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BORGO A MOZZANO - Piano di Gioviano, SP2 Lodovica.

LETTORI SINGOLI

SATURNO IL PIANETA DEGLI ANELLI E TUTTE LE SUE LUNE. by Andreotti Roberto.

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Aggiornato il 22/05/2021

SATURNO

                                                                                                                                      
Saturn (planet) large.jpg

Saturno , distinto dal suo sistema di anelli, ha molte analogie con Giove, come la sua composizione atmosferica.

Dati fisici:
Riceve dal Sole, come tutti i suoi satelliti, 14,8 W/m2 di energia.
Saturno è molto meno massiccio di Giove, essendo solo di 95 Mt (masse terrestri), ed 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.
L'asse di rotazione è inclinato di 26,731°, dando al pianeta un ciclo di stagioni più o meno analogo a quello terrestre e marziano, ma molto più lungo.
Il periodo di rotazione di Saturno sul proprio asse varia a seconda della quota; gli strati superiori, nelle regioni equatoriali, impiegano 10,23378 ore a compiere un giro completo, mentre nucleo e mantello ruotano in 10,67597 ore.
Ruota su se stesso in 10h33m38s+1m52s
-1m19s
 . (Valore aggiornato al 21/01/19).

Dati fisici
Diametro equatoriale120 536 km
Diametro polare108 728 km
Schiacciamento0,09796
Superficie4,26 × 1016 
Volume8,27 × 1023 
Massa5,6834 × 1026 kg
Densità media0,687 × 103 kg/m³
Accelerazione di gravità in superficie8,96 m/s²
(0,914 g)
Velocità di fuga35,500 km/s
Periodo di rotazione0,445 giorni
(10h 33min 38s)
Velocità di rotazione
(all'equatore)
9 849 m/s
Inclinazione assiale26,73°
A.R. polo nord40,59°
(2h 42min 21s)
Declinazione83,54°
Temperatura alla
sommità delle nubi
93 K (media)
Temperatura
superficiale
82 K (min)
143 K; -130 °C (media)

Con una massa pari a 95,181 volte e un volume pari a 744 volte quello terrestre Saturno è il secondo pianeta più grande del sistema solare dopo Giove. È classificato come gigante gassoso poiché gli strati esterni sono costituiti prevalentemente da gas e manca di una superficie definita, anche se potrebbe avere un nucleo solido. Saturno appare visibilmente schiacciato ai poli, con i suoi diametri equatoriale e polare (120.536 km e 108.728 km rispettivamente) che differiscono di quasi il 10%. Questa forma è il risultato della sua rapida rotazione e della sua composizione chimica, con la densità più bassa del sistema solare, facile a deformarsi. Anche gli altri pianeti, e i giganti gassosi in particolare, sono deformati in maniera analoga, ma in modo molto meno evidente.
Saturno è anche l'unico pianeta del sistema solare con una densità media inferiore a quella dell'acqua: solo 0,69 kg/dm³. In realtà il valore medio è una combinazione di densità molto basse nell'atmosfera del pianeta e densità più elevate all'interno, sicuramente maggiori di quella dell'acqua. Per questi valori si presuppone che il pianeta abbia un nucleo di rocce e metalli non particolarmente massiccio. Saturno ha una massa 95 volte quella terrestre, e assieme a Giove compone il 92% della massa planetaria totale del sistema solare.

Parametri orbitali:
Saturno orbita attorno al Sole a una distanza media di 1,427 × 10E9 km, percorrendo una rivoluzione completa in 29,458 anni terrestri. La sua orbita è inclinata di 2,488º rispetto all'eclittica e ha una leggera eccentricità di 0,0560. Alla sua distanza la luce del Sole appare circa 100 volte meno intensa della luce sulla Terra.

Parametri orbitali
(all'epoca J2000)
Semiasse maggiore1 433 530 000 km
9,582 UA
Perielio1 352 550 000 km
9,02063224 UA
Afelio1 515 500 000 km
10,05350840 UA
Circonferenza orbitale8 447 660 938 km
59,879 UA
Periodo orbitale29,45 anni
(10.756,1995 giorni)
Periodo sinodico378,09 giorni
Velocità orbitale9,09 km/s (min)
9,68 km/s (media)
10,18 km/s (max)
Inclinazione
sull'eclittica
2,485°
Eccentricità0,0565
Longitudine del
nodo ascendente
113,71504°
Argomento del perielio92,43194°

Gli Anelli:


La caratteristica principale di Saturno sono il suo imponente sistema di anelli, visibile anche con un buon binocolo da Terra.
Sono composti da milioni di piccoli oggetti, della grandezza che varia dal micrometro al metro, orbitanti attorno al pianeta sul suo piano equatoriale, e organizzati in un anello piatto. Poiché, come per la Terra, l'asse di rotazione di Saturno è inclinato rispetto al piano orbitale, anche gli anelli risultano inclinati.

Gli anelli incominciano a un'altezza di circa 6.600 km dalla sommità delle nubi di Saturno e si estendono, quelli principali, fino a 120.000 km, poco meno di un terzo della distanza Terra-Luna.

Il loro spessore è mediamente pari ad appena 10 metri, oltre c'è il tenue anello E che si estende fino a Titano, infine l'anello di Febe visibile solo nell'infrarosso a circa 10 milioni di km, che ha una diversa inclinazione, come l'orbita del satellite invece del piano equatoriale come per gli altri.
Una ricerca della NASA effettuata nel 2018 in collaborazione con l'osservatorio Keck ha confermato le stime effettuate sulle osservazioni delle due sonde Voyager, in base alle quali il sistema di anelli dovrebbe precipitare completamente entro 300 milioni di anni, a causa della gravità e dell'intenso campo magnetico del pianeta. Osservazioni effettuate con la sonda Cassini sulla precipitazione di materiale presso l'equatore del pianeta stimano l'età degli anelli inferiore ai 100 milioni di anni .
Gli anelli sono divisi in sette fasce, separate da divisioni che sono quasi vuote. L'organizzazione in fasce e divisioni risulta da una complessa dinamica ancora non ben compresa, ma nella quale giocano sicuramente un ruolo i cosiddetti satelliti pastori, lune di Saturno che orbitano all'interno o subito fuori dall'anello.


Dall'ultimo sorvolo della sonda CASSINI , è stato pubblicata una ricerca dal team di Matthew S. Tiscareno del Seti Institute, in cui ci sono le proprietà spettrali (cioè la composizione chimica) degli anelli principali attorno al gigante gassoso e la loro struttura (cioè il processo che li ha modellati coinvolgendo le diverse masse che orbitano nel sistema saturniano, dalle lune agli impattatori).

Dalle immagini emergono dettagli senza precedenti, come i colori, la chimica e la temperatura risolti attraverso gli anelli D, C, B, la divisione di Cassini, A ed F , in ordine di distanza da Saturno.
Da queste strutture composte in prevalenza da ghiaccio d’acqua, i ricercatori possono apprendere molto sui processi e sulle dinamiche attraverso i quali il sistema è evoluto, dalla sua formazione a oggi.

Per la raccolta dei dati spettrali, il gruppo ha utilizzato, tra gli altri strumenti, lo spettrometro Vims, che ha potuto osservare gli anelli con risoluzioni spaziali senza precedenti (fino a 20-30 km per pixel) permettendo di investigare le variazioni di composizione insieme alle immagini ottenute dalla camera (con risoluzione di 3 km per pixel).
In generale abbiamo osservato che gli assorbimenti del ghiaccio d’acqua nell’infrarosso e l'andamento spettrale in luce visibile sono strettamente correlati con la profondità ottica:
- le zone più dense degli anelli appaiono più ricche di ghiaccio d’acqua e di contaminanti, e sono generalmente più fredde.


Pur essendo dominati entrambi dal ghiaccio d’acqua, lo spettro degli anelli appare molto più arrossato di quello dei satelliti ghiacciati di Saturno per via della maggiore concentrazione di contaminanti.
Due diverse tipologie di contaminanti sono necessarie per modellare gli spettri osservati da Vims:
- la prima, responsabile dell’arrossamento dello spettro visibile è riconducibile a materiali organici (toline e idrocarburi policiclici aromatici) o nanoparticelle di ferro.
- La seconda invece è un assorbitore neutro compatibile con particelle di carbone amorfo o di silicati.

Con gli strumenti della Cassini è stato possibile, inoltre, esaminare da vicino anche i piccoli satelliti pastore, che orbitano tra di essi, come Dafni, nella divisione di Keeler (Fig A e B), e la struttura fisica degli anelli, scoprendone le diverse trame : grumose, lisce e striate (Fig. C).

Gli scienziati hanno osservato che una serie di strutture a strisce da impatto rilevate sull’anello F presentano la stessa lunghezza e lo stesso orientamento, dimostrando che sono state probabilmente causate da un gruppo compatto di impattori che ha colpito l’anello nello stesso momento. Da ciò si evince che gli anelli esterni possano essere stati modellati da flussi di materiale orbitante attorno a Saturno piuttosto che, per esempio, da detriti cometari che si muovono attorno al Sole, come teorizzato in passato.
Le immagini di Cassini hanno infine permesso di osservare in dettaglio le eliche, le tipiche strutture a forma di ''S'' allungata, di circa 1 km di diametro, che sono gli embrioni di accrescimento di nuove piccole lune in formazione all’interno dell’anello A (Fig. D e E).

Questi nuovi dettagli su come le lune scolpiscono gli anelli in vari modi forniscono una finestra sulla formazione stessa del Sistema solare, e considerando che i dischi protoplanetari si evolvono sotto l’influenza delle masse incorporate al loro interno.

LINK:
Close-range remote sensing of Saturn’s rings during Cassini’s ring grazing orbits and grand finale .

VIDEO ANELLI SATURNO:
( Il video è un ulteriore modo di mostrarvi la struttura degli anelli di Saturno, per vederlo cliccate sul triangolino al centro, è un video di Media INAF caricato su YouTube ).

L'Atmosfera:
La sua atmosfera si compone, come nel caso di Giove, in maggior parte di Idrogeno (96,3%) in primis ed in una frazione minore di Elio (3,25%), con altri gas in forma marginale (0,45%).

(A lato - Immagine della più lunga tempesta elettrica mai osservata su Saturno dalla sonda Cassini della Nasa ottenuta con la telecamera grandangolare a bordo della sonda  il 4 marzo 2008, ad una distanza di circa 1,3 milioni di chilometri dal pianeta. La scala dell’immagine è di 74 chilometri per pixel. Crediti: Nasa / Jpl / Space Science Institute).

Un approccio per migliorare la comprensione delle atmosfere planetarie, di Saturno in particolare. È quello che due ricercatori della University College London e dell’Università dell’Arizona hanno utilizzato per rilevare le tempeste sul gigante gassoso. Lo studio, pubblicato su Nature Astronomy, fornisce i risultati del primo utilizzo dell’algoritmo PlanetNet, basato sull’intelligenza artificiale. Una nuova tecnica che ha permesso di identificare e mappare le componenti e le caratteristiche delle regioni turbolenti dell’atmosfera del gigante gassoso, fornendo informazioni sui processi che di queste tempeste sono il motore.
La mappa ottenuta dai ricercatori mostra chiaramente le vaste regioni atmosferiche del gigante gassoso colpite dalle tempeste e le nubi scure tempestose contenti materiale spazzato via dagli strati inferiori dell’atmosfera dai forti venti verticali presenti sul pianeta. Ma non è tutto. Analisi precedenti del set di dati avevano rilevato nell’atmosfera tracce di ammoniaca, presente in nubi a forma di ‘S’. La mappa prodotta da PlanetNet mostra che, in effetti, questa caratteristica c’è (vedi la figura indicato con la freccia nell’immagine qui sotto). È la parte prominente di una nuvola di ghiaccio d’ammoniaca più grande, risalita attorno alla tempesta scura centrale. Una risalita simile che è stata identificata dall’algoritmo anche attorno a un’altra piccola tempesta, suggerendo che tale caratteristica sia abbastanza comune. La mappa mostra inoltre pronunciate differenze tra il centro della tempesta e le aree circostanti, segno di una visione chiara nell’atmosfera più calda e profonda.

( Distribuzione delle nubi di Saturno mappate da PlanetNet attraverso sei set di dati sovrapposti. Le caratteristiche regioni a forma di ‘S’ (in blu) appaiono in prossimità delle tempeste scure (viola / verde). In rosso/arancione le regioni non perturbate. Crediti: I. P. Waldmann & C. A. Griffith, Nature Astronomy 2019 ).


La ''calda'' atmosfera di Saturno:
Gli strati superiori delle atmosfere dei giganti gassosi – Saturno, Giove, Urano e Nettuno – sono calde, proprio come quelli della Terra. Ma a differenza della Terra, il Sole è troppo lontano da questi pianeti esterni per spiegare le alte temperature che in essi si registrano.
Una nuova analisi dei dati ottenuti dalla sonda spaziale Cassini della Nasa ha trovato una valida spiegazione per ciò che potrebbe mantenere caldi gli strati superiori di Saturno, e forse anche gli strati superiori degli altri giganti gassosi:
 - le aurore ai poli nord e sud del pianeta. 

Le correnti elettriche, innescate dalle interazioni tra i venti solari e le particelle cariche delle lune di Saturno, accendono bellissime aurore e riscaldano l’atmosfera superiore del pianeta.
Dai dati raccolti da Cassini, gli scienziati hanno potuto misurare la densità dell’atmosfera, che ha permesso di dedurne la temperatura. Hanno visto che la densità diminuisce con l’altitudine e la velocità di riduzione dipende dalla temperatura.
Hanno scoperto che le temperature raggiungono il picco vicino alle aurore, indicando che le correnti elettriche aurorali riscaldano l’atmosfera superiore. Infine, misure congiunte di densità e temperatura hanno permesso di valutare le velocità del vento.
Fu proprio durante il Gran Finale che furono raccolti i dati chiave per la nuova mappatura della temperatura dell’atmosfera di Saturno.
Per sei settimane, Cassini prese di mira diverse stelle luminose nelle costellazioni di Orione e del Cane Maggiore, osservandole mentre sorgevano e tramontavano dietro il pianeta gigante e analizzando il modo in cui la loro luce cambiava attraversando l’atmosfera.


Costruendo un quadro completo di come il calore circola nell’atmosfera, gli scienziati sono stati in grado di capire come le correnti elettriche aurorali riscaldano gli strati superiori dell’atmosfera di Saturno e ne guidano i venti.
Il sistema dei venti a livello globale è in grado di distribuire questa energia, che inizialmente si deposita vicino ai poli, verso le regioni equatoriali, riscaldandole a temperature fino a due volte quelle previste dal solo riscaldamento del Sole.

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


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

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

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

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


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

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

(Ingrandimento a falsi colori che evidenzia la forma tridimensionale dei vortici e delle correnti a getto).

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.
Grazie ai nuovi dati i ricercatori hanno stimato inoltre che il nucleo roccioso del pianeta abbia una massa tra 15 e 18 masse terrestri.


Saturno è fatto a strati, come le cipolle: all’esterno ha un’atmosfera gassosa, perlopiù fatta di idrogeno, ma al suo interno, andando verso il nucleo, le crescenti pressioni e temperature crescenti portano questo gas a comportamenti che qui sulla Terra giudicheremmo inusuali. 
Al di sotto dell’atmosfera c’è uno spesso strato di idrogeno molecolare che ne avvolge uno costituito perlopiù di elio. Se si va ancora più a fondo si trova invece il cosiddetto idrogeno metallico, uno stato della materia in cui gli atomi di idrogeno sono così compatti da essere sostanzialmente protoni immersi in un mare di elettroni liberi di muoversi. 
Poi c’è il nucleo interno, roccioso e solido. 
I dettagli della struttura interna di un gigante gassoso restano tuttavia sempre avvolti nel mistero, perché quello che succede nel cuore di questi mostri planetari, sui quali la materia assume forme e strutture che qui sulla Terra non abbiamo mai visto e che difficilmente possiamo riprodurre in laboratorio, è ben celato e complesso.


Vengono in aiuto le simulazioni computazionali, rese sempre più sofisticate e dettagliate dalla crescente potenza di calcolo disponibile: si impongono alcune caratteristiche iniziali al pianeta virtuale e si osserva se, descrivendone l’evoluzione tramite dei modelli fisici, la simulazione è in grado di riprodurre ciò che osserviamo. Se è in grado di farlo, i modelli descrivono bene la realtà, se non lo è sono probabilmente da scartare o modificare.

Una coppia di ricercatrici della Johns Hopkins University, Chi Yan e Sabine Stanley, ha elaborato delle complesse simulazioni dell’interno e del campo magnetico di Saturno, scoprendone dettagli intriganti. Queste simulazioni hanno utilizzato i dati della sonda Cassini, che dal 1997 al 2017 ha osservato senza sosta il signore degli anelli ottenendo, tra i tantissimi dati, anche molte informazioni riguardo al campo magnetico.

È lo strato di idrogeno metallico il fluido responsabile del campo magnetico di Saturno: per un campo magnetico planetario occorre che sia presente un fluido conduttore in rotazione e l’idrogeno metallico, proprio grazie al mare di elettroni liberi, conduce benissimo. Ma il campo di magnetico di Saturno è particolare tra i pianeti del Sistema solare, perché è quasi perfettamente simmetrico attorno all’asse di rotazione e il polo nord geografico e quello magnetico sono sostanzialmente coincidenti. Le ricercatrici hanno indagato quali ingredienti servissero per produrre il campo magnetico di Saturno nella struttura osservata nei dati di Cassini. 
La scoperta più intrigante è la presenza, nello strato di elio che avvolge quello di idrogeno metallico, di una sorta di pioggia di elio liquido che potrebbe influenzare, modificandolo, il campo magnetico saturniano. La temperatura in cima a questo strato, hanno identificato le ricercatrici, è leggermente variabile, più alta all’equatore, più bassa ai poli.

LINK : “Recipe for a Saturn‐Like Dynamo”, di C. Yan e S. Stanley.

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.

