita del disco protoplanetario del Sole che formava tutti i pianeti del Sistema Solare.
Lo studio ha anche fornito una straordinaria, nuova soluzione per un problema di vecchia data. L'involucro gassoso di Giove è molto più ricco di elementi chimici pesanti del nostro Sole, al punto che finora l'astrofisico non ha potuto rispondere da dove provenga questa discrepanza. Le generazioni perdute di satelliti, tuttavia, potrebbero fornire una soluzione naturale a questo problema: inizialmente si formarono dozzine di lune che finirono per essere inghiottite dal pianeta in formazione, questi corpi ricchi di elementi pesanti potrebbero essere i colpevoli della peculiare composizione dell'involucro di Giove.
Le simulazioni hanno mostrato che in media si è formata una massa 15 volte maggiore di lune terrestri la cui breve vita si è conclusa rapidamente compresa da Giove.
Per quanto riguarda la composizione delle lune formate all'interno di questo modello, i risultati hanno rivelato che la maggior parte dei satelliti di ultima generazione erano ricchi di ghiaccio, il che apre una possibilità, che un oceano sotterraneo simile ad Europa potrebbe essere relativamente comune tra le lune di esopianeti simili a Giove.
LINK : M Cilibrasi, J Szulágyi, L Mayer, J Dra̧żkowska, Y Miguel, P Inderbitzi:
“Satellites form fast and late: a population synthesis for the Galilean moons”
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Batygin & Morbidelli:
In questo lavoro, riesaminiamo gli stati dinamici dei dischi circumplanetari durante l'infanzia dei pianeti giganti, e proponiamo un nuovo modello per il conglomerato che ha poi formato i satelliti dei pianeti giganti.
In sintesi, il nostro modello prevede il graduale accumulo di polvere ghiacciata in un disco alimentato verticalmente che circonda un pianeta gigante appena formato.L'accumulo di materiale solido all'interno della nebulosa circumplanetaria è guidato da un equilibrio idrodinamico, che si crea da un equilibrio tra il deflusso viscoso del gas lungo piano intermedio del disco (che spinge la polvere verso l'esterno), e il vento contrario sub-Kepleriano (che indebolisce la polvere della sua energia energetica orbitale).
La cancellazione di questi due effetti consente alle particelle con un'adeguata gamma di dimensioni di rimanere costanti all'interno del sistema. Poiché la massa cumulativa dei solidi all'interno del disco cresce lentamente, la polvere si deposita progressivamente verso il piano medio del disco circumplanetario sotto la propria gravità.
Alla fine, il collasso gravitazionale che ne consegue genera grandi satelliti di dimensioni paragonabili alle piccole lune di Saturno (circa tra 100 e 200 km di diametro).
Le collisioni reciproche tra satelliti facilitano la crescita oligarchica, generando embrioni satellitari. Con una massa critica, determinata da una corrispondenza approssimativa tra i tempi per un ulteriore
accrescimento e il tempo di migrazione orbitale i nuovi satelliti subiscono un decadimento orbitale a lungo raggio, che termina quando i corpi raggiungono la vicinanza della cavità magnetosferica del disco. A causa del continuo smorzamento aerodinamico della dispersione della velocità satellitare,
il processo di conglomerazione satellitare si può ripetere più volte, ma necessariamente si ferma dopo che il fronte di fotoevaporazione all'interno della nebulosa circumstellare raggiunge
l'orbita del pianeta gigante.
Uno schizzo qualitativo del nostro modello è presentato nello schema qua sotto:
Le simulazioni dimostrano che il sottodisco planetsimale generato dal collasso gravitazionale della polvere favorisce l'emergere di embrioni massicci isolati.
Abbiamo condotto 12 esperimenti numerici in totale, che si estendono su un arco di tempo di centomila anni. Qualitativamente, i risultati della simulazione hanno seguito le aspettative della teoria analitica. Cioè, la crescita del satellite tipico da embrioni è terminato principalmente con la loro partenza dal disco di detriti attraverso la migrazione di tipo I.
la differenza tra il sistemi gioviano e quello saturniano può essere dovuta ad una disparità nel pianeta madre, delle antiche dinamo dei pianeti. Cioè, se magnetosfera di Saturno non era sufficientemente prominente per troncare il disco circumplanetario al di fuori del raggio Roche, qualsiasi
satellite che migrava verso l'interno sarebbero stato poi distrutto, lasciando solo Titano come l'ultimo supertite.
LINK (PDF - EN) : Konstantin Batygin and Alessandro Morbidelli -
- Formation of Giant Planet Satellites.
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I SATELLITI IRREGOLARI
Introduzione:
In astronomia un satellite irregolare è un satellite naturale la cui orbita attorno al proprio pianeta è lontana, inclinata e spesso retrograda.
Sorprendentemente le simulazioni numeriche provano che alcune delle attuali orbite degli irregolari sono stabili, nonostante robuste perturbazioni in prossimità dell'apoapside.
Il motivo di questa stabilità è che alcuni satelliti irregolari orbitano con una risonanza secolare o con una risonanza di Kozai.
Definizione:
Non esiste una definizione precisa e accettata di satellite irregolare. Informalmente, i satelliti sono considerati irregolari se sono così lontani dal pianeta che la precessione della loro orbita è principalmente controllata dal Sole.
In breve, il semiasse maggiore del satellite è confrontato con la sfera di Hill (rH) del pianeta. I satelliti irregolari hanno semiassi maggiori più grandi di 0,05 rH con apoapsidi che si estendono fino a 0,65 rH. Il raggio della sfera di Hill è riportato nella tabella qui sotto.
| Pianeta | rH (Gm) |
|---|---|
| Giove | 51 |
| Saturno | 69 |
| Urano | 73 |
| Nettuno | 116 |
La sfera di Hill:
La sfera Hill o Roche di un corpo astronomico è la regione in cui domina l'attrazione dei pianeti rispetto al Sole . Il guscio esterno di quella regione costituisce una superficie a velocità zero .
Per essere trattenuto stabilmente da un pianeta , un satellite deve avere un'orbita che si trova all'interno della sfera Hill del pianeta stesso.
In termini più precisi, la sfera di Hill si avvicina alla sfera di influenza gravitazionale di un corpo più piccolo di fronte alle perturbazioni di un corpo più massiccio.
Fu definito dall'astronomo americano George William Hill , basato sul lavoro dell'astronomo francese Édouard Roche .
LINK : https://it.wikipedia.org/wiki/Sfera_di_Hill
Orbite particolari e variabili:
Le orbite delle lune irregolari sono estremamente diverse, ma si possono individuare alcune regole comuni. Le lune retrograde sono di gran lunga il tipo maggiore (83%).
Nessun satellite ha un'inclinazione orbitale superiore a 55° per le prograde, e inferiore a 130° per le retrograde. In aggiunta si possono individuare alcuni raggruppamenti in cui un satellite più grosso condivide la sua posizione orbitale con alcuni satelliti più piccoli (Famiglie).
Data la loro distanza dal pianeta, le orbite dei satelliti più esterni sono molto perturbate dal Sole, quindi i loro elementi orbitali cambiano molto in un breve lasso di tempo. Ad esempio il semiasse maggiore di Pasifae cambia di 1,5 miliardi di chilometri in una sola orbita (circa 2 anni terrestri), nello stesso periodo di tempo la sua inclinazione cambia di circa 10° e l'eccentricità di 0,4 in 24 anni.
Di conseguenza per identificare i satelliti irregolari vengono usati elementi orbitali medi, piuttosto che valori esatti ad una data precisa, in modo simile a quanto avviene per le famiglie di asteroidi.