APPROFONDIMENTI:
LEGGI QUI : http://www.media.inaf.it/2018/11/30/fasce-di-saturno/ (Italiano)
                       https://www.nature.com/articles/s41467-018-07549-4 (Inglese)
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STORIA delle OSSERVAZIONI 

delle ESPLORAZIONI 
di SATURNO

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

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

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

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


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

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

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

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


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


Oltre che dalla distanza dalla Terra la luminosità di Saturno dipende anche dalla posizione degli anelli: se sono orientati in modo favorevole, come avvenne ad esempio nel 2002, sono maggiormente visibili e contribuiscono ad aumentare sensibilmente la luminosità apparente di Saturno.
Talvolta Saturno, come altri corpi del sistema solare che giacciono nei pressi dell'eclittica, è occultato dalla Luna. Nel caso di Saturno il fenomeno ha luogo con determinati cicli: a un periodo di dodici mesi, durante i quali il pianeta viene occultato dodici volte dalla Luna, segue un periodo di circa cinque anni, durante il quale non si verificano occultazioni. Questo succede perché l'orbita della Luna intorno alla Terra è inclinata rispetto all'orbita della Terra attorno al Sole, e solo quando Saturno si trova in corrispondenza del punto dove l'orbita della Luna attraversa il "piano dell'eclittica" avvengono le occultazioni.
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I satelliti:
Sono noti 62 satelliti di cui 3 ancora incerti, ma ne sono stati osservati molti altri (oltre 90, ma la natura di alcuni è contesa sulla differenza tra grossi frammenti ghiacciati degli anelli e corpi satellitari). 
Due dei quali, Titano e Encelado, mostrano segni di attività geologica, anche se sono in gran parte criovulcani.

Titano è più grande di Mercurio di 270 km circa, ed è l'unico satellite del sistema solare ad avere una atmosfera densa formata da azoto e metano.

I satelliti Lodicei:

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)
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SCHEDA RIASSUNTIVA DEL SISTEMA DI SATURNO:
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I satelliti minori interni:

Dei tanti Satelliti minori interni, la sonda ha effettuato sei passaggi ravvicinati attorno alle piccole lune Pan, Dafni, Atlante, Pandora ed Epimeteo, finora mai osservate con sufficiente dettaglio.

( I satelliti Pan e Dafni nell’anello A, Atlante al limite dell’anello A, Pandora sul bordo dell’anello F ed Epimeteo, che si trova nell’ampio anello E formato da materiale ghiacciato. Il diametro delle lune va dagli 8 chilometri di Dafni ai 116 chilometri di Epimeteo. Gli anelli e le lune non sono in scala in questa immagine. Crediti: Nasa-Jpl / Caltech ).

Le superfici di questi insoliti satelliti sono ricoperte da materiale proveniente dagli stessi anelli del pianeta e dalle particelle ghiacciate che fuoriescono da Encelado.
Alcune di queste lune, come Pan e Dafni, che orbitano nelle zone vuote (le cosiddette divisioni) dell’anello A e Atlante subito al di fuori di esso, mostrano forme peculiari, con un nucleo irregolare centrale e una cintura di accrescimento lungo il piano equatoriale dove le particelle sottratte dai vicini anelli si accumulano preferenzialmente. Il resto delle loro superfici appare relativamente liscio, con pochi e piccoli crateri da impatto mentre estese fratture e scarpate testimoniano gli effetti delle accelerazioni mareali causate dal campo gravitazionale di Saturno su questi corpi irregolari con il conseguente riposizionamento del materiale accumulato nelle cinture equatoriali.

Mentre per Pandora ed Epimeteo, le superfici di queste due lune mostrano numerosi crateri di impatto. In genere tutti questi corpi hanno delle densità molto basse, tra i circa 300 e 500 chilogrammi per metro cubo, che le rende quindi molto porose e poco compatte.
I satelliti più vicini a Saturno si mostrano con un forte colore arrossato, simile al colore degli anelli principali. Gli scienziati non conoscono ancora l’esatta composizione di questo materiale rosso, ma credono che sia probabilmente un mix di materiale organico, composti ferrosi e silicati. Le lune appena fuori dagli anelli principali, d’altra parte, appaiono più blu, simili al colore dei pennacchi ghiacciati di Encelado.

LINK: (EN) Close Cassini Flybys of Saturn’s Ring Moons Pan, Daphnis, Atlas, Pandora, and Epimetheus, di B. J. Buratti et al.
( PDF ) "The orbits of Saturn's small satellites derived from combined historic and Cassini imaging observations"

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Elenco satelliti interni:

                                                                             

S/2009 S1

S/2009 S1 è il nome provvisorio di un piccolo satellite naturale di Saturno. Fu scoperto da Carolyn Porco del Cassini Imaging Science Team, esaminando le immagini della Cassini il 26 luglio del 2009. Il satellite, con un diametro approssimativo di 300 metri, orbita da Saturno a una distanza media di circa 117.000 chilometri nella fascia esterna dell'Anello B.
Non è stata ancora ben definita la distinzione tra satelliti e grandi blocchi ghiacciati degli anelli, quindi la sua natura, se sia un satellite o meno, è molto dibattuta.

( Il possibile satellite è il puntino al centro che proietta una lunga ombra sull'anello ).
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Pan

Orbita:
E' il satellite confermato più vicino a Saturno, avendo la sua orbita un semiasse maggiore di 133.584 km, orbita, quasi circolare, che giace sul piano equatoriale del pianeta, essendo inclinata rispetto ad esso di 0.0010°, e che viene percorsa in 0.575050718 giorni terrestri, e si sospetta abbia una rotazione sincrona.

Scoperta:
La sua scoperta del 1990 è stata fatta analizzando tutte le immagini prese nel 1981 dalla sonda Voyager 2 alla ricerca di un oggetto, di cui era già stata calcolata matematicamente posizione e massa, che potesse spiegare gravitazionalmente la presenza di ondulazioni, profonde anche diversi chilometri, presenti nell'anello A.
L'esistenza di un satellite all'interno della divisione di Encke era stata suggerita per la prima volta da Jeffrey Cuzzi e Jeffrey Scargle nel 1985, osservando la presenza di strutture dall'aspetto ondulatorio nell'anello A del pianeta chiaramente riconducibili alla presenza di un corpo perturbante; la sua orbita e la sua massa sono state calcolate in seguito da Showalter e da altri colleghi astronomi. I dati teorici indicavano un semiasse maggiore pari a (133.603 ± 10) km ed una massa pari a 5 × 10E-12 volte quella di Saturno. Pan presenta effettivamente un semiasse maggiore pari a 133.583 km ed una massa equivalente a 4,7 × 10E−12 volte quella di Saturno.


Nome:
Conosciuto anche come Saturno XVIII.
Gli è stato assegnato il nome del dio greco con le gambe caprine, figlio del dio Ermes e della ninfa Driope, tratto dalla mitologia greca.

Dati fisici:
Pan ha una massa di 2.7x1015kg, co una densità molto bassa di 0.42±0.15 kg/dm³  e ruota su un'orbita pressochè circolare (eccentricità 0.00021) all'interno dell'anello A, di cui è uno dei "pastori", precisamente nella divisione di Encke, che mantiene libera dalle particelle ghiacciate presenti nell'anello.

Ha una forma irregolare, come quella di una noce di dimensioni 35x23x23 km, in quanto presenta, come Atlante, un rigonfiamento che circonda la zona equatoriale, come un panino da qui esca la mortadella.

Il rigonfiamento è causato dall'accumulo del materiale dell'anello A che Pan raccoglie durante la sua orbita nella divisione di Encke. (vedi schema sotto).


( Immagine di Pan tra gli anelli di Saturno ).

( Pan tra gli anelli, nella divisione di Encke ).

( Nella foto si notano anche le scie di polvere dovute alle interazioni gravitazionali di Pan sulle particelle degli anelli ).

( Gli effetti di Pan sugli anelli di Saturno ).
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Dafni

Gli è stato dato il nome di un pastore e poeta della mitologia greca discendente dai Titani, fratello di Pan e famoso per la sua bellezza. Fu scoperto nel maggio 2005 in varie immagini prese dalla sonda Cassini. Sembra avere un diametro medio di 7 km e ruota, quasi sicuramente in maniera sincrona, all'interno dell'anello A nella divisione di Keeler in 0.59408 giorni, ad una distanza da Saturno di 136.505 km; la sua esistenza era già stata ipotizzata, in quanto era l'unica spiegazione alla forma irregolare del bordo esterno della divisione, causata dai disturbi gravitazionali di Dafni che creano delle onde all'interno dell'anello. Al momento si sa solo che dovrebbe avere una massa di 5-50x1015kg, una eccentricità ed una inclinazione orbitale molto vicine a 0 e si è stimato un'albedo di 0.50.
Dafni ha la densità più bassa delle lune interne a circa 274 chilogrammi per metro cubo, circa un quarto della densità dell'acqua congelata, il che significa che è probabilmente estremamente poroso e spugnoso.


Durante le fasi finali della missione Cassini, la navicella spaziale ha volato tra il pianeta e i suoi anelli, fornendo una nuova visione di questo spettacolare sistema.


(In alto) Un mosaico che mostra la luna Dafni nella fessura della divisione di Keeler sul lato illuminato degli anelli, con tre creste d'onda della struttura sollevate da Dafni nel bordo esterno dello spazio.
(Nel mezzo e sotto) Mappatura visiva e infrarossa. Le immagini radiali dello spettrometro attraversano il lato illuminato degli anelli principali, visualizzati come immagini a falsi colori.
I colori rossastri indicano una frazione maggiore di componenti diversi dal ghiaccio d'acqua.
Il dettaglio racchiuso nel pannello centrale indica l'ingrandimento nel riquadro inferiore.

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Atlante

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

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

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

Bordo equatoriale:

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

Analisi infrarosse:
( A - Immagine della luce visibile di Atlante che mostra il nucleo e la cresta equatoriale. 
B - Immagine infrarossa della luna a 2,0 μm. C - Scansione a infrarossi termici di Atlante coerente con una temperatura media di 82 ± 5 K [-191°c] ).


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

( Altante tra gli anelli ).
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Prometeo

Si tratta di un satellite pastore del bordo interno dell'anello F di Saturno e che mantiene "pulito" la zona di separazione tra l'anello F e il precedente, oltre a determinarne la forma; venne scoperto nel 1980 su immagini prese dalla sonda Voyager 1.

Grazie alle immagini prese dalla sonda Cassini si è visto che il campo gravitazionale di Prometeo crea delle perturbazioni all'interno dell'anello F. Infatti a causa delle relative orbite Prometeo entra 15 ore nel materiale diffuso del bordo interno dell'anello F e quando ne esce se ne trascina dietro una parte, creando nel bordo interno dell'anello F una scia di materiale verso il basso, visibile nel disco come una "rientranza" a forma di spina.
Da quanto visto nelle stesse immagini sembra però che tale materiale ritorni poi nell'anello, per cui non ci sarebbe perdita di materia dall'anello F a causa di Prometeo.

Ha una forma allungata, 119x87x61 km, con molte valli e diversi crateri da impatto di circa 20 km di diametro, pur essendo meno craterizzato di Pandora, Epimeteo e Giano.

A causa della sua bassa densità,0.47 g/cm3 per una massa di 1.566x1017, e dell'elevato albedo (0.60) si pensa sia un corpo ghiacciato e poroso che orbita attorno a Saturno in 0.612990038 giorni, ad una distanza di circa 139.380 km, su un'orbita inclinata di 0.008o rispetto al pianeta e con una eccentricità di 0.0022; sembra possedere una rotazione sincrona.

L'orbita di Prometeo è caotica e a causa della risonanza con l'orbita di Pandora vi appaiono delle modifiche apprezzabili ogni 6.2 anni, quando distano solo 1400 km; inoltre Prometeo perturba in maniera significativa l'orbita di Atlante.

( Dettaglio di Prometeo che perturba l'anello ).



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S/2004 S4

È stato visto all'interno dell'anello F il 9 settembre 2004 dalla sonda Cassini-Huygens, a 140.100 km di distanza media da Saturno, mentre si cercava di confermare l'esistenza del satellite S/2004 S3, scoperto in precedenza. Non si è più riuscito ad avvistarlo, per cui alcuni sospettano che si trattasse di un "grumo" di materiale che non si trova più in quel punto, altri invece che si tratti del satellite perduto S/2004 S3 che periodicamente incrocia l'anello F. Sembra avere un periodo orbitale di 0.618 giorni ed un diametro tra 3 km e 5 km.


VIDEO:
https://s3.amazonaws.com/ciclops_ir_2004/361_520_6.mp4
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S/2004 S6

Venne scoperto dalla sonda Cassini-Huygens il 28 ottobre 2004, nelle vicinanze dell'anello F di Saturno (a 141.134 km dal pianeta), ma dopo 4 anni non si sa ancora se sia un corpo con un nucleo solido o se si trattasse di un transitorio ammasso di polveri.
Nel caso sia solido si pensa abbia un diametro inferiore ai 5 km.
Il 15 novembre 2004 la sonda Cassini lo ha cercato per una intera orbita, utilizzando una risoluzione di 4 km, ma non lo ha trovato; è stato però avvistato nuovamente alcuni giorni dopo.
Si pensa che ciò sia stato causato dalle diverse condizioni di luce in cui sono state effettuate le osservazioni.
Essendo stato osservato sia all'interno che all'esterno dell'anello F si pensa che tale oggetto abbia un'orbita quasi circolare (e=0.00020), percorsa in 0.618 giorni, che interseca tale anello e si è arrivati anche alla conclusione che sia la causa della struttura spiraliforme di polveri individuata attorno all'anello stesso.
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Pandora


Scoperta:
Pandora è un satellite naturale di Saturno. Venne scoperto nel 1980 dalle fotografie riprese dalla sonda Voyager 1 e venne chiamato 1980 S 26.

Si trova nel bordo esterno dell'anello F a 141.720 km da Saturno e insieme a Prometeo è responsabile del mantenimento della forma dell'anello e della "pulizia" del bordo esterno dell'anello.

Dati:
Ha una forma irregolare, 103x80x64 km, ruota attorno a Saturno in 0.628504213 giorni su un'orbita praticamente circolare, con un'eccentricità di 0.0042, inclinata rispetto al pianeta di 0.05o. Risulta avere una rotazione sincrona.
L'orbita risulta caotica a causa del moto di risonanza con Prometeo e viene modificata in maniera apprezzabile ogni 6.2 anni, quando il suo periasse si allinea con l'apoasse di Prometeo, trovandosi le due lune ad una distanza di appena 1400 km.

Superficie:
Mostra una superficie maggiormente craterizzata rispetto a Prometeo, infatti sono stati notati almeno 2 grandi crateri di circa 30 km di diametro.
Come per Prometeo a causa della sua elevata albedo di 0.6 e della bassa densità di 0.49 g/cm3, si sospetta che si tratti di un corpo ghiacciato poroso, tuttavia tali valori devono avere ancora una conferma definitiva. Oltre che con Prometeo Pandora è in risonanza 3:2 anche con Mimas.

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Giano ed Epimeteo 
i satelliti co-orbitali

Sono satelliti con un raggio orbitale che differisce mediamente di circa 50 km. A causa della loro diversa velocità di rotazione (quello con l'orbita più interna è più veloce) dovrebbero collidere fra loro, ma la mutua forza gravitazionale fa in modo che, quando si avvicinano, si "scambino" la posizione rispetto a Saturno. Infatti, a causa della mutua attrazione gravitazionale, quando i due satelliti si avvicinano, il satellite più interno aumenta la sua quantità di moto, quindi il raggio della sua orbita, e rallenta, mentre il satellite più esterno perde la stessa quantità di moto, diminuisce il raggio della sua orbita e accelera.


Durante lo scambio delle orbite l'orbita di Giano subisce una variazione del raggio inferiore rispetto a quello di Epimeteo, 20 km contro 80 km, in quanto la sua massa è 4 volte superiore. Tale "danza" gravitazionale dura circa 100 giorni, durante i quali i due satelliti non si sorpassano ne' si avvicinano eccessivamente, la loro distanza minima è di 10.000 km; alla fine, dopo lo scambio di orbite, i satelliti si separano. Lo scambio avviene ogni 4 anni, quando Giano è più interno, il raggio orbitale di Epimeteo calerà di 80 km, mentre quello di Giano aumenterà di 20 km, poi  dopo 4 anni, al contrario, Epimeteo guadagnerà 80 km e l'orbita di Giano calerà di 20 km.


Giano

Venne scoperto nel dicembre 1966, ma occupando circa la stessa orbita di Epimeteo i due corpi vennero considerati uno solo con dei parametri orbitali caotici, solo 12 anni dopo si capì che l'allora corpo noto come Giano era in realtà costituito da due oggetti celesti, di cui Giano era il più grande, diametro medio 179 km e massa 4 volte superiore a quella di Epimeteo.


Il vero Giano fu osservato varie volte, anche dal Pioneer 11 nel 1979, ma la sua esistenza è stata confermata definitivamente dalla sonda Voyager 1 nel marzo 1980.
Giano ruota attorno a Saturno ad una distanza media di 151.472 km in 0,6947 giorni, su un'orbita inclinata rispetto al pianeta di 0,163o, avente una eccentricità di 0,0068.
La sua rotazione è sincrona. Si presenta di forma irregolare, dimensioni 196x192x150 km, con una densità piuttosto bassa, 0.64 kg/dm3, e come Epimeteo a causa dell'alta albedo, 0.50, si pensa sia poroso e ghiacciato.
La sua superficie risulta molto craterizzata e alcuni crateri hanno un diametro superiore ai 30 km; come per Epimeteo la superficie sembra avere parecchi migliaia di anni e ai crateri sono stati dati nomi derivanti dalla leggenda di Castore e Polluce: Castor Crater, Idas Crater, Lynceus Crater e Phibe Crater.