Corpi catturati:
Si ritiene che i satelliti irregolari dei pianeti giganti siano stati catturati da orbite eliocentriche. L'esatta natura del processo di acquisizione, tuttavia, rimane incerta. Esaminando la possibilità che i satelliti irregolari siano stati catturati dal disco planetario durante l'instabilità del sistema solare iniziale quando si sono verificati incontri tra i pianeti esterni, come già dimostrato che i satelliti irregolari di Saturno, Urano e Nettuno sono stati plausibilmente catturati durante gli incontri planetari. Qui ipotizziamo che gli attuali modelli di instabilità presentano condizioni favorevoli per la cattura di satelliti irregolari anche da parte di Giove, principalmente perché Giove ha subìto una fase di incontri ravvicinati con un gigante di ghiaccio. Quindi la distribuzione orbitale dei corpi catturati durante gli incontri planetari fornisce una buona corrispondenza con la distribuzione osservata di satelliti irregolari intorno a Giove. L'efficienza di cattura per ogni oggetto nel disco transplanetario originale è risultata essere abbastanza grossa da spiegare la popolazione osservata di lune irregolari gioviane. Confermando anche i risultati per i satelliti irregolari di Saturno, Urano e Nettuno.
CATTURA SATELLITARE IRREGOLARE PER REAZIONI DI SCAMBIO:
Lo studio dell'origine dei satelliti irregolari rimane importante nella scienza planetaria perché fornisce vincoli al processo di formazione di pianeti giganti e analizza le proprietà di un disco planetario ormai estinto che esisteva tra 5 e 30 UA all'inizio della storia del sistema solare.
Mentre sono stati sviluppati diversi scenari putativi di cattura di satelliti irregolari attorno a pianeti giganti, varie incertezze e la mancanza di un modello accurato della storia evolutiva del sistema solare di solito impediscono una valutazione della loro probabilità complessiva. Ipotizziamo uno scenario di interazione a tre corpi in cui i satelliti irregolari si formano dalla dissociazione di un binario planetesimale nel campo di gravità di un pianeta. Nell'ambito del modello di Nizza, determiniamo quanti satelliti irregolari dovrebbero essere formati attorno a ciascuno dei pianeti giganti. Prestiamo particolare attenzione alla possibile cattura di Tritone tramite questo meccanismo. Scopriamo che Tritone avrebbe potuto essere catturato tramite una dissociazione binaria molto presto dopo la formazione di Nettuno, quando il disco planetesimale era ancora dinamicamente freddo. Molto probabilmente Tritone fu catturato da una dissociazione di un sistema binario in cui il componente più massiccio era ~ 2-5 volte più pesante di Tritone. I nostri risultati suggeriscono che Nettuno, la formazione del binario di Tritone e la cattura di Tritone attorno a Nettuno avvennero tutti entro i primi 5-10 Miliardi di anni della formazione del sistema solare quando il disco di gas era ancora presente. Ciò escluderebbe la formazione tardiva dei giganti del ghiaccio. I nostri risultati, invece, indicano anche che la dissociazione binaria è un processo altamente improbabile per l'origine di piccoli satelliti irregolari per due motivi.
Primo, la distribuzione orbitale dei corpi catturati è incompatibile con quella dei satelliti irregolari osservati.
In secondo luogo, l'efficienza delle catture è troppo bassa per spiegare le numerose popolazioni di piccoli satelliti irregolari.
LINK: https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-6256/136/4/1463
Evoluzione orbitale e collisionale dei satelliti irregolari:
Le lune irregolari dei pianeti gioviani sono una parte sconcertante dell'inventario del sistema solare. A differenza dei normali satelliti, le lune irregolari ruotano attorno ai pianeti a grandi distanze in orbite inclinate ed eccentriche. La loro origine, che è intimamente legata all'origine dei pianeti stessi, deve ancora essere spiegata. Qui riportiamo un estratto di uno studio sull'evoluzione orbitale e collisionale dei satelliti irregolari dai tempi successivi alla loro formazione fino all'epoca attuale. Lo scopo di questo studio è stato quello di scoprire le varie caratteristiche delle lune irregolari osservate che possono essere attribuite a questa evoluzione.
Abbiamo sviluppato un modello analitico delle orbite satellitari distanti e lo abbiamo usato per spiegare i risultati dei nostri esperimenti numerici. In particolare, abbiamo studiato analiticamente l'effetto della risonanza di Kozai. Abbiamo integrato numericamente le orbite delle 50 lune irregolari (conosciute entro il 16 agosto 2002) per 108 anni Tutte le orbite erano stabili su questo intervallo di tempo e non mostravano variazioni macroscopiche che avrebbero indicato instabilità operanti su periodi di tempo più lunghi.
Le orbite medie calcolate da questo esperimento sono state quindi utilizzate per sondare l'evoluzione collisionale dei sistemi satellitari irregolari.
Abbiamo scoperto che :
(1) le grandi lune irregolari devono aver eliminato collettivamente molte piccole lune irregolari, modellando così la loro popolazione alle strutture attualmente osservate;
(2) alcune famiglie dinamiche di satelliti avrebbero potuto essere formate da collisioni catastrofiche tra le lune irregolari;
(3) la superficie di Febe deve essere stata pesantemente craterizzata dagli impatti di una popolazione estinta di satellit irregolari di Saturno, molto più grande di quella attuale.
Suggeriamo quindi che le immagini della Cassini fatte a Febe nel 2004 possano essere utilizzate per determinare la popolazione primordiale di piccole lune irregolari di Saturno. In tal caso, comprenderemo anche meglio l'efficienza complessiva del processo di formazione dei satelliti irregolari e le condizioni fisiche esistenti durante la formazione planetaria. Abbiamo scoperto due famiglie dinamiche di orbite strettamente raggruppate all'interno del gruppo retrogrado gioviano. Riteniamo che questi due gruppi possano essere i resti di due corpi distrutti collettivamente. Abbiamo scoperto che l'intero gruppo retrogrado gioviano e i gruppi di inclinazione saturniana non sono stati prodotti da singole rotture, perché le velocità di espulsione derivate dalle strutture orbitali di questi gruppi superano notevolmente i valori calcolati dai moderni modelli numerici delle rotture collisionali. Presi insieme, le prove presentate qui suggeriscono che molte proprietà delle lune irregolari precedentemente assegnate al loro processo di formazione potrebbero essere state causate dalla loro successiva evoluzione dinamica e collisionale. Infine, abbiamo scoperto che diverse lune irregolari, vale a dire Pasifae, Sinope, S/2001 J10, S/2000 S5, S/2000 S6 e S/2000 S3, hanno orbite caratterizzate da risonanze secolari. Le orbite di alcune di queste lune apparentemente si sono evolute da un lento processo dissipativo in passato e sono state catturate in varie risonanze.
Le popolazioni più collisionalmente evolute nel sistema solare
I satelliti irregolari noti dei pianeti giganti sono oggetti dormienti simili a comete che risiedono su orbite prograde e retrograde stabili in un regno in cui le perturbazioni planetarie sono solo leggermente più grandi di quelle solari.
Le loro distribuzioni di dimensioni e numeri totali sono sorprendentemente paragonabili tra loro, con le popolazioni osservate a Giove, Saturno e Urano.
Recenti lavori di modellazione indicano che potrebbero essere stati catturati dinamicamente durante un violento evento di rimescolamento dei pianeti giganti ~ 3,9 miliardi di anni fa che ha portato alla rimozione di un enorme disco di oggetti simili a comete (cioè il modello Nizza di ben 35 M⊕ ).
Diversi incontri ravvicinati tra i pianeti giganti in questo momento hanno permesso ad alcune comete di essere catturate attraverso reazioni a tre corpi.
Ciò implica che i satelliti irregolari dovrebbero essere strettamente correlati ad altre popolazioni dormienti simili a comete che presumibilmente sono state prodotte contemporaneamente dallo stesso disco di oggetti (ad esempio, asteroidi Troiani, fascia di Kuiper, disco diffuso).
Un problema critico con questa idea, tuttavia, è che la distribuzione delle dimensioni degli asteroidi Troiani e di altre popolazioni correlate non assomiglia affatto ai satelliti irregolari. Usando calcoli numerici per indagare se l'evoluzione collisionale tra i satelliti irregolari negli ultimi ~ 3.9 miliardi di anni, è sufficiente a spiegare questa differenza.