Parametri orbitali
(all'epoca 31 dicembre 2003)
Semiasse maggiore151460 ± 10 km
Periodo orbitale0,694660342 giorni
Inclinazione rispetto
all'equatore di Saturno
0.163 +- 0.004
Eccentricità0.0068
Dati fisici
Dimensioni193x173x137 km
Diametro medio179 km
Massa1.912 +- 0.005 × 1018 kg
Densità media0.64 +- 0.06 g/cm3
Accelerazione di gravità in superficie~0.0137 m/s^2
Periodo di rotazioneRotazione sincrona
Inclinazione assiale0
Albedo~0,50


Epimeteo
Venne "scoperto" nell'ottobre 1978, quandosi capì che il corpo identificato 12 anni prima col nome di Giano in realtà era formato da due oggetti distinti che condividevano orbite simili; tale ipotesi, che spiegava le strane caratteristiche orbitali che presentava Giano, venne confermata nel 1980 dalla sonda Voyager 1.
Nel 1983 al secondo oggetto di tale coppia, S/1980 S3, venne dato il nome di Epimeteo.
Orbita attorno a Saturno in modo sincrono in 0,6943 giorni, ad una distanza media di 151.422 km, con una inclinazione rispetto al pianeta di 0.351o ed una eccentricità di 0.0098.
È di forma irregolare, diametro medio di 113 km, con una densità piuttosto bassa, 0,69 kg/dm3, che insime all'alto albedo di 0.50, ha fatto sospettare che si tratti di un corpo ghiacciato e poroso.
Il 3 dicembre 2007 la sonda Cassini ha sorvolato Epimeteo ed ha rilevato due tipi di terreno: uno scuro con zone piuttosto liscie, e uno brillante, leggermente più giallastro, con terreni fratturati.
La superficie sembra vecchia di parecchi migliaia di anni, infatti mostra valli, piccole e grandi creste, solchi e crateri, molti con un diametro superiore ai 30 km, a cui sono stati dati nomi legati al mito di Castore e Polluce: Hilairea Crater e Pollux Crater. Il polo sud del satellite mostra i resti di un grande cratere da impatto che può essere responsabile dell'aspetto spianato dell'emisfero sud di Epimeteo.

Parametri orbitali
(all'epoca 31 dicembre 2003)
Semiasse maggiore151410 ± 10 km
Periodo orbitale0,694333517 giorni
Inclinazione rispetto
all'equatore di Saturno
0.351 +- 0.004
Eccentricità0.0098
Dati fisici
Dimensioni135x108x105 km
Diametro medio113 km
Massa5.304 +- 0.013 × 1017 kg
Densità media0.69 +- 0.11 g/cm³
Periodo di rotazioneRotazione sincrona
Inclinazione assiale0
Temperatura
superficiale
~78 K (media)
Albedo~0,50

( Collage di immagini delle differenti prospettive di Epimeteo ).
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Egeone

La sua scoperta è stata annunciata il 3 marzo 2009 da Carolyn Porco, del Cassini Imaging Science Team, le immagini fotografiche della sonda che hanno reso possibile l'individuazione del satellite erano state registrate il 15 agosto 2008.
Egeone orbita in 0,80812 giorni, all'interno del segmento luminoso dell'anello G, a 167.500 km da Saturno, e costituisce probabilmente una delle principali fonti dell'anallo, il materiale deviato dall'interazione gravitazionale con il satellite si raccoglie in un arco luminoso prossimo all'estremità interna dell'anello, che quindi si diffonde fino a formare il resto dell'anello.
L'orbita di Egeone presenta una risonanza orbitale in rapporto di 7:6 con quella di Mimas, ed il fenomeno è all'origine di un'oscillazione pressappoco quadriennale di circa 4 km del semiasse maggiore della sua orbita,
Assumendo un'albedo pari a quella di Pallene, si può ritenere che Egeone presenti un diametro medio di circa mezzo chilometro, ma presenta una forma molto allungata.
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Gli Alcionidi:

Sono i tre piccoli satelliti scoperti dopo il 2000 nelle immagini scattate dalla sonda Cassini, si trovano tra Mimas ed Encelado e la maggior parte degli astronomi lo considerano un sottogruppo dei grandi satelliti interni e ipotizza che abbiano avuto origine da un unico corpo.
Tra il 2006 e il 2007 la sonda Cassini ha fotografato attorno ad ognuno di questi satelliti un piccolo anello.

Metone

È stato il primo alcionide scoperto, nel giugno 2004, infatti inizialmente venne designato come S/2004 S1.

Dati fisici:
Sembra avere un diametro di circa 3 km, un periodo orbitale di 1.0096 giorni ( 24h13'49,44'' ) , ed una rotazione di tipo sincrono.

Parametri orbitali:
La sua orbita ha un semiasse maggiore di 194.440 km, ma varia in ampiezza di circa 20 km ogni 450 giorni circa, a causa della risonanza orbitale esistente con Mimas, ed a causa di ciò variano anche l'eccentricità , tra 0.011 e 0.0037, e l'inclinazione, tra 0.003o e 0.020o, dell'orbita anche se con periodi differenti.

Antea

È stata scoperta nel luglio 2007 osservando attentamente le immagini prese alla fine di maggio 2007, successivamente si è scoperto che era stato fotografato anche in precedenza, dal 2004 in poi.
Inizialmente il team di astronomi della Cassini la chiamava Frank o S/2007 S4.

Dati:
Si trova a 197.700 km di distanza da Saturno, con un'orbita che si mantiene sempre tra Metone e Pallene, ed è in risonanza orbitale con Mimas, cosa che porta il semiasse maggiore dell'orbita ad oscillare di ±10 km con un periodo di circa 2 anni.
Sembra avere un diametro di circa 2 km ed essere composta di ghiaccio e rocce, come gli altri alcionidi.
Maggiori informazioni si sono avute nel dicembre 2009, quando la sonda Cassini la sorvolerà ad una distanza di 12.000 km.
( vedi foto a lato ).

Pallene

Terzo alcionide per distanza da Saturno venne scoperto nel giugno 2004 e inizialmente denominato S/2004 S2, successivamente si vide che coincideva con un oggetto fotografato il 23 agosto 1981 dalla sonda Voyager 2.

Dati:
Anche l'orbita di Pallene, che è percorsa in 1.15375 giorni, è in risonanza orbitale, ma in questo caso con Encelado, anche se le variazioni sono di entità nettamente inferiori a quelle degli altri due alcionidi.
Infatti il semiasse maggiore, di 194.440 km, varia periodicamente di 4 km, così come l'eccentricità orbitale varia tra 0.002 e 0.006, mentre l'inclinazione tra 0.178o e 0.184o.
Sembra sferico con un diametro di circa 4 km ed ha una rotazione sincrona.
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I satelliti maggiori di saturno:

Mimas

Orbita
Mimas è la più interna delle lune principali di Saturno: ha un semiasse maggiore di 185.539 km, con un'eccentricità di 0,0196.
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.

Struttura
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.
( 414,8×394,4×381,4 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.
Recenti studi ipotizzano anche la presenza di uno strato liquido all'interno di Mimas, chiedendosi se abbia un solido e oblungo cuore di ghiaccio o se possa avere un liquido oceano di acqua?
Gli esperti hanno analizzato numerose immagini scattate in diversi momenti dall’orbiter di NASA, ESA e ASI per determinare quanto la luna oscilli mentre orbita attorno a Saturno e soprattutto perché. Dai diversi modelli elaborati negli ultimi anni, i scienziati sono arrivati a due possibili soluzioni e le hanno presentate in uno studio.
Il numero di oscillazioni che abbiamo misurato sono il doppio di quante si ipotizzasse.
Mimas si è formata più di quattro miliardi di anni fa e gli scienziati hanno sempre ipotizzato che il suo nucleo congelato si possa essere rilassato prendendo una forma oblunga, simile a quella di un pallone da rugby, il che potrebbe comportare delle oscillazioni. C’è chi invece crede che Mimas custodisca all’interno un oceano, proprio come altre due lune di Saturno (Encelado e Titano) ed Europa, la luna di Giove. Secondo i ricercatori questa possibilità sarebbe sorprendente perché la superficie di Mimas non mostra segni di attività geologica.
L’orbita che Mimas compie attorno al suo pianeta è leggermente allungata, formando un’ellisse. Se ci fosse un osservatore sul pianeta vedrebbe, dicono gli esperti, letteralmente oscillare Mimas. La rotazione e la rivoluzione di questa luna la fanno oscillare dando al fenomeno che si chiama librazione, tipico anche sulla nostra Luna. Ed è proprio su questo fenomeno che si stanno focalizzando i ricercatori per capire cosa stia succedendo all’interno di questa luna.
Se davvero Mimas nasconde un oceano di acqua, questo si troverebbe tra i 24 e i 34 chilometri sotto la superficie. La luna, dal diametro di soli 400 chilometri, è troppo piccola per aver trattenuto calore interno prodotto durante la sua formazione tanto da poter mantenere allo stato liquido l’acqua. Gli esperti, quindi, pensano a un’altra fonte di energia in grado di farlo: l’orbita di Mimas potrebbe essere stata ancora più allungata in passato e questo avrebbe prodotto abbastanza energia per sciogliere il ghiaccio e creare un oceano.

Temperature:
L'immagine in alto a destra (SOTTO) , mostra il modello completamente diverso che Cassini ha effettivamente visto. Al posto delle temperature che variano uniformemente, questo lato di Mimas è diviso in una parte calda (a sinistra) e una parte fredda (a destra) con un tagliente a forma di v tra di loro. La parte calda ha temperature tipiche vicino 92 Kelvin, mentre le temperature tipiche sulla parte fredda sono circa 77 Kelvin. La parte fredda è probabilmente più fredda perché i materiali di superficie hanno una maggiore conducibilità termica, quindi l'energia del sole si insinua nella zona sub-superficiale invece di riscaldare la superficie stessa. Ma perché la conducibilità dovrebbe variare così drammaticamente attraverso la superficie di Mimas è un mistero.
Il lato freddo comprende il gigantesco cratere Herschel, che è di pochi gradi più caldo rispetto ai suoi dintorni. Non è ancora noto se il cratere Herschel è responsabile, in qualche modo, di causare la regione di temperature fredde che lo circonda.

( Nel grafico sopra si confrontano le temperature che ci si attendeva dai modelli, con quelle realmente osservate, e la differenza ha creato non poco scompiglio tra gli studiosi ).


Risonanze:
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.

Per quanto riguarda la divisione di Cassini, un gruppo di ricercatori del Centre national de la recherche scientifique (Cnrs), dell’Osservatorio di Parigi (Psl)  e della Università di Franche-Comté (Ufc) ha dimostrato come a crearla sia stata Mimas.


Gli anelli del gigante gassoso Saturno sono costituiti da particelle di ghiaccio la cui velocità orbitale aumenta mano a mano che ci si avvicina al pianeta. Nella divisione di Cassini – una banda di spazio attorno al pianeta tra i due suoi anelli più visibili – la densità di queste particelle è considerevolmente inferiore. Nello studio, il team di ricercatori ha ora dimostrato che ad essere responsabile di questo quasi vuoto spaziale è la sua luna Mimas. Questa, avvicinandosi a Saturno nel recente passato, avrebbe creato la divisione portandola alla larghezza attuale di 4550 Km attraverso il fenomeno conosciuto come risonanza orbitale, alla base dell’espulsione delle particelle di ghiaccio da quella zona per destabilizzazione delle loro orbite. Mimas, dunque, avrebbe funzionato come una sorta di spazzaneve spaziale a distanza.

In particolare, effettuando delle simulazioni numeriche, i ricercatori hanno calcolato che Mimas dev’essere migrata verso l’interno di 9 mila Km nell’arco di pochi milioni di anni per creare la striscia di cui parlavamo, quella che attualmente separa gli anelli A e B. Un legame tra la formazione della divisione e Mimas che i ricercatori sospettavano, poiché vi è una regione sul bordo interno di quest’ultima dove le particelle orbitano attorno a Saturno esattamente due volte più velocemente di Mimas, sono cioè in risonanza orbitale 2:1 con la luna.

Per spiegare una migrazione della luna verso il pianeta, i ricercatori hanno ipotizzato due possibili scenari :
- Il primo è che la luna abbia potuto perdere energia, scaldandosi. Questo avrebbe causato, però, lo scioglimento del ghiaccio interno alla luna e l’indebolimento della crosta esterna. Tuttavia, lo stato di Mimas non ha suggerito loro questa ipotesi.
- Il secondo, quello più plausibile, ma che resta da confermare, è che la perdita di calore – comunque necessaria affinché il corpo si avvicini al pianeta – possa essere stata ripartita tra Mimas ed Encelado – un’altra luna di Saturno – attraverso la risonanza orbitale. Una ripartizione che potrebbe essere alla base della creazione degli oceani interni osservati dalla sonda Cassini sotto la superficie di entrambi questi corpi celesti.

Oggi, Mimas si sta allontanando da Saturno. Una separazione tra i due corpi che, secondo i calcoli dei ricercatori, comporterà il restringimento della divisione da qui ai prossimi 40 milioni di anni per effetto esattamente opposto a quello che l’ha creata.

Superficie:
La caratteristica superficiale più distintiva è un colossale cratere di impatto di 140 km di diametro, battezzato Herschel in omaggio allo scopritore di Mimas. Herschel si estende per circa un terzo del diametro dell'intero satellite, e le sue pareti sono alte circa 5 km, in alcune parti è profondo fino a 10 km rispetto alla superficie circostante, e la sua vetta centrale si innalza per 6 km sopra la base del cratere.
L'impatto che ha formato questo enorme cratere ha quasi disgregato il satellite, difatti sul lato opposto di Mimas sono visibili alcune fratture causate dalle onde d'urto dell'impatto che hanno attraversato l'interno del corpo.
Il resto della sua superficie è ricca di crateri, sebbene nessuno si avvicini minimamente alla taglia del sopracitato Herschel. La distribuzione dei crateri non è uniforme, difatti la maggior parte delle zone equatoriali e tropicali è costellata di crateri più grandi di 40 km di diametro, mentre nella regione polare meridionale generalmente mancano crateri più grandi di 20 km. Questo suggerisce che qualche processo di natura geologica possa aver rimosso i crateri più significativi da tale regione.


Per creare questa immagine (vedi sopra), le foto in ultravioletti, verdi e infrarossi sono state combinate in una singola, per isolare e mappare le differenze di colore delle varie regioni. Questa "mappa dei colori" è stata poi sovrapposta all'immagine fatta con un filtro trasparente che conserva la luminosità relativa.
Questa sovrapposizione permette di osservare come i colori cambiano attraverso le zone della superficie di Mimas secondo le sue caratteristiche geologiche e soprattutto qui tra le regioni situate all'estrema destra e il resto della superficie. L'origine delle variazioni cromatiche non è ancora compresa, ma potrebbe essere dovuta a sottili differenze nella composizione o nella dimensione delle particelle che coprono la superficie della luna.
Le immagini utilizzate per creare questa vista sono state acquisite dal teleobiettivo della sonda spaziale Cassini il 20 novembre 2006 a una distanza di circa 150.000 chilometri.
La risoluzione è 898 metri per pixel.

Mappa:

LINK:
Un possibile strato liquido?
PT: https://mega-planeta.blogspot.com/2014/10/a-lua-de-saturno-mimas-pode-esconder-um.html
IT: https://unastellaperamica.wordpress.com/2014/10/19/mimas-nasconderebbe-un-cuore-liquido/
Temperature:
EN : http://www.nasa.gov/mission_pages/cassini/multimedia/pia12867.html
Mappa (PDF) : http://planetarynames.wr.usgs.gov/images/mimas_comp.pdf

SCHEDA RIASSUNTIVA DI MIMAS:
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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.

Dati:
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 504,2 km ( 513.2 × 502.8 × 496.6 km ) e con una densità di 1,609 kg/dm3, risulta avere una massa pari a 0,000018 Mt, ne deriva una gravità di 0,113 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.
La risonanza orbitale è in rapporto di 2:1 con quella di Dione, compiendo due orbite per ogni orbita effettuata da Dione. Questa risonanza aiuta a mantenere l'eccentricità orbitale di 0,0047 e fornisce l’energia per l'attività geologica.

Superficie:
Almeno cinque tipi diversi di terreno sono stati identificati su Encelado. Oltre ai crateri, ci sono pianure lisce, estese fessure lineari e catene montuose.
Una parte della sua superficie è relativamente giovane, probabilmente ha meno di 100 milioni di anni. Questo significa che Encelado è attivo con processi di criovulcanismo e forse pure altri processi di rinnovamento superficiale.

(Fratture e crepacci indicano una superficie abbastanza giovane, rinnovata da fenomeni endogeni).

La più dettagliata mappa globale nell’infrarosso della luna di Saturno Encelado, prodotta da un team di astronomi, utilizzando l’eredità scientifica costituita dalla mole di dati sulla luna ottenuti dalla sonda Cassini, rivela tracce di attività geologica anche nell'emisfero settentrionale del satellite naturale.

Le immagini a infrarosso della gelida luna di Saturno Encelado. Le aree rossastre indicano ghiaccio fresco che si è depositato di recente sulla superficie. Crediti: Nasa/ Jpl-Caltech / University of Arizona / Lpg / Cnrs / University of Nantes / Space Science Institute ).

Ne sono una prova le dettagliate immagini che vedete qui sopra: cinque viste a infrarossi a latitudini e longitudini che forniscono nuove informazioni sull’attività geologica del satellite. Si tratta della mappa globale a infrarossi più dettagliata mai prodotta della luna saturniana.


La prima cosa che si nota osservando il polo sud (Immagine qua sopra), e nell’ultima delle cinque immagini, è un segnale infrarosso proprio lì dove si trovano queste “tiger stripes”, letteralmente “graffi di tigre”, i crepacci attraverso i quali si manifesta il fenomeno, scoperto dallo stesso orbiter Cassini, del criovulcanismo: getti simili a geyser che emettono vapore acqueo e particelle di ghiaccio dall’oceano di acqua liquida sotto la crosta ghiacciata della luna. 
La nuova mappa mostra come i segnali infrarossi siano chiaramente correlati con l’attività geologica, indicando nello specifico la presenza di ghiaccio fresco giunto di recente in superficie. 
Fin qui nulla di nuovo.