Partendo da distribuzioni di dimensioni simili a un asteroide Troiano e testando una gamma di proprietà fisiche, abbiamo scoperto che le nostre popolazioni di satelliti irregolari si autodistruggono letteralmente su centinaia di milioni di anni e perdono il ~ 99% della loro massa iniziale.
( Il fatto che siano molto diversi l'uno dall'altro potrebbe indicare che il modello di Nizza è sbagliato. In alternativa, date le alte probabilità di collisione dei satelliti irregolari, potrebbe essere che gli oggetti osservati siano i sopravvissuti di un periodo estremamente intenso di evoluzione collisionale che ha avuto luogo vicino a ogni pianeta gigante. Questo scenario non è meno interessante del precedente perché implicherebbe che le popolazioni di satelliti irregolari fossero inizialmente molto più grandi di quanto vediamo oggi. Quindi, comprendendo la loro evoluzione a lungo termine, possiamo raccogliere informazioni sulle proprietà fisiche dei satelliti irregolari e forse anche delle stesse comete ).
I sopravvissuti evolvono verso una distribuzione di dimensioni di massa ridotta simile a quelle osservate, dove rimangono stabili per miliardi di anni.
Questo spiega perché le diverse popolazioni giganti del pianeta si assomigliano tra loro e fornisce ulteriori prove del fatto che il modello di Nizza possa essere praticabile.
Questo studio indica anche che le collisioni producono ~ 0.001 masse lunari di polvere scura per ciascun pianeta gigante, e che le forze non gravitazionali dovrebbero guidarne la maggior parte sui satelliti regolari più esterni.
Sosteniamo che questo scenario spieghi più facilmente l'onnipresente rivestimento di materiale carbonico scuro simile a condrite visto su molti importanti satelliti dei pianeti esterni (ad esempio, Callisto, Titan, Iapetus, Oberon e Titania).
Questo modello fornisce anche indicazioni forti che i satelliti irregolari erano un'importante, forse addirittura dominante, fonte di crateri per molti satelliti dei pianeti esterni.
( Gli oggetti di prograde sono in rosso e gli oggetti retrogradi sono in blu ).
I satelliti irregolari sono, in un certo senso, le nuvole di Oort dei pianeti giganti.
I satelliti irregolari hanno anche oggetti con orbite eccentriche e molto inclinate, molte addirittura retrograde, e firme spettroscopiche simili a comete dormienti. Alcuni sostengono addirittura che le due popolazioni avessero la stessa posizione di origine, vale a dire il disco transplanetario primordiale che si trovava una volta appena oltre le orbite dei pianeti giganti .
I satelliti irregolari, d'altra parte, sono stati catturati in una regione relativamente piccola dello spazio con brevi periodi orbitali. Questo rende le collisioni tra gli oggetti quasi inevitabili; Le probabilità di collisione tra i tipici satelliti irregolari sono in genere di quattro ordini di grandezza superiori a quelli riscontrati tra gli asteroidi della cintura principale, usando il codice descritto in Bottke et al. ( 1994 ).
Anche se i satelliti irregolari hanno probabilità di collisione estremamente elevate, le popolazioni osservate sono piccole, così che attualmente la macinazione collisionale tra di loro è ad un livello relativamente basso.
Facendo un ulteriore passo in avanti, se supponiamo che le popolazioni irregolari di satelliti fossero una volta grandi, entrano in gioco diverse implicazioni intriganti che possono influenzare i normali satelliti giganti del pianeta. Ad esempio, i satelliti irregolari catturati o spostati su orbite instabili possono fornire abbastanza impattori da influenzare o forse anche dominare i record di crateri dei satelliti del pianeta esterno. Come secondo esempio, si consideri che la demolizione collisionale di una grande popolazione satellite irregolare produrrebbe quasi certamente una grande quantità di polvere carbonacea simile a quella delle condriti. Parte di questo materiale andrebbe alla deriva verso il pianeta centrale da forze non gravitazionali, dove presumibilmente potrebbe rivestire le superfici di alcuni satelliti regolari. Noi ipotizziamo che questi detriti oscuri possano fornire un modo naturale per spiegare la componente di superficie non ghiacciata scura che si trova sui satelliti più esterni di Giove, Saturno e Urano , mentre non vale per Nettuno che ha subito un evento ''traumatizzante'' durante la cattura di Tritone. Di conseguenza, la conoscenza dei satelliti irregolari può aiutarci a capire la natura, l'evoluzione e la cronologia degli eventi di superficie sui satelliti regolari.
( Evoluzione collisionale dei satelliti irregolari di Giove ).
( Evoluzione collisionale dei satelliti irregolari di Saturno ).
( Evoluzione collisionale dei satelliti irregolari di Urano ).
Parametri Orbitali:
Collettivamente, i satelliti irregolari hanno un rapporto a/RH valori compresi tra 0,1 e 0,5 circa. Gli oggetti di progradi, tuttavia, hanno un intervallo di valori più piccolo (0,1-0,3) rispetto a quelli retrogradi (0,2-0,5).
Le loro eccentricità e hanno valori compresi tra 0,1 e 0,7, con i satelliti retrogradi aventi generalmente maggiori valori rispetto a quelli progradi.
La loro inclinazione i ha valori simili tra loro, con i progradi e retrogradi che evitano i valotri tra 60 ° < i <130 ° dove la risonanza Kozai è attiva.
Colori e spettri:
Gli irregolari di ogni pianeta mostrano leggere differenze di colore. Gli irregolari di Giove vanno dal grigio al rosso tenue. Gli irregolari di Saturno sono leggermente più rossicci di quelli di Giove. I grandi irregolari di Urano (Sicorace e Calibano) sono rosso chiaro, mentre Prospero e Setebos sono grigi come la luna di Nettuno Alimede.
I satelliti irregolari hanno colori coerenti con gli asteroidi C, P e D di tipo scuro che sono prominenti nell'esterno degli asteroidi Cintura e dominano le popolazioni di asteroidi Hilda e Troiani. Spettroscopicamente, questi oggetti hanno una buona corrispondenza con le comete dormienti osservate.
Alle attuali risoluzioni lo spettro dell'infrarosso-vicino della maggior parte degli irregolari appare privo di caratteristiche interessanti. Finora l'
Famiglie:
Le famiglie di satelliti irregolari sono gruppi di oggetti con parametri propri ( a , e , i ) simili rispetto al pianeta primario. Sono prodotti da eventi di craterizzazione o di impatto catastrofico, quest'ultimo definito come un evento di impatto in cui il 50% della massa viene espulso alla velocità di fuga dal corpo genitore.
( Il gruppo di Ananke - Giove ).
Per Saturno, sono stati identificati due gruppi progradi in orbita attorno che contengono rispettivamente tre e quattro oggetti con D = 10-40 km.
Se reali, questi gruppi costituiscono ~ 80% (sette su nove) dei satelliti progradi noti di Saturno.
Un gruppo retrogrado di quattro oggetti con D = 7-18 km è stato collegato a Febe ( D = 240 km), ma come per la famiglia di Imalia le velocità di dispersione tra Febe e i suoi membri putativi sono maggiori di quelle che si trovano tra le principali famiglie asteroidali.
Le popolazioni di satelliti irregolari attorno a Urano e Nettuno hanno meno di 10 membri, troppo pochi per sondare le famiglie in modo significativo.