La sorpresa arriva però guardando la parte opposta, nell’emisfero Nord, a 90 gradi di longitudine ovest (la prima immagine in alto a sinistra del collage sopra): sebbene più deboli, segnali nell’infrarosso compaiono anche lì. 
Secondo i ricercatori, si tratta di aree con attività geologica collegata a una sorgente endogena.  
Ciò significa che, come il polo Sud, anche l’emisfero settentrionale è ricoperto di ghiaccio fresco, frutto di una attività geologica “recente” del satellite. Un’attività geologica che i ricercatori ipotizzano possa essere dovuta sia a getti idrotermali che a movimenti più graduali di ghiaccio d’acqua dall’oceano sottostante verso la superficie attraverso fratture nella crosta.

«L’infrarosso ci mostra che la superficie del polo sud è giovane, il che non è una sorpresa: sapevamo dei getti che espellono materiale ghiacciato in quel punto», dice Gabriel Tobie dell’Università di Nantes, in Francia, coautore della pubblicazione. «Ora, grazie a questi occhi a infrarossi, si può tornare indietro nel tempo e dire che anche una grande regione dell’emisfero settentrionale appare giovane. Una regione che probabilmente era attiva non molto tempo fa, su scala temporale geologica».


Crateri:
Dai dati della Voyager sono stati identificate tre diverse unità geologiche nella topografia dei crateri in base alla densità dei crateri stessi, da ct1 e ct2 che contengono crateri di diametro variabile tra i 10 e 20 km e diversi gradi di degradazione a cp che si riferisce a pianure caratterizzate da pochi crateri, che fa ipotizzare che la superficie ha subito recenti processi rimodellanti.
Molti crateri di Encelado sono stati fortemente deformati attraverso delle fratture e dei rilassamenti viscosi, che provocano la deformazione di strutture geologiche come i crateri che si sono formati sul ghiaccio d'acqua durante periodi geologici a causa degli effetti gravitazionali.
I crateri che subiscono questo effetto tendono ad avere il fondo a forma di cupola o sono costituiti solo dal rialzamento del bordo circolare dalla superficie. ( vedi immagine ).
Quasi tutti i crateri di Encelado ripresi dalla sonda Cassini nella unità geologica ct2 mostrano segni di deformazione tettonica. Queste deformazioni dimostrano che, anche i terreni che presentano molti crateri in regioni più antiche, quasi tutti presentano qualche fase di degradazione.

Spostamento asse:
L’asse di rotazione del satellite di Saturno Encelado si ipotizza che possa essersi riorientato in un lontano passato, presumibilmente a causa di una collisione con un corpo più piccolo, come un asteroide, secondo un recente studio basato sui dati della missione Cassini.
( Nel grafico si riporta l'ipotesi dello spostamento dell'asse, il polo sud originale si è spostato di circa 60° posizionandosi sui ''graffi di tigre'' i crepacci da dove fuoriescono i geyser di vapore ).

Mappa:

( In foto i geyser del polo sud ripresi dalla sonda Cassini ).

Geyser:
I dati forniti dai numerosi strumenti a bordo della sonda Cassini hanno permesso di rilevare nel 2005 fenomeni di criovulcanismo
In questi fenomeni i materiali eruttati sono acqua e altri elementi volatili, invece di magma. 
Dalle immagini riprese tra gennaio e febbraio dalla sonda Cassini venne osservato infatti un pennacchio di particelle ghiacciate dal polo sud del satellite, anche se in un primo momento venne ipotizzata la presenza di un artefatto sull'immagine. 
I dati provenienti dai magnetometri fornirono un indizio che il fenomeno potesse essere reale quando trovarono i segni di un'esile e transitoria atmosfera su Encelado.
Il magnetometro infatti registrò un aumento dell'energia delle onde elettrostatiche degli ioni nei pressi di Encelado. 
Queste onde sono prodotte dall'interazione delle particelle ionizzate con i campi magnetici e la loro frequenza può essere usata per identificare la composizione, che in questo caso era vapore acqueo.

Illustrazione artistica della sezione trasversale della luna di Saturno Encelado che mostra i processi chimici studiati mediante modelli geochimici da Ray et al. In uno di essi, gli ossidanti, prodotti nello strato di ghiaccio superficiale quando le molecole d’acqua vengono scisse dalle radiazioni, possono combinarsi con i riducenti prodotti dall’attività idrotermale nel cuore roccioso e da altre reazioni acqua-roccia, creando una fonte di energia potenzialmente in grado di sostenere la vita nell’oceano sotterraneo della luna. Crediti: Southwest Research Institute ).
Leggi qui:

( Nell'immagine grafica, l'emissione di ioni neutri dai geyser di Encelado modificano le linee del campo magnetico di Saturno ).

Nelle emissioni dal polo sud di Encelado, oltre al vapore acqueo sono state osservate anche molecole organiche e clarati di metano, i clarati si formano da una molecola di metano intrappolata in una gabbia di molecole d'acqua, mentre il metano si forma in modo non biotico dalla reazione tra acqua ed olivine all'interno delle sorgenti idrotermali sul fondo dell'oceano. ( vedi sotto ).


( In grafico - La composizione molecolare delle emissioni di Encelado ).


L'anello E:
L'anello E è il più esterno ed esteso tra gli anelli principali di Saturno ( molto all'esterno esiste anche l'anello di Febe ).
Costituito da materiali microscopici composti da polvere e ghiaccio, si estende dall'orbita di Mimas e Teti, anche se alcune osservazioni suggeriscono che possa estendersi oltre l'orbita di Titano, con una larghezza di 1.000.000 km.
I modelli matematici hanno tuttavia mostrato che un tale anello sarebbe instabile, e avrebbe una vita media compresa tra 10.000 e 1.000.000 di anni. Per questo motivo dovrebbe essere costantemente rifornito di particelle.
Encelado orbita all'interno di questo anello, nel punto dove è più stretto ma possiede maggiore densità, ed è stato ipotizzato che ne sia la fonte principale delle particelle.
Questa ipotesi è stata poi confermata da un sorvolo della sonda Cassini.

Interno:
Le stime della massa effettuate dalle sonde Voyager suggerivano che Encelado fosse costituito quasi interamente di ghiaccio. In base agli effetti gravitazionali sulla sonda Cassini è stata stimata una massa molto superiore rispetto ai dati precedenti, ricavando una densità di circa 1,61 g/cm3. Questo dato è superiore a quello delle altre lune ghiacciate di media dimensione di Saturno, indicando che Encelado possiede una percentuale superiore di silicati e ferro. Ne consegue che l'interno del satellite potrebbe aver generato una maggiore quantità di calore dal decadimento degli elementi radioattivi.


SCHEDA RIASSUNTIVA DI ENCELADO:
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Teti


Dati fisici:
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.

Parametri orbitali:
Teti orbita a 294.619 km da Saturno in 1,887802 giorni, con un'eccentricità di 0,0001 , inclinata di 1,12° rispetto al piano equatoriale di Saturno.

Superficie:
La superficie di Teti è fortemente craterizzata e contiene numerose crepe causate dalle fratture nel ghiaccio.
L'emisfero occidentale di Teti è dominato da un enorme cratere da impatto chiamato Odisseo, il cui diametro di 400 km è circa 2/5 di Teti stessa. Questo cratere è quasi piatto (o, più precisamente, conforme alla forma sferica del satellite), come i crateri su Callisto e senza le alte montagne ad anello o picchi centrali che sono presenti sulla Luna e su Mercurio.
Questa caratteristica è probabilmente causata dal cedimento della debole crosta ghiacciata di Teti poco dopo la sua formazione.

( Nel grafico, l'analisi spettrale di TETI, con le varie righe di assorbimento, tra cui si evidenzia la presenza di ammoniaca [Trailing Hemisphere] - Emisfero di coda ).

La seconda struttura principale del satellite è un'enorme valle chiamata Ithaca Chasma.
( vedi foto a lato ).

La temperatura superficiale è di circa -187 °c.
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.
Il processo di accrescimento probabilmente durò per diverse migliaia di anni prima che la luna si fosse completamente formata. I modelli suggeriscono che gli impatti che accompagnano accrescimento hanno causato il riscaldamento dello strato esterno di Teti, raggiungendo una temperatura massima di circa 155 K a una profondità di circa 29 km. Dopo la fine della formazione a causa della conduzione termica, lo strato sub-superficiale si è raffreddato e l'interno riscaldato.
Il raffreddamento dello strato vicino alla superficie l'ha contratta mentre l'interno si è espanso.
Ciò ha causato forti tensioni prolungate nella crosta di Teti raggiungendo stime di 5,7 MPa, che probabilmente ha portato alla fessurazione.
La superficie di Teti ha una serie di caratteristiche su larga scala che si distinguono per il loro colore e a volte la luminosità. L'emisfero di coda diventa sempre più rosso e scuro .
Tale modello di colore differenziato provoca l'esistenza di una banda bluastra tra gli emisferi seguendo un grande cerchio che attraversa i poli.
Questa colorazione e l'oscuramento della superficie di Teti è tipico per i satelliti saturniani di medie dimensioni. La sua origine può essere correlata a una deposizione di particelle di ghiaccio brillanti dall'anello E sull'emisfero di moto e particelle scure provenienti da satelliti esterni sull'emisfero di coda. L'oscuramento dell'emisfero di coda può anche essere causato dall'impatto del plasma dalla magnetosfera di Saturno, che co-ruota con il pianeta.

( Nel dettaglio gli archi rossi presenti in alcune zone della sua superficie ).

Struttura:
La sua densità di 0,97 g/cm³ indica che è composto quasi interamente di ghiaccio d'acqua

Mappa altimetrica:
La sonda Cassini effettuò vari flyby di Teti, il più vicino dei quali avvenne il 23 settembre 2005 quando si avvicinò alla luna fino a 1503 km. Successivi incontri avvicinati avvennero in seguito, tra cui uno nel 2012 alla distanza di 9100 km. Durante la sua missione Cassini ha mappato la superficie di Teti con una risoluzione di 0,29 km.

( Nella mappa altimetrica possiamo notare la grande depressione creata dal cratere Odisseo, e partendo da esso si vedono dei cerchi concentrici di elevazioni dovute al grosso impatto avvenuto al momento della formazione del cratere che ne ha rimodellato interamente la superficie ).

Scoperta:
Teti (dal greco Τηθύς), anche chiamato Saturno III, è un satellite naturale di Saturno scoperto da Giovanni Domenico Cassini il 21 marzo del 1684.

SCHEDA RIASSUNTIVA DI TETI:

I troiani di Teti:
Teti possiede due satelliti co-orbitali nei punti di lagrange L4 e L5 sono Telesto e Calipso.

Telesto
È il satellite troiano di Teti che lo precede nel suo moto orbitale, trovandosi nel punto L4 della sua orbita, e quindi orbita attorno a Saturno ad una distanza di 294.619 km in 1,887802 giorni, con una eccentricità di 0,000 ed una inclinazione rispetto al pianeta di 1,19o, inoltre è in rotazione sincrona.
Venne scoperto tramite osservazioni da Terra nel 1980, ma solo nel 1983 gli venne assegnato il nome di una delle tremila ninfe figlie di Teti ed Oceano. L'11 ottobre 2005 la sonda Cassini lo ha sorvolato e fotografato, rilevando, oltre alla forma leggermente ovale, 29x22x20 km, una superficie inaspettatamente liscia, priva di piccoli crateri, e con almeno due grossi crateri da impatto.

Calipso
E' il satellite troiano che segue Teti nel suo moto orbitale, essendo posizionato nel punto L5 di quest'ultimo, 60° dietro, ed infatti orbita attorno a Saturno ad una distanza di 294.619 km in 1.887802 giorni, ed ha una rotazione sincrona, con una eccentricità di 0.000 ed una inclinazione rispetto al pianeta di 1.56o.
Venne scoperto nell'aprile 1980 grazie ad ossevazioni effettuate da telescopi terrestri e poi fotografato dalla sonda Voyager 1; mostra una forma irregolare, 30x23x14 km, ed è ricoperto da crateri che si sovrappongono. Sembrerebbe che abbia "emesso" a seguito degli impatti meteorici del materiale in grado di rendere meno evidenti le strutture dei crateri. La sua superficie è estremamente riflettente e la sua altissima albedo geometrica di 1,34 è dovuta alla riflessione della luce proveniente dalle particelle di ghiaccio dell'anello E.
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Dione

Parametri orbitali:
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.

Dati fisici:
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.
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.


Struttura e composizione:
Dione è composto principalmente di ghiaccio d'acqua, infatti nasconde un oceano di acqua ad una profondità di circa 100km . Ma trattandosi di uno dei più densi fra i satelliti naturali di Saturno (a parte Titano) si ritiene comunemente che al suo interno sia presente una quantità considerevole di materiale più denso, come ad esempio silicati, che costituiscono circa un terzo della massa del satellite.



Craterizzazione:
In passato l'emisfero posteriore di Dione è stato oggetto di un pesante bombardamento meteorico, che ha generato numerosi crateri più grandi di 100 km di diametro; al contrario, l'emisfero anteriore presenta crateri nell'ordine dei 30 km di diametro. Il dato contrasta con le previsioni dei planetologi; Eugene Shoemaker e Wolfe avevano avanzato un modello di craterizzazione per un satellite in rotazione sincrona che indicava un maggior tasso di craterizzazione per l'emisfero anteriore. La peculiarità della distribuzione dei crateri su Dione potrebbe suggerire che, durante il periodo di maggior bombardamento, l'oggetto presentasse un diverso emisfero anteriore; trattandosi di un corpo di dimensioni ridotte, qualsiasi impatto in grado di provocare un cratere di 35 chilometri avrebbe potuto causarne una rotazione, e dato l'alto numero di crateri di dimensioni simili Dione potrebbe essere stato soggetto più volte a rotazioni cataclismatiche nel corso delle prime fasi di vita del sistema solare. La struttura dei crateri e l'elevata albedo del lato anteriore suggeriscono che Dione è rimasto nell'orientamente attuale per diversi miliardi di anni.
Prima della Cassini, l'origine delle striature fatte da un sottile materiale brillante che caratterizza la superficie di Dione era ignota, ma la sue immagini, tuttavia, hanno mostrano che le strisce non sono depositi di ghiaccio, ma piuttosto rupi scoscese ricoperte di materiale ghiacciato, create da fratture tettoniche; Dione si è rivelato un corpo lacerato da enormi fratture sull'emisfero posteriore.

( Bacino di impatto polare sud Evander, 350 km di diametro, è di gran lunga il più grande cratere di Dione. Il cratere profondo in alto a sinistra è Sabinus ).


Tra i crateri più grandi, alcuni lasciano dei raggi luminosi attraverso la luna, richiamando l'attenzione sulla loro esistenza e sulla violenza della loro creazione.
Il cratere raggiato visto qui in foto su Dione è chiamato Creusa. I raggi sono materiale più luminoso fatto saltare fuori dall'impatto che ha formato il cratere. Gli scienziati possono utilizzare i modelli di eiezione, per contribuire a determinare l'ordine degli eventi geologici sulla superficie del satellite, esaminando quali caratteristiche si trovano sopra ad altre.
L'immagine è stata scattata con la telecamera ad angolo stretto della sonda Cassini, il 26 novembre 2016 utilizzando un filtro spettrale che ammette preferenzialmente lunghezze d'onda del vicino infrarosso centrato a 727 nanometri.

Linee:
Dione dispone di ' virgae ' lineari che sono fino a centinaia di km di lunghezza, ma meno di 5 km di larghezza. Queste linee corrono parallele all'equatore e sono evidenti solo a latitudini inferiori (a meno di 45 ° Nord o sud); caratteristiche simili sono noti su Rhea. Sono più brillanti di tutto intorno a loro e sembrano sovrapporre altre caratteristiche come creste e crateri, indicando che sono relativamente giovani. È stato proposto che queste linee siano di origine esogena, come risultato della collocazione del materiale sulla superficie da impatti a bassa velocità del materiale proveniente dagli anelli di Saturno, da lune co‐orbitali o da avvicinamenti ravvicinati delle comete.

( Fratture di dimensioni diverse e orientate all'interno del cratere di 60km Amastrus (picco centrale in basso a destra). Le fratture arcuato più grandi che corrono da basso a sinistra in alto a destra sono le Chasmata di Padova, mentre le fratture più piccole più parallele da basso a destra a sinistra superiore possono essere legate alla Aurunca Chasmata ).


Mappa:

SCHEDA RIASSUNTIVA DI DIONE:

I Troiani di Dione:
Dione ha due piccoli satelliti co-orbitali, 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.

Elena
Elena fu scoperto nel marzo 1980 all'osservatorio del Pic du Midi, e inizialmente denominato S/1980 S6, successivamente gli venne assegnato il nome della moglie di Menelao, che secondo la mitologia greca era la figlia di Leda e di Zeus e che causò la guerra di Troia.

E' il satellite troiano che precede Dione nel suo moto orbitale, trovandosi nel punto L4 dell'orbita comune, ad una distanza media da Saturno di 377.400 km.
Di questo satellite, fotografato per la prima volta dalla sonda Voyager 2 il 25 agosto 1981, si sa che è di forma leggermente irregolare, 36x32x30 km e con 0,5 kg/dm3 di densità, che ha un'orbita poco eccentrica di 0,0022, ed inclinata rispetto al Saturno di 0,199o, che la percorre in 2,736915 giorni come Dione, e che mostra una rotazione sincrona.
Il suo Albedo Superficiale è di 0,60.

Polluce
È stato scoperto in immagini prese dalla sonda Cassini il 24 ottobre 2004 e gli è stato assegnato il nome di uno dei figli di Leda e Zeus, gemello di Castore e fratello di Elena di Troia; è il satellite troiano che segue Dione, trovandosi nel punto L5 dell'orbita comune, inclinata rispetto a Saturno di 0.1774o e percorsa in 2.736915 giorni.
A causa dell'eccentricità dell'orbita, di 0.0192, Polluce è soggetto a librazione, infatti a causa il satellite si allontana dal punto lagrangiano L5 fino a 31.4o in direzione opposta a Dione e fino a 26.1o verso Dione stesso, naturalmente a causa di ciò anche il raggio orbitale varia di ±7.660 km rispetto al valore medio di 377.400 km
Si stima abbia un diametro medio di 3.5 km e che abbia una rotazione sincrona, librazione permettendo.
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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.