Origine collisionale di famiglie di satelliti irregolari:
Una caratteristica distintiva delle lune irregolari dei pianeti giganti è il loro raggruppamento orbitale. In precedenza, i gruppi progradi e retrogradi di lune irregolari intorno a Giove erano ritenuti gruppi di frammenti prodotti dall'interruzione di due grandi lune. Più recentemente, abbiamo dimostrato che il gruppo retrogrado non ha uno, ma probabilmente quattro o più corpi principali. Abbiamo anche scoperto che i frammenti sono stati prodotti da due delle quattro lune madri identificate, producendo due gruppi di lune irregolari con membri di ciascun gruppo con orbite simili. Chiamati famiglie di Ananke e di Carme, questi due gruppi sono composti rispettivamente da sette e nove satelliti conosciuti. L'origine di questi raggruppamenti orbitale è sconosciuta. Gli attuali tassi di collisione tra i satelliti nel gruppo retrogrado sono troppo bassi per spiegarli. Le collisioni con impattatori cometari sono ancora meno probabili. Anche gruppi di satelliti irregolari con inclinazioni simili a Saturno devono ancora essere spiegati. È ipotizzabile che le famiglie di satelliti siano i resti delle prime epoche della formazione del sistema solare quando gli impattatori erano più numerosi. Ipotizziamo che le famiglie satellitari si siano formate attraverso collisioni tra grandi lune madri e planetesimi vaganti, scoprendo che le famiglie di Ananke e di Carme intorno a Giove avrebbero potuto davvero essere prodotte da questo meccanismo, a meno che il disco residuo di planetesimi in orbita eliocentrica non fosse già gravemente impoverito quando si formarono i satelliti irregolari. Al contrario, abbiamo trovato che la formazione del gruppo di Imalia, che sono satelliti gioviani progradi, con lo stesso meccanismo è improbabile a meno che non fosse ancora presente un enorme disco planetario residuo quando ci fu la cattura della luna progenitrice del gruppo Imalia.
Le lune irregolari finora note di Urano e Nettuno sono più grandi di quelle di Giove e Saturno.
È piuttosto probabile che lune più piccole esistano ma, data la grande distanza tra Urano/Nettuno e la Terra, non sono ancora state osservate.
Tenendo presente questa precisazione, possiamo ipotizzare che la distribuzione delle grandezze dei satelliti irregolari è simile per tutti e quattro i pianeti giganti, anche se l'evento che ha portato alla cattura di Tritone può aver inciso sulla popolazione di corpi intorno a Nettuno.
Per l'individuazione dei satelliti irregolari, gli attuali limiti osservativi sono di 1,5 km per Giove, di 3 km per Saturno, di 7 km per Urano e di 16 km per Nettuno.
La più grande luna irregolare conosciuta e finora l'unica esplorata è Febe.
( In foto a lato, Febe un satellite di Saturno ).
Nel 2000 la sonda Cassini ha anche scattato un'immagine da lontano, e a bassa risoluzione, di Imalia.
Periodi di rotazione:
I satelliti regolari sono solitamente in rotazione sincrona (il loro periodo di rotazione è uguale al loro periodo di rivoluzione).
Al contrario nei satelliti irregolari le forze di marea sono trascurabili, vista la loro distanza dal pianeta. Ad esempio nei satelliti irregolari più grandi (Himalia, Febe, Nereide) il periodo di rotazione è di circa 10 h, mentre il loro periodo orbitale è nell'ordine delle centinaia di giorni. Un tale tasso di rotazione è quello tipico degli asteroidi.
( Curva di luce di Imalia - Giove ).
Conclusioni:
Complessivamente, i risultati indicano che le popolazioni di satelliti irregolari immediatamente dopo la cattura probabilmente sarebbero state significativamente più grandi di quelle che osserviamo oggi. Queste popolazioni hanno subito una rapida evoluzione collisionale e quasi fino, letteralmente, ad autodistruggersi.
Il grave esaurimento di massa in queste popolazioni impedisce ai sopravvissuti di subire un alto tasso di eventi catastrofici. Ciò significa che le popolazioni rimanenti cambiano molto lentamente a ~ 3,5 miliardi di anni di evoluzione. Riteniamo che questo spieghi perché i satelliti irregolari progradi e retrogradi siano così simili tra loro. Questi risultati mostrano anche che il tempo di inizio delle simulazioni non influenza i risultati in modo significativo; se il modello Nice fosse partito a 3,5 Ga, 3,9 Ga o 4,5 Ga, i risultati sarebbero stati sostanzialmente gli stessi.