Dati fisici:
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.
La temperatura su Rea è −174 °C con luce solare diretta e tra −200 °C e −220 °C in ombra.


Parametri orbitali:
Ha un orbita che si trova a 527.108 km da Saturno, che compie in 4,518212 giorni in rotazione sincrona.


Superficie:
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.
L'emisfero anteriore (cioè l'emisfero che per effetto della rotazione sincrona precede costantemente l'altro lungo l'orbita) è pesantemente craterizzato e uniformemente brillante, mentre l'emisfero posteriore presenta una rete di strisce chiare su fondo scuro, e pochi crateri. Queste strisce potrebbero essere materia espulsa da vulcani di ghiaccio quando Rea era ancora liquida sotto la superficie.
Ciò suggerisce un qualche evento di rimodellazione superficiale accaduto durante la sua formazione.


( Credit: NASA/JPL/SSI  - La scala dell'immagine è di 2 chilometri per pixel ).

Le differenze del colore degli emisferi su Rea sono evidenti in questa vista (vedi sopra) a falsi colori dalla sonda Cassini della NASA. Questa immagine mostra il lato della luna che si affaccia sempre sul pianeta.
In questa immagine, la metà sinistra del disco visibile di Rea è quella che va in direzione del moto orbitale intorno a Saturno, mentre il lato destro si affaccia sulla direzione posteriore. Non è insolito che i grandi satelliti saturniani ghiacciati presentino un'albedo emisferica con differenze cromatiche. Queste differenze sono probabilmente legate a cambiamenti sistematici regionali nella composizione superficiale o le dimensioni e la struttura meccanica dei grani che compongono il terreno ghiacciato. Tali variazioni su larga scala possono derivare da numerosi processi, come i detriti meteoritici che colpiscono preferenzialmente un lato di Rea.
Le differenze possono derivare anche dallo  "spazzamento magnetico" , un processo che si verifica quando gli ioni intrappolati nel campo magnetico di Saturno si trascinano e si impiantano nella superficie ghiacciata di Rea. Le sfumature di falsi colori leggermente rossastre nei pressi dei poli di Rea identificano sottili cambiamenti di composizione che potrebbero essere causati da differenze nell'esposizione superficiale ai detriti meteorici che cadono nella luna o all'impianto di ioni. Queste differenze potrebbero variare in base alla latitudine. Essi suggeriscono che almeno alcune delle differenze di colore sono exogeniche, o derivate esternamente.
Questa immagine è stata catturata durante il 2 marzo 2010. Le immagini ultraviolette, verdi e infrarosse sono state combinate in un'unica immagine che isola e mappa le differenze cromatiche regionali. Questa  "mappa a colori" è stata quindi sovrapposta su un'immagine con filtro trasparente che conserva la luminosità relativa in tutto il corpo.
Questa immagine guarda verso il lato rivolto a Saturno di Rea. Il Nord è in alto. Le immagini sono state scattate con la fotocamera grandangolare della Cassini. La vista è stata acquisita ad una distanza di circa 35.000 chilometri da Rea e in un angolo di fase di 3 gradi.

Atmosfera:
Il 26 novembre 2010, la NASA ha reso noto che la sonda Cassini ha individuato attorno a Rea una tenue e debolissima atmosfera composta da ossigeno e anidride carbonica. La presenza di ossigeno allo stato gassoso è stata spiegata come conseguenza dell'influenza del campo magnetico di Saturno sulla superficie ghiacciata di Rea, il ghiaccio reagirebbe e rilascerebbe ossigeno gassoso.
Questa ''atmosfera'' a causa della bassissima velocità di fuga, verrebbe continuamente dispersa nello spazio.

( La linea indica la traiettoria del sorvolo della Cassini ).

Struttura interna:
Prima della missione Cassini-Huygens, si presumeva che Rea avesse un nucleo roccioso. Tuttavia, le misurazioni effettuate durante un flyby ravvicinato dall'Orbiter Cassini nel 2005 gettarono un dubbio. In un documento pubblicato nel 2007 è stato affermato che il coefficiente di inerzia assiale senza dimensione era 0,4. E tale valore indicava che Rea aveva un interno quasi omogeneo (con una certa compressione di ghiaccio al centro), mentre l'esistenza di un nucleo roccioso implicherebbe un momento di inerzia di circa 0,34. Ma nello stesso anno un altro documento affermava che il momento di inerzia era di circa 0,37. Implicando che Rea sia parzialmente o completamente differenziata e sarebbe coerente con le osservazioni della sonda Cassini (vedi schema). Tenendo conto della sua densità totale di 1,236 kg/dm3 , si ipotizza un nucleo roccioso del 25% ed un Mantello di ghiaccio del 75% in volume con una densità di 0,83 kg/dm3


Anello:
La sonda Cassini ha rivelato molte sorprese all’interno del sistema di Saturno, compresa l’eventuale presenza di un anello di detriti che circonda la superfice ricca di antichi crateri della luna Rea, la seconda più grande di Saturno. Fino ad oggi, nessuna prova diretta di questo anello era stata ripresa visivamente. Questa foto mostra una vista prospettica di macchie blu che formano una banda molto ristretta sulla superfice di Rhea larga soltanto 10 chilometri che si trova a cavallo dell’equatore.
Il materiale bluastro si crede che sia ghiaccio fresco depositatosi quando il materiale dell’anello di Rea ha colpito la superficie lungo l’equatore.


( Nello schema si riportano i dati a conferma dell'anello di Rea , confrontati con quelli di Teti ).

SCHEDA RIASSUNTIVA DI REA:
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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.

Dati:
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.
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, e si trova in risonanza orbitale 3/4 con Iperione.
Si tratta inoltre dell'unico satellite del sistema solare in possesso di una densa atmosfera.
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.

Video :

TITANO offerto da MEDIA INAF

Superficie:
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.
La scoperta confermava la teoria che sul satellite di Saturno sia presente un ciclo idrologico basato sul metano analogo a quello terrestre basato sull'acqua. Sono stati infatti trovati indizi consistenti di fenomeni di evaporazione, piogge e canali naturali scavati da fluidi.

APPROFONDIMENTI:
https://it.wikipedia.org/wiki/Titano_(astronomia)#Cassini-Huygens
https://aliveuniverse.today/speciale-missioni/sistema-solare/cassini/2188-dalla-cassini-viste-inedite-di-titano

(A lato foto della superficie dal lander Huygens).

Criovulcani:
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.
Titano potrebbe essere soggetto a fenomeni di criovulcanismo, tuttavia nessuna caratteristica superficiale ripresa dalla sonda Cassini può con assoluta certezza essere interpretata come criovulcano.

( a lato: Sotra Patera , un possibile criovulcano ).

Il rilevamento dell'argon-40 nell'atmosfera di Titano nel 2004 indicava la presenza di pennacchi di una miscela di liquidi composta da acqua e ammoniaca, inoltre l'attività vulcanica di Titano spiegherebbe la presenza continua del metano in superficie, che difficilmente sarebbe duratura se non ci fosse un rifornimento di metano dall'interno del satellite.

Ipotesi 1 criovulcanismo dell'Acqua:
Charles Wood del Planetary Science Institute di Tucson e Jani Radebaugh della Brigham Young University hanno usato i dati della Cassini per nuovi studi, e il risultato è stato qualcosa di inaspettato:
ai poli di Titano sono presenti alcuni segni di possibile attività vulcanica passata o, forse, persino attuale.
I segni sono di natura geomorfologica: il terreno sembra aver subito numerosi collassi, talvolta innestati l’uno nell’altro. Sono evidenti ripidi rilievi, isole e aloni nei laghi di metano che costellano le superfici polari di Titano. Altre depressioni simili, ma meno numerose e più piccole, si riscontrano anche al polo sud.

Questi crateri potrebbero essersi formati a causa di eruzioni esplosive con conseguente collasso, sia sotto forma di caldere che di maar, due tipiche strutture depresse associate al vulcanismo che sovente vengono riempite da laghi. L’aspetto più entusiasmante della scoperta è che alcuni di questi crateri sembrano essere giovani, cosa che indicherebbe un vulcanismo recente, o addirittura attuale, sul satellite di Saturno.

Su Titano, oltre a dune di sabbia, laghi e valli fluviali, risultato dell’azione dell’atmosfera sulla superficie. «C’è anche evidenza di calore interno che si manifesta sulla superficie tramite criovulcani, il risultato della fusione del ghiaccio d’acqua crostale in acqua liquida che erutta dalla superficie» dice Wood. «Queste strutture sono più o meno circolari, hanno bordi elevati, e talvolta si sovrappongono tra di loro. Sono consistenti con la forma di altre strutture vulcaniche sulla Terra e su Marte, formate dai processi di esplosione, escavazione e collasso.»

LINK : Leggi su Journal of Geophysical Research l’articolo
 di Charles A. Wood e Jani Radebaugh.

Confronto tra crateri da collasso su Titano (in alto a sinistra), su Marte (in alto a destra) e sulla Terra (in basso). Crediti: Planetary Science Institute ).

Ipotesi 2 Criovulcanismo dell'Azoto:
I nuovi modelli alternativi per alcuni dei laghi più piccoli (decine km di diametro) capovolgono la teoria della formazione carsica, ma propone che sacche di azoto liquido nella crosta di Titano riscaldata, trasformandosi in gas esplosivo hanno fatto esplodere i crateri, che poi successivamente si sono riempiti di metano liquido.

La nuova teoria spiega perché alcuni dei laghi più piccoli vicino al polo nord di Titano , come il Winnipeg Lacus, appaiono nell'imaging radar con bordi molto ripidi che si elevano sul livello medio, bordi difficili da spiegare con il modello carsico.

Lo studio si intreccia con altri modelli climatici di Titano che mostrano che la luna potrebbe essere più calda oggi, rispetto a com'era nelle precedenti "ere glaciali" di Titano.
Nei periodi più freddi, l'azoto dominava l'atmosfera, piovendo e fluendo attraverso la crosta ghiacciata fino a raccogliersi in pozze sotto la superficie, ha detto lo scienziato e co-autore Jonathan Lunine della Cornell University di Ithaca, New York.

"Questi laghi con bordi scoscesi, bastioni e bordi rialzati sarebbero un segnale di periodi nella storia di Titano quando c'era azoto liquido sulla superficie e nella crosta", ha osservato. Anche il riscaldamento localizzato sarebbe stato sufficiente a trasformare l'azoto liquido in vapore, facendolo espandere rapidamente ed esplodere un cratere.

"Questa è una spiegazione completamente diversa per i bordi ripidi intorno a quei piccoli laghi, che è stato un enorme enigma", ha dichiarato la scienziata del progetto Cassini Linda Spilker del JPL.

LINK : https://phys.org/news/2019-09-titan-lakes-explosion-craters.html 

( Immagini del solito emisfero a varie lunghezze d'onda ).

Cintura di ghiaccio:
La recente analisi della superficie di Titano, che ha utilizzato i dati spettrali della missione Cassini, ha rivelato l’esistenza di una lunga ed estesa cintura di ghiaccio d’acqua esposto lungo le regioni equatoriali e che copre circa il 40% dell’intera circonferenza di Titano.

Il gruppo di ricerca ha analizzato gli oltre 13mila spettri ottenuti dallo strumento Vims a bordo di Cassini – realizzato con un forte contributo italiano – con una nuova tecnica chiamata “analisi del componente principale”.

Il ghiaccio d’acqua è stato probabilmente esposto da processi che prima hanno eroso lo strato di materiale organico e successivamente lo strato più profondo composto di ghiaccio d’acqua, la presenza di questa cintura di ghiaccio d’acqua lunga 6300 chilometri indica che i processi erosivi su Titano operano su scala globale.

( Tre viste del globo di Titano: il corridoio ghiacciato è mappato in blu.
Crediti: Nasa/Jpl-Caltech/Space Science Institute
).

Atmosfera:
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 a quella del punto triplo del metano dove possono coesistere le forme liquida, solida e gassosa di questo idrocarburo (-179°c).
Il Metano solidifica alla pressione di Titano a circa -183°c , e diventa un gas a circa -155°c, quindi come per l'acqua sulla Terra, può esistere in forma liquida stabile alle temperature che si trovano sul satellite di Saturno, anche l'etano solidifica a circa -183°c , e diventa gassoso a circa una decina di gradi sotto lo zero celsius.
Queste condizioni fanno si che si trovino sulla superficie grandi bacini (in foto a lato il ''Ligeia Mare'' ), riempiti da una miscela di idrocarburi composta in larga parte da metano, in una frazione minore di etano e con tracce di altre sostanze simili, la densità di questa miscela è di circa la metà di quella dell'acqua, il metano liquido ha una densità di 0,423 kg/litro , mentre per l'etano è di 0,544 kg/litro.
A causa della gravità più bassa sul satellite, l'atmosfera di Titano si estende maggiormente al di sopra della superficie rispetto all'atmosfera della Terra, arrivando a 600 km di altezza sulla superficie e anche più, considerando che è stata rilevata la presenza di molecole complesse e ioni anche ad un'altezza di 950 km sopra la superficie.
La velocità dei venti su Titano è stata misurata in base alla velocità delle nubi, in realtà poco presenti nell'atmosfera della luna. Tra una decina di nubi monitorate dalla sonda Cassini la velocità massima registrata è stata di 34 m/s (122,4 km/h), coerente coi modelli meteorologici previsti per Titano.

Ionosfera:
La ionosfera di Titano contiene una pletora di idrocarburi e cationi nitrilici e anioni, misurati dallo spettrometro di massa ionico neutro e dallo spettrometro al plasma Cassini (CAPS) a bordo della sonda NASA Cassini
I dati del sensore CAPS Ion Beam Spectrometer (IBS) sono stati esaminati per cinque incontri ravvicinati di Titano nel corso del 2009. 
L'elevata velocità relativa di Cassini rispetto agli ioni freddi nella ionosfera di Titano ha consentito al CAPS-IBS di funzionare come uno spettrometro di massa. 
Le masse di ioni positivi tra 170 e 310 u/q vengono esaminate con gruppi di massa ionica identificati tra 170 e 275 u/q contenenti tra 14 e 21 atomi pesanti (carbonio / azoto / ossigeno). 
Questi gruppi sono i gruppi di ioni positivi più pesanti riportati finora dai dati sugli ioni in situ disponibili su Titano. 
Si è anche riscontrato che i picchi del gruppo ionico sono coerenti con le masse associate ai composti aromatici policiclici (PAC), compreso l'idrocarburo aromatico policiclico (PAH) e gli ioni molecolari aromatici policiclici contenenti azoto. 
Le identificazioni dei picchi del gruppo ionico vengono confrontate con gli IPA neutri proposti in precedenza e si trovano a masse simili, a supporto di un'interpretazione degli IPA. 
E' anche studiata la spaziatura tra i picchi del gruppo ionico, trovando una spaziatura di 12 o 13 u/q che indica l'aggiunta di C o CH. 
Infine, si osserva che la presenza di diversi gruppi ionici varia nei cinque passaggi ravvicinati studiati, probabilmente in relazione alle variazioni diurne nella ionosfera di Titano. 
Questi risultati migliorano la comprensione tra gli ioni a bassa massa e gli ioni negativi ad alta massa, nonché con la formazione di aerosol nell'atmosfera di Titano. 


Nubi:
Nelle  foto, Sopra e Sotto, banchi di nubi nell'atmosfera di Titano )
( Immagine di un vortice di nubi nei pressi del Polo Sud ).

E' stato rilevato propilene nell'atmosfera di Titano, ed era la prima volta che questo idrocarburo veniva trovato in un'atmosfera che non fosse quella terrestre , si tratta di un Alchene largamente usato per produrre materiale plastico, la sua scoperta risolve anche una lacuna risalente al passaggio della sonda Voyager 1, avvenuto nel 1980 , difatti la Voyager aveva rivelato la presenza di vari idrocarburi, prodotti dalla scissione del metano causati dalla radiazione solare, e aveva anche trovato, oltre al metano, pure dell'etano e del propano, tuttavia, non aveva trovato traccia di propilene, molecola peraltro intermedia tra quelle più pesanti, come il propano, e quelle più leggere, come il propino. Successive osservazioni effettuate con il radiotelescopio ALMA hanno consentito di rivelare la presenza nell'atmosfera di cianuro di vinile, un composto chimico organico le cui molecole, in particolari condizioni possono aggregarsi formando microscopiche strutture a bolla.


Struttura:
( Stratificazione della crosta e caratteristiche superficiali)

( Struttura interna ).

( Mappa della geologia superficiale : in BLU i laghi e mari di metano.etano - in ROSSO i pochi crateri - in VIOLA i campi di dune - in GIALLO i terreni collinari e montagnosi - in FUCSIA i terreni fratturati, i labirinti - in CELESTE le pianure ).

Clima:
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.

Su Titano sono state registrate dalla Cassini anche tempeste di polvere, qui a lato una ricostruzione artistica di questo fenomeno meteorologico presente sul satellite di Saturno in special modo nelle zone equatoriali tra i due tropici, Titano che orbita vicino al piano equatoriale di Saturno ha un ciclo stagionale visto che risente dell'inclinazione di Saturno stesso pari a 26,73°.

( in foto le varie riprese che mostrano la presenza di tempeste di polvere ).

( in foto il ciclo delle stagioni, causato dall'inclinazione dell'asse di Saturno ).

Possibilità di vita su Titano:

Di Cesare Guaita
Questa sorprendete ipotesi è emersa a metà Marzo 2021, durante il 52esimo LPSC (Congresso  di Scienze Lunari e Planetarie).

(in foto a lato Cesare Guaita).

La sua bassa densità (1,884 Kg/dm3), indice di una consistente componente acquosa (circa il 50% in massa), fa sì che la sua massa sia poco meno del 2,5% della massa terrestre, con una gravità superficiale, rispetto alla Terra, di circa il 15%. 

La sua estrema lontananza dal Sole (1,2 miliardi di km, come Saturno) gli fa ricevere solo l’1% del calore solare, il che spiega  come mai la capsula Huygens ne misurò al suolo una bassissima temperatura di soli -179,5°c.  
Questi due fatti (massa comunque non indifferente e bassissima temperatura ambiente) sono la causa primaria di una densa atmosfera (l’unica tra tutti i satelliti noti) di N2 (Azoto) + 5% di CH4 (metano), che produce una pressione al suolo di 1.467 mBar. 
L’azione su questa atmosfera delle particelle cariche del campo magnetico di Saturno, fa sì che CH4 + N2 generino composti organici molto complessi detti Toline che sono opachi che rendono l’atmosfera completamente opaca e rossiccia (una specie di FOTOCOPIA della Terra primordiale!) e che cascano di continuo sulla superficie ghiacciata in uno strato che ormai può raggiungere centinaia di metri. 
(Come descritto sopra).

Nelle nebbie opache di Titano sono state individuate molecole come HCN (acido cianidrico, 3 ppm), vari composti organici nitrilici (ossia contenenti gruppi CN, 50 ppm),  NH3 (ammoniaca, 5 ppm), CO2 (10 ppm). Presenti anche (rilevazione Cassini-VIMS a 3,28 micron), soprattutto nell’alta atmosfera, idrocarburi aromatici ad anello semplice (benzene, toluene) e multiplo (PHA, idrocarburi aromatici policiclici) (ApJ, 770, 132, giugno 2013). C’è addirittura la possibile presenza di basi del DNA, secondo una serie di simulazioni in laboratorio su Toline irradiate con elettroni ad alta energia.
(J.Phys. Chem., 113, 11161-11166, Giugno 2009).
L’elevata presenza di acqua  potrebbe giustificare la presenza di un oceano liquido profondo, specie se fosse presente almeno un 10% di NH3, come agente ANTI-congelante. 
Ci sono almeno tre osservazioni in questa direzione:
 - La prima risale al momento in cui (14 Gennaio 2015) la sonda Huygens attraversò 140 km di atmosfera titaniana fino a suolo: una strana oscillazione con frequenza di 36 Hz, dei segnali radio inviati a Terra poteva essere giustificata da riflessioni multiple da parte di uno spesso guscio di acqua liquida a 50-80 km di profondità (Planetary and Space Science, 55, 1978, 2007 ). 
 - La seconda osservazione è legata al controllo radar continuativo (Cassini, Ottobre 2004-Maggio 2007) di 150 dettagli superficiali con risoluzione <0,5 km, che mostrarono un sistematico spostamento di circa 30 km  rispetto alla perfetta sincronicità, ben spiegabile con uno SLITTAMENTO della crosta ghiacciata superficiale sopra uno strato liquido profondo (SCIENCE, 319, 1649, Marzo 2008). 
 - Una terza osservazione riguarda l’entità delle maree esercitate su Titano da Saturno, conseguenti alla pur debole ellitticità dell’ orbita (e=0,029 come già ricordato). 6 sorvoli con la Cassini dal 2006 al 2011 (T11, T22, T33, T45, T68, T74)  hanno mostrato, dalla misura degli spostamenti Doppler dei segnali, maree almeno 10 volte superiori (10 metri contro 1 metro) rispetto a quelle attese su una superficie completamente solida e rigida (SCIENCE, 337, 457, Luglio 2012).


Un’atmosfera così densa  costituisce ovviamente un ostacolo notevole alla caduta sulla superficie di rocce meteoriche: tanto è vero che i crateri da impatto individuati sono solo un centinaio, essendo nettamente scarsi quelli di dimensioni inferiori a 10-20 km (ICARUS, 344, 113664, 2020).  
Ma crateri di almeno 100 km di diametro potrebbero produrre una fatturazione della crosta ghiacciata superficiale con fuoruscita dell’acqua dell’oceano titaniano profondo. 
Questa sorprendente possibilità è stata di recente presentata da un folto gruppo di geologi durante l’accennato 52esimo LPSC tenutasi online  dal 15 al 19 Marzo 2021. 

Il lavoro è stato focalizzato soprattutto su Menrva, il maggiore dei crateri meteorici di Titano con i suoi 425 km di diametro. 

(a lato il cratere Menrva).

Menrva venne prodotto da un asteroide di circa 50 km di diametro, che in pochi secondi (così indicano le simulazioni) sfondò a 7 km/s la crosta ghiacciata, fino a raggiungere 80 km di profondità: immediatamente lo strato di acqua liquida ivi presente, si sollevò e si miscelò alla gran quantità di Toline superficiali, formando un lago di acqua liquida satura di molecole organiche complesse. Una situazione IDEALE perché si innescassero processo esobiologici, dal momento che la bassissima temperatura esterna produsse in tempi brevi una crosta di ghiaccio superficiale, capace di isolare il lago appena formatosi e di mantenerlo a T>0°C, anche per qualche milione di anni.  
Un processo, secondo me, che verrebbe innescato comunque anche dalla istantanea fusione della crosta di ghiaccio superficiale, indipendentemente dal fatto che venga o no raggiunto l’oceano profondo. Certo, Menvra ha un’età stimata di circa 1 miliardo di anni, un tempo  che potrebbe aver  ormai esaurito ogni potenzialità esobiologia. 
Non così per crateri molto più giovani. E’ il caso di Selk (diametro=90km vedi sotto) situato a 5000 km da Menva e formatosi solo 100 milioni di anni fa.


Mappe:
( In questo mosaico, Vims ha catturato le numerose caratteristiche che rendono così speciale questo satellite. La mappe che sono state create combinano i dati della moltitudine di osservazioni fatte con condizioni di luce di volta in volta diverse nel corso della missione, cucite insieme in una sequenza di immagini che ci regala la migliore rappresentazione della superficie di Titano fino ad oggi ).
Leggi tutto : https://www.media.inaf.it/2019/01/15/latmosfera-di-titano-allinfrarosso/

Polo Nord:
( Mappa del Polo Nord, con i laghi ed i mari: Kraken, Ligeia, Punga ).
( Mappa cartografica del Ligeia Mare in dettaglio ).

Polo Sud:
( Mappa del Polo Sud, Con al centro il lago Ontario - Sotto particolare con fiumi ).

Laghi e Mari:

( Mosaico di immagini radar e tracce di misure altimetriche acquisite durante la missione Cassini nella regione polare del nord di Titano.  ).

Titano, ospita laghi idrocarburi liquidi e mari sulla sua superficie. Durante l'ultimo incontro ravvicinato con Titano (22 aprile 2017), la sonda Cassini ha usato il suo radar come ecoscandaglio per sondare la profondità di diversi laghi nel terreno polare nord. Questa era la prima volta che i laghi di Titano, in contrapposizione ai suoi mari, sono stati visti in una configurazione sonora. Qui, mostriamo che questi laghi possono superare i 100 m di profondità e la loro trasparenza alla lunghezza d'onda del radar di 2,17 cm indica che hanno una composizione dominata dal metano. 
Questa composizione differisce significativamente da quella dell'Ontario Lacus, l'unico grande lago nell'emisfero meridionale di Titano, che è più ricco di etano. 
Se i laghi polari del nord ricchi di metano, arroccati a centinaia di metri sopra i principali mari, sono formati da un processo di tipo carsico da 1mm ad 1m ogni rivoluzione di Saturno, sono come serbatoi e i flussi sotterranei possono essere un elemento importante del sistema geochimico di Titano. 
Nel frattempo, in un altro studio all'altra estremità dello spettro, i ricercatori hanno scoperto anche "laghi fantasma": stagni poco profondi che sono evaporati o drenati nel terreno durante la transizione di Titano dall'inverno alla primavera (che dura sette anni terrestri). 

( Batimetria e attenuazione del liquido di Winnipeg Lacus. ).
( Laghi intercettati dall'altimetria radar su T126 flyby. ).
( Rilevamenti ambigui del fondale del lago di Oneida Lacus e del lago C. )
( Confronto tra Ligeia Mare e retro dispersione superficiale del lago durante il flyby T91 (23 maggio 2013) e T126 (22 aprile 2017). )
( forme d'onda di Ligeia Mare e Winnipeg Lacus acquisite a profondità simili. )

I Bastioni di Titano:
Studiate con una nuova tecnica gli alti bastioni che circondano alcuni laghi di Titano. 
La sonda CASSINI, ha raccolto importanti dati dalle regioni polari di Titano. Un gruppo internazionale di ricercatori ha utilizzato queste osservazioni per individuare i cosiddetti bastioni: strutture gigantesche che circondano alcuni laghi sulla luna saturniana e si estendono nell’entroterra per decine di chilometri.
Questi bastioni sono morfologicamente diversi dalle sponde che normalmente si trovano in prossimità dei laghi: esse, infatti, si ergono ripide sopra la superficie del lago, al massimo sono larghe un chilometro e non lo circondano mai completamente. Per comprendere l’origine e i meccanismi della loro formazione, gli studiosi hanno analizzato le immagini fornite dalla sonda Cassini e provenienti da due strumenti: il Vims (Visual Infrared Mapping Spectometer) per i dati spettroscopici della superficie di Titano, e il Sar (Synthetic Aperture Radar) per quelli morfologici.


Per la prima volta i ricercatori hanno sovrapposto le immagini fornite da Vims a quelle elaborate da Sar. In questo modo hanno potuto determinare le caratteristiche fisiche dei bastioni e ricavare nuove ipotesi circa la loro struttura. In totale l’analisi è stata condotta su otto laghi, tre di essi asciutti e cinque riempiti da un liquido che si ritiene essere composto da una mistura di metano liquido ed etano con un contributo di azoto. La superficie dei laghi varia da 30 a 670 chilometri quadrati e i bastioni, la cui larghezza varia da 3 a 30 chilometri, si innalzano per 200-300 metri sul terreno circostante.
I risultati delle analisi spettrali mostrano che l’emissività dei bastioni è relativamente alta per gli standard di Titano ed è molto simile a quella dei fondali dei laghi vuoti e ai labirinti di terreno di origine fluviale. Questo suggerisce che i bastioni condividono con i fondali dei laghi lo stesso meccanismo di formazione, mentre hanno la medesima composizione organica dei labirinti fluviali.
Un’altra caratteristica che rende unici i bastioni è quella di circondare completamente i laghi, una differenza fondamentale con i più comuni bordi ripidi. Mentre i bordi e altre strutture sono stati logorati e si sono rotti nel corso del tempo, i bastioni circondano completamente i loro laghi. Questo ci aiuta a vincolare gli scenari in cui essi si sono formati.
Inoltre, due degli otto laghi con bastioni rialzati mostrano differenze spettrali a tre lunghezze d'onda specifiche, 1,6, 2,0 e 5,0 μm, tra i bastioni e il terreno circostante. Ipotizziamo che ciò potrebbe essere dovuto a qualche componente, o miscela di componenti nei bastioni che è meno assorbente a queste lunghezze d'onda specifiche, o potrebbe essere un effetto di diverse dimensioni del grano.
Pur non conoscendo l’esatto meccanismo di formazione di bastioni e sponde, lo studio suggerisce almeno due diversi scenari. 
- Nella prima ipotesi si ritiene che, dopo la formazione del lago, un meccanismo geofisico posizioni il bastione attorno al perimetro del lago. Successivamente, lo stesso meccanismo innalza un bordo sopra il bastione. Poiché il bordo è più giovane del bastione, il materiale di cui è composto non ha avuto modo di diventare più resistente e quindi viene eroso dagli agenti atmosferici.
- Nel secondo scenario si ipotizza che, dopo la formazione e la crescita del bacino lacustre, il materiale residuo vada a formare dapprima le sponde del lago e poi, attraverso la sedimentazione, anche i bastioni. Ciò significherebbe che i laghi circondati da tali strutture sarebbero tra i più giovani di Titano, perché non ci sarebbe stato il tempo sufficiente affinché i bastioni venissero erosi.


Immagine ottenuta con Sar del lago Viedma Lacus. Le frecce azzurre indicano il perimetro della bastionata che circonda il lago. Nella porzione in alto a sinistra è visibile la ripida sponda, erosa nei punti indicati dalle frecce gialle. Sotto, una rappresentazione in sezione (non in scala) di bastioni, sponde e lago ).

LINK:
https://www.sciencedirect.com/science/article/abs/pii/S001910351830784X?via%3Dihub

Formazione di Laghi e Bastioni:
Utilizzando i dati radar della navicella spaziale Cassini della NASA, la ricerca recentemente pubblicata presenta un nuovo scenario per spiegare perché alcuni laghi pieni di metano sulla luna di Saturno, Titano, sono circondati da bordi ripidi che raggiungono le centinaia di piedi di altezza.
I modelli suggeriscono che le esplosioni di azoto in fase di riscaldamento hanno creato bacini nella crosta del satellite.
I nuovi modelli alternativi per alcuni dei laghi più piccoli (decine di chilometri di diametro) capovolgono questa teoria: propone sacche di azoto liquido nella crosta di Titano riscaldata, trasformandosi in gas esplosivo che fa esplodere i crateri, che poi si riempiono di metano liquido.
La nuova teoria spiega perché alcuni dei laghi più piccoli vicino al polo nord di Titano, come Winnipeg Lacus, appaiono nell'immagini radar con bordi molto ripidi che si elevano sul livello del mare, bordi difficili da spiegare con il modello carsico.

Rappresentazione artistica di un lago nel polo nord della luna di Saturno, Titano, illustra i bordi rialzati e le caratteristiche simili a quelle di una scala come quelle viste dalla navicella spaziale Cassini della NASA attorno al Winnipeg Lacus ).

Negli ultimi mezzo miliardo o miliardi di anni su Titano, il metano nella sua atmosfera ha agito come un gas serra, mantenendo la luna relativamente calda, sebbene ancora fredda per gli standard terrestri. Gli scienziati ritengono che la luna abbia attraversato epoche di raffreddamento e riscaldamento.
Nei periodi più freddi, l'azoto ha dominato l'atmosfera, piovendo e scorrendo attraverso la crosta ghiacciata finendo per raccogliersi in pozzi sotto la superficie.
Questi laghi con bordi scoscesi, bastioni e bordi rialzati sarebbero un segnale di periodi nella storia di Titano quando c'era azoto liquido sulla superficie e nella crosta. Ma anche il riscaldamento localizzato sarebbe bastato a trasformare l'azoto liquido in vapore, facendolo espandere rapidamente ed esplodere poi formando un cratere.

LINK:
https://www.nasa.gov/feature/jpl/new-models-suggest-titan-lakes-are-explosion-craters
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SCHEDA RIASSUNTIVA DELLA SUPERFICIE:

SCHEDA RIASSUNTIVA DELL'ATMOSFERA:
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Giapeto

Dati fisici:
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.

Mappa:
La mappatura di Giapeto è stata ottenuta grazie alle immagini della Cassini, ma non tutto il satellite è stato mappato con la massima risoluzione possibile.
Le due parti della luna si dividono in realtà secondo uno schema simile a quello dei due lembi che compongono una palla da tennis, abbracciandosi l'un l'altra. La parte scura si chiama Cassini Regio, la parte chiara invece è divisa dall'equatore nella Roncevaux Terra (a nord) e nella Saragossa Terra (a sud).


( SOPRA collage di immagini in proiezione cilindrica )
( SOTTO il polo Nord a sinistra ed il polo Sud a destra ).


Parametri orbitali:
Giapeto orbita ad una distanza di 3.560.851 km da Saturno , con un'eccentricità di 0,0293 , in 79,3215 giorni.
La sua orbita risulta molto inclinata rispetto all'equatore di Saturno di ben 15,47° , rispetto a tutti gli altri satelliti interni che invece giacciono su tale piano, questo fatto rende Giapeto l'unico dei grandi satelliti dove è possibile ammirare gli anelli di Saturno, che dagli altri si vedono solo di taglio come una riga che divide in due il pianeta.


Superficie:
La sua superfice presenta molti crateri da impatto, alcuni di essi di grandi dimensioni, segno questo che la crosta è stabile e non presenta processi di rinnovamento.
Ma la maggiore caratteristica superficiale di Giapeto è 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. ( vedi sotto ).


Molti autori hanno scritto delle drammatiche asimmetrie di luminosità trovate tra la faccia principale di Giapeto, che è in gran parte scura, e il suo lato posteriore, che è in gran parte luminoso. Concentrandosi su fonti estrinseche, Soter ( 1974 ) e altri, hanno suggerito varianti del seguente modello: la polvere retrograda di Febe e forse degli altri satelliti irregolari sono la fonte di questa differenza emisferica in bianco e nero, con polvere retrograda scura preferenzialmente spazzata sul lato principale da un Giapeto in rotazione sincrona . 
Questo scenario sarebbe la soluzione al fatto che la polvere scura proveniente da molti satelliti irregolari non-Febe diversi aggirerebbe il problema che il terreno più oscuro di Giapeto non assomiglia a quello di Febe di tipo C.
Questa soluzione, pur elegante dinamicamente, presenta alcuni problemi. Un problema è che i poli sono in gran parte bianchi quando dovrebbero essere coperti con materiale scuro (ad esempio, Burns et al., 1996 ). Un secondo problema è che Giapeto non dovrebbe essere diverso da Callisto, almeno in termini di esposizione a grandi quantità di polvere prograda e retrograda visto che Giapeto possa aver preso un miliardo di anni circa per raggiungere il blocco sincrono, Hamilton 1997
Inoltre, il modello prevede che lo strato di polvere dovrebbe essere notevole, se 0,001 masse lunari di polvere satellite irregolare fosse trasferita a Giapeto con un'efficienza del 10% -100%, avrebbe prodotto uno strato superficiale, rispettivamente, di 0,3-3 km di spessore. Quindi, come Callisto, la nostra aspettativa è che Giapeto dovrebbe essere ricoperto da tutti i lati con materiale scuro, con forse una piccola preferenza per la polvere scura sul suo lato corrente. Questo non è osservato.
Una possibile soluzione a questi problemi potrebbe venire da Spencer et al. 2005 , vedi anche Denk & Spencer 2008 ), che ha sostenuto che il lungo periodo di rotazione di Giapeto (79 giorni) consente all'acqua di uscire dalla superficie sul lato oscuro e migrare verso i climi più freddi sul lato posteriore e ai poli (vedi anche Hamilton 1997 per una variante di questa idea). 
Questo processo di fuga, in un lasso di tempo dell'ordine di 100 milioni di anni, creerebbe potenzialmente la dicotomia vista oggi. Il grilletto per questo meccanismo sarebbe il materiale scuro non ghiacciato che piove giù dai satelliti irregolari. In modo simile, il materiale scuro trovato su Iperione proviene dalla polvere dei satelliti irregolari che è riuscita ad evitare Giapeto.