Un'interessante e potenzialmente interessante implicazione dei risultati del nostro modello è che le stesse cascate collisionali che demoliscono i satelliti irregolari di tipo C, D e P dovrebbero anche creare enormi quantità di polvere scura.
Prevediamo che circa il 99% della massa ( ~ 0.001 masse lunari ), delle popolazioni di satelliti irregolari di Giove, Saturno e Urano siano andate perse a causa della polverizzazione su 4 miliardi di anni.
Se partono da orbite satellitari irregolari odierne, queste particelle raggiungeranno infine le orbite di attraversamento con i satelliti regolari più esterni, dove hanno il potenziale per colpirli.
Le probabilità di collisione tra polvere satellite irregolare e satelliti regolari sono state calcolate solo per un numero limitato di esempi, probabilmente perché fino a poco tempo fa erano noti pochi satelliti irregolari.
I casi più importanti della letteratura riguardano le particelle di polvere di Febe che si evolvono verso l'interno per colpire Giapeto ( D = 1470 km - vedi foto a lato ), la luna regolare più esterna di Saturno con un lato oscuro anteriore e un lato posteriore brillante. Burns et al. ( 1996 ) hanno stimato che le particelle di dimensioni D = 20 μm di Febe hanno una probabilità del 70% di colpire Giapeto. Quelli che superano Giapeto hanno una probabilità del 60% di colpire Iperione ( D = 270 km). Il resto tocca a Titano ( D= 5150 km), che protegge le lune interne da una significativa contaminazione da polvere.
Riguardo a Giove, Callisto e Ganimede ( D = 4820 e 5260 km, rispettivamente) sono simili per dimensioni a Titano e sono bersagli molto più grandi di Giapeto, mentre per Urano, Oberon e Titania ( D = 1520 e 1580 km, rispettivamente) sono solo leggermente più grandi di Giapeto.
L'inevitabile conclusione di tutto ciò è che i satelliti regolari più esterni dei giganti gassosi avrebbero dovuto essere ricoperti da grandi quantità di polvere prodotta dalla comminuzione satellitare irregolare. La maggior parte di questo materiale oscuro sarebbe sbarcato entro le prime centinaia di milioni di anni dopo la cattura dei satelliti irregolari. Quindi, se i tempi del modello di Nizza sono collegati con l'età dei bacini lunari che si formano tardi come Serentatis e Imbrium, e che hanno età di circa 3,9 miliardi di anni (Stöffler & Ryder 2001 ), la maggior parte di questa polvere scura è atterrato sui satelliti ~ 3.5 -3.9 miliardi di anni fa.
Riguardo a Giove, Callisto e Ganimede ( D = 4820 e 5260 km, rispettivamente) sono simili per dimensioni a Titano e sono bersagli molto più grandi di Giapeto, mentre per Urano, Oberon e Titania ( D = 1520 e 1580 km, rispettivamente) sono solo leggermente più grandi di Giapeto.
L'inevitabile conclusione di tutto ciò è che i satelliti regolari più esterni dei giganti gassosi avrebbero dovuto essere ricoperti da grandi quantità di polvere prodotta dalla comminuzione satellitare irregolare. La maggior parte di questo materiale oscuro sarebbe sbarcato entro le prime centinaia di milioni di anni dopo la cattura dei satelliti irregolari. Quindi, se i tempi del modello di Nizza sono collegati con l'età dei bacini lunari che si formano tardi come Serentatis e Imbrium, e che hanno età di circa 3,9 miliardi di anni (Stöffler & Ryder 2001 ), la maggior parte di questa polvere scura è atterrato sui satelliti ~ 3.5 -3.9 miliardi di anni fa.
Link:
(EN) : https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-6256/139/3/994
(IT) : https://it.wikipedia.org/wiki/Satellite_irregolare
(EN) : https://arxiv.org/abs/astro-ph/0605041
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By Giovanni Donati.
(IT) : https://it.wikipedia.org/wiki/Satellite_irregolare
(EN) : https://arxiv.org/abs/astro-ph/0605041
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