Frane e valanghe:
Sul satellite la sonda Cassini ha effettivamente fotografato anche enormi frane o valanghe, la cui origine deve essere ancora compresa con certezza, e sono al vaglio differenti ipotesi, tra cui il fatto che la lenta rotazione possa sublimare e creare i fenomeni fotografati, oltre al fatto di giustificare i due differenti lati del satellite.
(vedi a lato e sotto).

( In foto un collage di varie immagini che testimoniano il fatto dell'esistenza di enormi valanghe presenti sulla superficie di Giapeto, con fronti di decine di km ).

Cresta equatoriale:

Una delle tante sorprese di questa luna ghiacciata di Saturno, è la prominente cresta topografica che si snoda all'equatore come il bordo di una noce.

L'Orbiter Cassini acquisì una striscia di immagini a colori lungo questa cresta nel settembre 2007, vicino al confine tra gli emisferi scuri e luminosi.
L'origine del crinale è ad oggi sconosciuta, ma i dati di Cassini indicano che il crinale di questo sito è suddiviso in diverse cime svettanti da 15 a 20 chilometri sopra le pianure circostanti e scure.
Questi sono tra i picchi più alti del sistema solare.

Questa prospettiva qua sotto, guarda a sud-est verso uno di questi picchi e si basa sulla topografia stereo derivata dai dati di Cassini.
Macchie di ghiaccio di acqua pura brillante possono essere visti fiancheggiando queste cime scure, che hanno la luminosità della fuliggine. La scena è di circa 70 chilometri e viene estratta da un film che mostra un ipotetico volo su Giapeto. ( vedi sotto ).


Crateri:

La luna possiede numerosi crateri di notevoli dimensioni, alcuni dei quali sono stati scoperti grazie alle foto della sonda Voyager2 , solo con la Cassini è stato possibile rilevare la presenza di vasti crateri d'impatto nella regione oscura.

Il più grande, Turgis, possiede un diametro di 580 km (due quinti di quello della luna) ed è uno dei più vasti del sistema solare.
L'orlo del cratere è molto ripido e parte della scarpata supera i 15 km d'altezza.

LINK di approfondimento:
https://photojournal.jpl.nasa.gov/catalog/PIA06171

Scoperta:
Fu scoperto dall'astronomo italiano Giovanni Domenico Cassini il 25 ottobre 1671. Deve il suo nome al Giapeto della mitologia greca ed è anche noto come Saturno VIII.
La pronuncia del nome è sdrucciola, con l'accento sulla ''a'', quindi Giàpeto.
Subito dopo la scoperta, fu subito evidente che il satellite aveva un lato chiaro ed uno scuro, difatti Cassini notò che poteva osservare Giapeto solamente su un lato di Saturno e non sull'altro.

( Dettaglio della superficie, in evidenza le montagne della cresta equatoriale ).

SCHEDA RIASSUNTIVA DI GIAPETO:
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Iperione e Febe


Iperione

E' 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.

Caratteristiche:
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.

In foto, il BOND-LASSELL dorsum ).

Dati:
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.

(Grafico delle variazioni orbitali di Iperione).

Rotazione caotica:
Altra particolarità di Iperione è il fatto di possedere una rotazione caotica su più assi di rotazione, altra conferma di un passato violento.


Il caso di Iperione è stato studiato estesamente a causa del fatto che è il più grande corpo celeste conosciuto di forma non-sferica.
Ha anche una bassa densità e rimane in una risonanza orbitale 4:3 con Titano.
La sua curva di luce (SOPRA), ottenuta attraverso osservazioni fotometriche di (Klavetter 1989), fu inizialmente utilizzata per mostrare che la sua rotazione non mostra periodicità.

LINK : https://arxiv.org/abs/1306.4920 

Una superficie densamente craterizzata ).

Un dettaglio della superficie ).
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Febe

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

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

( Il cratere Giasone ).

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

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

( Grafico dell'orbita di Febe ).

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

Analisi spettrali:



Caratteristiche superficiali:
Nel 2005 , la IAU ha ufficialmente nominato 24 crateri : 
(Acastus, Admetus, Amphion, Butes, Calais, Canthus, Clytius, Erginus, Euphemus, Eurydamas, Eurytion, Eurytus, Hylas, Idmon, Iphitus, Jason, Mopsus, Nauplius, Oileus , Peleus, Phlias, Talaus, Telamon e Zetes).
Toby Owen dell'Università delle Hawaii a Manoa, presidente del gruppo di lavoro sul Sistema solare esterno dell'Unione astronomica, ha dichiarato:
'' Abbiamo scelto la leggenda degli Argonauti per Phoebe in quanto ha una certa risonanza con l'esplorazione del sistema di Saturno di Cassini – Huygens. Non possiamo dire che i nostri scienziati partecipanti includano eroi come Ercole e Atalanta, ma rappresentano un ampio spettro internazionale di persone eccezionali che erano disposte a correre il rischio di unirsi a questo viaggio in un regno lontano nella speranza di riportare indietro un grande premio '' .


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L'anello di Febe:
Nel 2009, grazie alle osservazione del telescopio spaziale Spitzer, è stato scoperto il più grande anello di Saturno mai osservato fino ad ora. Questo anello è enorme e si trova alla periferia del sistema di Saturno, ha un'orbita inclinata di 27º rispetto al piano del sistema dei sette anelli principali. Il nuovo anello, che si ritiene sia originato da Febe, è composto di ghiaccio e di polvere allo stato di particelle alla temperatura di -157 °C. Questo anello è visibile solo nell'infrarosso in quanto le particelle che lo compongono non riflettono la luce visibile. Si estende da circa 6 milioni di km fino a circa 12 milioni di km dal centro di Saturno. Le particelle che lo compongono ruotano come Febe in moto retrogrado, al contrario degli altri anelli interni.

( Rappresentazione grafica dell'anello di Febe ).
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I satelliti irregolari esterni:

( Nel grafico i satelliti irregolari sono ordinati per Inclinazione, Semiasse maggiore, ed eccentricità data dal segmento che per ogni corpo indica Periastro ed Apoastro ).

Le lune irregolari sono piccoli satelliti con ampio raggio, orbite inclinate e spesso retrograde. Si ritiene che siano state acquisite dal pianeta madre attraverso un processo di cattura. Spesso fanno parte di famiglie collisionali o di gruppi. Poiché queste lune sono troppo piccole per essere risolte attraverso un telescopio, non sono note con certezza né la loro dimensione precisa né la loro albedo, anche se quest'ultima si presume che sia piuttosto bassa, attorno al 6% (albedo di Febe) o anche meno. Le lune irregolari hanno generalmente spettri nel visibile e nell'infrarosso vicino dominati da bande di assorbimento dell'acqua.


Curve di luce:
( Nel grafico sono evidenziati i 4 corpi di cui si ipotizza la natura binaria stretta o a contatto, si tratta di : KIVIUQ, ERRIAPO, BESTLA, BEBHIONN. ).

Spettri:
( SOPRA - Nel grafico sono riportati i dati spettrali dei 4 maggiori satelliti irregolari di Saturno: Albiorix, Paaliaq, Siarnaq e Febe ; confrontati con lo spettro di due asteroidi della fascia principale che hanno profili similari ).

Gruppi:
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Gruppo Inuit: sette satelliti con nomi derivanti dalla mitologia eschimese, che ruotano in senso diretto (progrado) con orbite molto disperse, ad una distanza da Saturno tra 11 milioni e 18 milioni di km.
I componenti di tale gruppo mostrano tutti lo stesso tipo di spettro e un colore superficiale rosso chiaro, cosa che ha portato ad ipotizzare che si siano originati dalla disgregazione di un unico corpo.
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Kiviuq

È stato scoperto nell'agosto 2000 ad una distanza da Saturno di circa 11.110.000 km, attorno a cui orbita in 449.2 giorni su un'orbita inclinata sull'eclittica di 46,16° e con una eccentricità pari a 0,334 .
Sembra abbia un diametro di 16 km e che sia affetto dalla risonanza di Kozai, in quanto ciclicamente l'inclinazione orbitale diminuisce quando l'eccentricità aumenta, e viceversa.
Ha un periodo di rotazione di 21,97 +/- 0,16 h.
Porta il nome di un gigante errante che, come il mitologico Ulisse, ha vissuto tantissime avventure e si sospetta si tratti di un asteroide di passaggio catturato dal pozzo gravitazionale di Saturno.
Ha un colore rossastro e lo spettro infrarosso è simile a quello di Siarnaq e Paaliaq, due altri satelliti naturali del gruppo, suggerendo l'ipotesi di una possibile origine comune del gruppo Inuit in seguito alla frammentazione di un corpo più grande.
Kiviuq
Designazione preliminareS / 2000 S 5
corpo centraleSaturno
Caratteristiche orbitali
semiasse maggiore11.110.000 km
periastro7.399.000 km
Apoastro14.821.000 km
eccentricità0,334
inclinazione46.16 °
Periodo orbitale449.2 giorni
Velocità orbitale media1,8 km / s
Proprietà fisiche
albedo0.06
Luminosità apparente+22,0 mad
Diametro medio≈ 16 km
massa≈ 3,3 × 10E16 kg
Densità2,3 g / cm3
Rotazione siderale≈ 21 h 58 min
Accelerazione di gravità≈ 0,0344 m / s2
velocità di fuga≈ 23,5 m / s
A causa delle perturbazioni solari, l'argomento del pericentro ω di un satellite di solito precede da 0° a 360°. Tuttavia, con inclinazioni superiori a circa 39° e inferiori a circa 140°, si verifica un nuovo tipo di comportamento per il quale l'argomento del pericentro oscilla intorno a ± 90°. Studiando la storia orbitale del satellite saturniano S/2000 S5 Kiviuq, uno dei satelliti attualmente noti per essere in tale risonanza. L'orbita di Kiviuq è molto vicina alla separazione della risonanza di Kozai. A causa delle perturbazioni degli altri pianeti gioviani, si prevede che le orbite vicino alla separazione di Kozai possano mostrare un comportamento caotico significativo. Questo è importante perché la diffusione caotica può trasferire le orbite dalla librazione alla circolazione e viceversa.
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Ijiraq

Ijiraq è un satellite naturale di Saturno irregolare scoperto dal team di John Kavelaars nel 2000. Il nome temporaneo fu S/2000 S 6 ed è noto come Saturn XXII. È stato chiamato in base a Ijiraq, una creatura della mitologia degli Inuit.
Si discosta un po' dagli altri componenti del gruppo, infatti mostra un colore rosso più intenso nello spettro e non mostra il debole assorbimento a 0.7μm, cosa che fa sospettare la presenza di acqua su di esso; gli è stato assegnato il nome di un orco che rapisce i bambini e li nasconde per sempre. Fu scoperto nel 2000, ha un diametro di circa 12 km e si trova ad una distanza da Saturno di circa 11.125.000 km; percorre l'orbita, con eccentricità di 0,322 ed inclinazione di 46,74° , in 451,5 giorni, inoltre mostra una variazione ciclica di inclinazione-eccentricità attribuibile all'effetto Kozai.
Ha un periodo di rotazione di 13,03 +/- 0,14 h.
Ijiraq
Designazione preliminareS / 2000 S 6
corpo centraleSaturno
Caratteristiche orbitali
semiasse maggiore11.125.000 km
periastro7.543.000 km
Apoastro14.707.000 km
eccentricità0,322
inclinazione46.74 °
Periodo orbitale451.5 giorni
Velocità orbitale media1,79 km / s
Proprietà fisiche
albedo0.06
Luminosità apparente+22,6 mag
Diametro medio≈ 12 km
massa≈ 1,2 × 10E15 kg
Densità2,3 g / cm3
Rotazione siderale≈ 13 h 02 min
Accelerazione di gravità≈ 0,0022 m / s2
velocità di fuga≈ 5,1 m / s
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Paaliaq
È a circa 15.200.000 km da Saturno ed è stato scoperto nell'agosto 2000; sembra avere un diametro di 19/22 km e percorre in 686.9 giorni un'orbita inclinata di 45,13o e con una eccentricità di 0.364.
Ha un periodo di rotazione di 18,79 +/- 0,09 h.
Contrariamente agli altri satelliti porta il nome di uno sciamano, un personaggio del libro "The Course of the Schaman" di Michael Kusugak.
Paaliaq
Designazione preliminareS / 2000 S 2
corpo centraleSaturno
Caratteristiche orbitali
semiasse maggiore15.198.000 km
periastro9.667.000 km
Apoastro20.733.000 km
eccentricità0,364
inclinazione45.13 °
Periodo orbitale686.9 giorni
Velocità orbitale media1.61 km / s
Proprietà fisiche
albedo0.06
Luminosità apparente+21,3 mag
Diametro medio≈ 22 km
massa≈ 8,2 × 10E15 kg
Densità2,3 g / cm3
Rotazione siderale≈ 18 h 47 min
Accelerazione di gravità≈ 0,0045 m / s2
velocità di fuga≈ 10,0 m / s
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Siarnaq

È il più grande del gruppo, diametro di circa 40 km, ed è ad una distanza da Saturno di circa 18.180.000 km, attorno a cui orbita in 896,44 giorni con una eccentricità di 0,280 ed una inclinazione orbitale di 45,81° . 

Sequenza delle immagini di scoperta ).

Ha un periodo di rotazione di 10,18785 +/- 0,00005 h. Siarnaq mostra una curva di luce con tre massimi e minimi su una rotazione completa, il che implica una forma approssimativamente triangolare. Dalle osservazioni di Cassini di Siarnaq a diversi angoli di fase , è stato determinato che l'orientamento del suo polo di rotazione nord punta verso la latitudine dell'eclittica di 98° e la longitudine dell'eclittica di -23° . Ciò corrisponde a un'inclinazione assiale laterale, indicando che Siarnaq vive stagioni lunghe ed estreme.

Siarnaq ripresa dalla sonda Cassini ).
Siarnaq
Designazione preliminareS / 2000 S 3
corpo centraleSaturno
Caratteristiche orbitali
semiasse maggiore18.180.000 km
periastro12.400.000 km
Apoastro22.700.000 km
eccentricità0280
inclinazione45.81 °
Periodo orbitale896.44 giorni
Velocità orbitale media1,42 km / s
Proprietà fisiche
albedo0.06
Luminosità apparente+20,1 mag
Diametro medio≈40 km
massa≈3,9 10E16 kg
Rotazione siderale≈ 10 h 11 min
Accelerazione di gravità≈0,0065 m / s2
velocità di fuga≈16,13 m / s
WISE non ha rilevato Siarnaq in singole immagini, ma quando è stato eseguito uno shift-and-stack dei 13 frame disponibili in W4 ha rivelato un rilevamento con rapporto segnale-rumore di ~ 7. 
La modellizzazione termica produce un diametro di 39,3 ± 5,9 km e un albedo visibile del 5,0% ± 1,7%, assumendo un valore di irradiazione di 0,9 ± 0,2.
Tipo spettrale
D (rossastro) 
B − V =0,87 ± 0,01 
V − R =0,48 ± 0,01
V − I  =1,03 ± 0,01
Porta il nome della dea inuit che creò tutte le creature marine.

Si è rilevato che Siarnaq presenta una risonanza secolare con Saturno che porta alla precessione del suo periastro; si pensa che studiare tale risonanza permetterà di capire il meccanismo di cattura di tali satelliti e, considerando l'ipotesi che siano i resti di un unico corpo, di spiegare la differenza esistente tra gli elementi orbitali del gruppo.
( Sotto il modello ).
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Tarqeq
Scoperto nel gennaio 2007 ha un diametro di circa 7 km e orbita in 894.86 giorni attorno a Saturno, su un'orbita inclinata di 49.9o sull'ecclittica, con un semiasse maggiore di 17.920.000 km ed una eccentricità pari a 0,107.
Il suo periodo di rotazione di 76,13 +/- 0,04.
Gli è stato assegnato il nome del dio della luna.
Tarqeq
Designazione preliminareS / 2007 S 1
corpo centraleSaturno
Caratteristiche orbitali
semiasse maggiore17.920.000 km
periastro16.003.000 km
Apoastro19.837.000 km
eccentricità0107
inclinazione49.86 °
Periodo orbitale894,86 giorni
Velocità orbitale media23,9 km / s
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S/2004 S 29
S / 2004 S 29 è un satellite naturale di Saturno e un membro del gruppo Inuit . La sua scoperta è stata annunciata da Scott S. Sheppard , David C. Jewitt e Jan Kleyna il 7 ottobre 2019 da osservazioni prese tra il 12 dicembre 2004 e il 17 gennaio 2007.
S / 2004 S 29 ha un diametro di circa 4 chilometri e orbita attorno a Saturno a una distanza media di 16,981 milioni di km in 826,19 giorni, con un'inclinazione di 45,1 ° rispetto all'eclittica, con un'eccentricità di 0,440.
S / 2004 S 29
corpo centraleSaturno
Caratteristiche orbitali
semiasse maggiore16.981.483 km
periastro9.507.518 km
Apoastro24.455.448 km
eccentricità0,4401
inclinazione45.10 °
Periodo orbitale826.19 giorni
Velocità orbitale media1.482  km / s
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S/2004 S 31
S / 2004 S 31 è un satellite naturale di Saturno e un membro del gruppo Inuit . La sua scoperta è stata annunciata da Scott S. Sheppard , David C. Jewitt e Jan Kleyna l'8 ottobre 2019 da osservazioni prese tra il 12 dicembre 2004 e il 22 marzo 2007. 
S / 2004 S 31 ha un diametro di circa 4 chilometri e orbita attorno a Saturno a una distanza media di 17.568 milioni di km, in 869,38 giorni, con un'inclinazione di 48,8 ° rispetto all'eclittica, con un'eccentricità di 0,240.
S / 2004 S 31
corpo centraleSaturno
Caratteristiche orbitali
semiasse maggiore17.568.310 km
periastro13.347.230 km
Apoastro21.789.389 km
eccentricità0,2403
inclinazione48.81 °
Periodo orbitale869.38 giorni
Velocità orbitale media1.458 km / s
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Gruppo Nordico: 46 satelliti che portano nomi derivanti dalla mitologia nordica, ruotano in senso retrogrado e che si trovano ad una distanza da Saturno tra 12 milioni e 24 milioni di km; alcuni astronomi hanno proposto di suddividerli in sottogruppi:
- il gruppo di Skathi 44 membri
- il gruppo di Narvi 2 membri

Skathi

Scoperto il 23 settembre 2000 da Brett J. Gladman, John J. Kavelaars, Jean-Marc Petit, Hans Scholl, Matthew J. Holman, Brian G. Marsden, Phillip D. Nicholson e Joseph A. Burns usando il riflettore Canada-Francia-Hawaii da 3,6 m su Mauna Kea, Hawaii, con ottica adattiva. 
Tale satellite potrebbe essersi formato dai dai detriti espulsi da Febe a seguito di grandi impatti, sia a causa del suo piccolo diametro, di circa 8 km, che dell'albedo, 0.06 , uguale a quella di Febe. 
Si trova a circa 15.539.000 km da Saturno, attorno a quale orbita in 728,2 giorni su un'orbita inclinata di 152,70° e con una eccentricità di 0.270.
Periodo di rotazione 11,01 +/- 0,02 h.
Skathi
Designazione preliminareS / 2000 S 8
corpo centraleSaturno
Caratteristiche orbitali
semiasse maggiori15.539.000 km
periastro11.343.500 km
Apoastro19.734.500 km
eccentricità0,270
inclinazione152.70 °
Periodo orbitale728.2 giorni
Velocità orbitale media1,55 km / s
Proprietà fisiche
albedo0.06
Luminosità apparente+23,6 mag
Diametro medio≈ 8 km
massa≈ 3,1 × 10E14 kg
Densità2,3 g / cm3
Rotazione siderale≈ 11 h 06 min
Accelerazione di gravità≈ 0,0013 m / s2
velocità di fuga≈ 3,2 m / s
Skathi ed un altro membro del gruppo nordico, Ymir, potrebbero essere le fonti di materiale che ricopre il lato oscuro di Giapeto e, in misura minore, la superficie di Iperione.
Porta il nome di un'amante del dio Odino, una gigantessa delle montagne diventata dea degli sci a seguito del matrimonio con un dio; tale satellite è stato proposto come "leader" del sottogruppo Skathi.
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S/2004 S37
S / 2004 S 37 è un satellite naturale di Saturno . La sua scoperta è stata annunciata da Scott S. Sheppard , David C. Jewitt e Jan Kleyna l'8 ottobre 2019 da osservazioni prese tra il 12 dicembre 2004 e il 2 febbraio 2006. 
S / 2004 S 37 ha un diametro di circa 4 chilometri e orbita attorno a Saturno a una distanza media di 15.892 Gm in 747,45 giorni, con un'inclinazione di 163 ° rispetto all'eclittica, in una direzione retrograda e con un'eccentricità di 0,497.
S / 2004 S 37
corpo centraleSaturno
Caratteristiche orbitali
semiasse maggiore15.891.737 km
periastro8.001.230 km
Apoastro23.782.243 km
eccentricità0,4965
inclinazione162,94 °
Periodo orbitale747.95 giorni
Velocità orbitale media1.532 km / s
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S/2007 S2
Scoperto nel 2007 su immagini prese tra gennaio e aprile 2007; sembra avere un diametro di 6 km ed orbita 16.560.000 km circa da Saturno in 792.96 giorni. Tale satellite si muove di moto retrogrado su un'orbita inclinata di 176.68o e con una eccentricità pari a 0.218.
S / 2007 S 2
corpo centraleSaturno
Caratteristiche orbitali
semiasse maggiore16.560.000 km
periastro12.950.000 km
Apoastro20.170.000 km
eccentricità0.218
inclinazione176,7 °
Periodo orbitale793 giorni
Velocità orbitale media1,5 km / s
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Skoll
È stato scoperto nel giugno 2006 ed è un candidato del sottogruppo Skati; porta il nome del lupo che insegue costantemente il Sole per divorarlo. Dista circa 17.665.000 km da Saturno, attorno a cui orbita in 878,3 giorni con un'alta eccentricità (0.464) ed una moderata inclinazione (161.0° sull'eclittica). Assumendo un albedo di 0.04 risulta avere un diametro di 6 km, con un periodo di rotazione di 7,26 +/- 0,09 h.
Skoll
Designazione preliminareS / 2006 S 8
corpo centraleSaturno
Caratteristiche orbitali
semiasse maggiore17.665.000 km
periastro9.468.000 km
Apoastro25.862.000 km
eccentricità0,464
inclinazione161.0 °
Periodo orbitale878.3 giorni
Velocità orbitale media1,39 km / s
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S/2004 S13
Venne scoperto nel 2005 su delle immagini prese tra dicembre 2004 e marzo 2005. Orbita attorno a Saturno in 905.848 giorni a circa 18.056.000 km, con una inclinazione di 167o rispetto all'ellittica (l'inclinazione rispetto all'equatore di Saturno è di 151°), ed una eccentricità di 0.261. Sembra avere un diametro di 6 km.
Caratteristiche orbitali
semiasse-maggiore18.404.000 km
periastro13.645.000 km
Apoastro23.163.000 km
eccentricità0,2586
inclinazione168,789 °
Periodo orbitale933.48 giorni
Velocità orbitale media1,41 km / s
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Greip
Scoperto nel giugno 2006 orbita in modo retrogrado attorno a Saturno in 906.556 giorni, su un'orbita inclinata sull'eclittica di 172.7o e con una eccentricità di 0.3735, ad una distanza media di 18.066.000 km.
Periodo di rotazione 12,75 +/- 0,35 h.
Porta il nome di una gigantessa.
Caratteristiche orbitali
semiasse-maggiore18.206.000 km
periastro12.273.000 km
Apoastro24.139.000 km
eccentricità0,3259
inclinazione179,837 °
Periodo orbitale921.19 giorni
Velocità orbitale media1,40 km / s
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Hyrrokkin
Candidato a far parte del sottogruppo Skati è la sua scoperta, annunciata nel giugno 2006, avvenne confrontando le osservazioni fatti tra dicembre 2004 e aprile 2006; gli è stato assegnato il nome della gigantessa che a cavallo di un lupo, e grazie ad una vipera, riuscì a scagliare in mare la nave funeraria di Baldr, il figlio di Odino.
Si è riusciti a calcolare che possiede un diametro di circa 8 km ed orbita attorno a Saturno in maniera retrograda in 914.292 giorni, ad una distanza media di 18.168.000 km. La sua orbita risulta inclinata di 153.3o e mostra una eccentricità pari a 0.3604.
Ha una rotazione di 12,76 +/- 0,03 h.
Caratteristiche orbitali
semiasse-maggiore18.437.000 km
periastro12.297.000 km
Apoastro24.577.000 km
eccentricità0.333
inclinazione151.4 °
Periodo orbitale931.8 giorni
Velocità orbitale media1,40 km / s
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S/2004 S17
Scoperto nel dicembre 2004 ruota, con moto retrogrado, attorno a Saturno in 985.453 giorni ad una distanza di circa 19.099.000 km, su un'orbita inclinata di 167o sull'eclittica e con una eccentricità di 0.226. Supponendo un albedo di 0.06 si è ricavato per tale satellite un diametro di 4 km ed una possibile massa di circa 7x1013 kg.
Caratteristiche orbitali
semiasse-maggiore19.447.000 km
periastro15.960.000 km
Apoastro22.934.000 km
eccentricità0,1793
inclinazione168,237 °
Periodo orbitale1014.7 giorni
Velocità orbitale media1,38 km / s
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Jarnsaxa
Si trova ad una distanza massima da Saturno di 18.556.900 km, attorno a cui orbita in modo retrogrado in 943.784 giorni, con una inclinazione di 162.9o ed una eccentricità pari a 0.1918. Scoperto nel giugno 2006, su immagini prese tra gennaio e aprile dello stesso anno, porta il nome della gigantessa amante di Thor e sembra avere un diametro di circa 6 km.
Járnsaxa
Designazione preliminareS / 2006 S 6
corpo centraleSaturno
Caratteristiche orbitali
semiasse-maggiore18.811.000 km
periastro14.740.000 km
Apoastro22.882.000 km
eccentricità0,2164
inclinazione163,317 °
Periodo orbitale964.74 giorni
Velocità orbitale media1,40 km / s
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Mundilfari
Porta il nome del gigante padre della dea Sol, il Sole, e del dio Mani, la Luna; venne scoperto nel 2000 e sembra avere un diametro di 5.6 km. Orbita attorno a Saturno ad una distanza media di 18.360.000 km in 928.806, inclinato di 170o e con una eccentricità pari a 0.198.
Il suo periodo di rotazione è pari a 6,74 +/- 0,08 h.
Come Skathi e Thrymr si potrebbe essere formato dai detriti di Febe scagliati nello spazio.
Mundilfari
Designazione preliminareS / 2000 S 9
corpo centraleSaturno
Caratteristiche orbitali
semiasse-maggiore18.418.000 km
periastro14.587.000 km
Apoastro22.249.000 km
eccentricità0,208
inclinazione167.50 °
Periodo orbitale951,6 giorni
Velocità orbitale media1,41 km / s
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S/2006 S1
Candidato a far parte del sottogruppo Skati, venne scoperto nel giugno 2006; mostra un moto orbitale retrogrado di 972.407 giorni ad una distanza da Saturno di circa 18.930.000 km. 
Ha un diametro medio di 6 km e si trova su un'orbita inclinata sull'eclittica di 154.2o, con una eccentricità di 0.1303. 
Caratteristiche orbitali
semiasse-maggiore18.790.000 km
periastro16.588.000 km
Apoastro20.992.000 km
eccentricità0,1172
inclinazione156,309 °
Periodo orbitale963.37 giorni
Velocità orbitale media1,41 km / s
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Narvi

Fa parte del sottogruppo Narvi e venne scoperto nel 2003, il nome gli venne assegnato solo nel 2005 ed è quello del figlio del dio dell'astuzia Loki; Narvi è anche il nome del nano che costruì uno dei cancelli delle miniere di Moria nell'universo fantasy de "Il Signore degli anelli" di Tolkien. Si trova a 19.371.000 km da Saturno, su un'orbita inclinata di 137o sull'eclittica, con una eccentricità di 0.320, percorsa in 1006.541 giorni. Sembra avere un diametro di 6.6 km circa, ed un periodo di rotazione di 10,21 +/- 0,02 h.
Narvi
Designazione preliminareS / 2003 S 1
corpo centraleSaturno
Caratteristiche orbitali
semiasse-maggiore19.007.000 km
periastro10.815.000 km
Apoastro27.199.000 km
eccentricità0431
inclinazione145.8 °
Periodo orbitale1003,9 giorni
Velocità orbitale media1,38 km / s
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S/2004 S20
S / 2004 S 20 è un satellite naturale di Saturno . La sua scoperta è stata annunciata da Scott S. Sheppard , David C. Jewitt e Jan Kleyna il 7 ottobre 2019 da osservazioni prese tra il 12 dicembre 2004 e il 22 marzo 2007. 
S / 2004 S 20 ha un diametro di circa 4 chilometri e orbita attorno a Saturno a una distanza media di 19.418 Gm in 1010,55 giorni, con un'inclinazione di 163 ° rispetto all'eclittica, in una direzione retrograda e con un'eccentricità di 0,197.
Caratteristiche orbitali
semiasse-maggiore19.418.103 km
periastro15.595.725 km
Apoastro23.240.481 km
eccentricità0,1968
inclinazione162,57 °
Periodo orbitale1010.24 giorni
Velocità orbitale media1.386  km / s
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Bergelmir
Candidato ad appartenere al sottogruppo Skathi, venne scoperto nel dicembre 2004 e gli è stato assegnato il nome del gigante della brina progenitore della razza dei giganti, essendo, insieme alla moglie, l'unico sopravvissuto al diluvio di sangue causato dal nonno Ymir, ucciso dai figli di Odino. Ha un diametro medio di 6 km e si trova ad una distanza da Saturno di circa 19.372.000 km, attorno a cui ruota din maniera retrograda in 1006.66 giorni, su un'orbita inclinata di 157o e con una eccentricità pari a 0.152 .
La rotazione è di 8,13 +/- 0,03 h.
Bergelmir
Designazione preliminareS / 2004 S 15
corpo centraleSaturno
Caratteristiche orbitali
semiasse-maggiore19.338.000 km
periastro16.592.000 km
Apoastro22.084.000 km
eccentricità0142
inclinazione158,5 °
Periodo orbitale1005,9 giorni
Velocità orbitale media1,39 km / s
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Suttungr
Scoperto nel 2000 ha un diametro di 5.6 km, ed orbita in 1029.703 giorni a 19.667.000 km da Saturno con moto retrogrado; l'orbita è inclinata di 174o e mostra una eccentricità pari a 0.131.
Ha un periodo di rotazione di 7,67 +/- 0,02 h.
Gli è stato assegnato il nome del gigante Suttung, ucciso da due nani, a cui è stato aggiunto il suffisso -r, avendo moto retrogrado.
Suttungr
Designazione preliminareS / 2000 S 12
corpo centraleSaturno
Caratteristiche orbitali
semiasse-maggiore19.459.000 km
periastro17.240.700 km
Apoastro21.677.300 km
eccentricità0,114
inclinazione175.80 °
Periodo orbitale1016.7 giorni
Velocità orbitale media1,39 km / s
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S/2004 S12
Scoperto sulla base di osservazioni effettuate nel dicembre 2004, sembra avere un diametro di 5 km, orbitare attorno a Saturno ad una distanza di circa 19.906.000 km in 1048.541 giorni in modo retrogrado e l'orbita risulta inclinata di 164o, con una eccentricità di 0.396.
Caratteristiche orbitali
semiasse-maggiore19.878.000 km
periastro13.398.000 km
Apoastro26.358.000 km
eccentricità0,3260
inclinazione165,282 °
Periodo orbitale1046.19 giorni
Velocità orbitale media1,34 km / s
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S/2004 S27
S / 2004 S 27 è un satellite naturale di Saturno . La sua scoperta è stata annunciata da Scott S. Sheppard , David C. Jewitt e Jan Kleyna il 7 ottobre 2019 da osservazioni prese tra il 12 dicembre 2004 e il 21 marzo 2007. 
S / 2004 S 27 ha un diametro di circa 6 chilometri e orbita attorno a Saturno a una distanza media di 19.976 Gm in 1054,45 giorni, con un'inclinazione di 168 ° rispetto all'eclittica, in una direzione retrograda e con un'eccentricità di 0,122.
Caratteristiche orbitali
semiasse-maggiore19.976.357 km
periastro17.538.478 km
Apoastro22.414.236 km
eccentricità0,1220
inclinazione167.80 °
Periodo orbitale1054.12 giorni
Velocità orbitale media1.367 km / s
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S/2004 S7
Scoperto nel dicembre 2004 sembra avere un diametro di 6 km, un periodo orbitale di 1140.24 giorni e una distanza media da Saturno di 20.500.000 km. La sua orbita, percorsa con moto retrogrado, è inclinata sull'eclittica di 166o e mostra una eccentricità di 0.5299.
Caratteristiche orbitali
semiasse-maggiore20.999.000 km
periastro9.872.000 km
Apoastro32.126.000 km
eccentricità0,5299
inclinazione166,185 °
Periodo orbitale1140.24 giorni
Velocità orbitale media1,24 km / s
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Hati
Porta il nome del lupo gigante, figlio di Fenrisulfr e gemello di Skoll, che insegue il dio Mani (la Luna) per divorarla; venne scoperto in osservazioni del dicembre 2004. Si trova a circa 20.303.000 km da Saturno, attorno a cui orbita in 1080.099 giorni in modo retrogrado; l'inclinazione orbitale è di 163o, l'eccentricità è di 0.291 e sembra avere un diametro di circa 6 km, con un periodo di rotazione di 5,45 +/- 0,04 h.
Hati
Designazione preliminareS / 2004 S 14
corpo centraleSaturno
Caratteristiche orbitali
semiasse-maggiore19.856.000 km
periastro12.470.000 km
Apoastro27.242.000 km
eccentricità0372
inclinazione165,8 °
Periodo orbitale1038.7 giorni
Velocità orbitale media1,34 km / s
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S/2007 S3
Scoperto nelle osservazioni fatte tra gennaio e aprile 2007, si muove su un'orbita inclinata di 177.22o, e con una eccentricità pari a 0.130, in 1101.989 giorni attorno a Saturno, ad una distanza di circa 20.518.000 km. Il suo moto è retrogrado ed ha un diametro di circa 5 km.
Caratteristiche orbitali
semiasse-maggiore20.518.500 km
periastro17.851.000 km
Apoastro23.186.000 km
eccentricità0,130
inclinazione177,2 °
Periodo orbitale992 giorni
Velocità orbitale media1,36 km / s
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Bestla
Si trova a circa 20.192.000 km da Saturno ed ha un diametro di 7 km; venne scoperto alla fine del 2004 e fino al 2007 era noto come S/2004 S18, per alcuni è un componente del sottogruppo Narvi. La sua orbita viene percorsa in circa 1052.72 giorni e mostra una inclinazione di 147o sull'eclittica, la sua rotazione sul proprio asse è di 14,6238 +/- 0,0001 h. 
Le osservazioni fatte nel 2005 portano a sospettare che Bestla sia soggetta all'effetto kozai, in quanto hanno mostrato una eccentricità dell'orbita di 0.77, contro i 0.5176 registrati precedentemente. Porta il nome della madre del dio Odino, una gigantessa dea del ghiaccio.
Bestla
Designazione preliminareS / 2004 S 18
corpo centraleSaturno
Caratteristiche orbitali
semiasse-maggiore20.129.000 km
periastro9.642.000 km
Apoastro30.616.000 km
eccentricità0,521
inclinazione145.2 °
Periodo orbitale1083,6 giorni
Velocità orbitale media1,26 km / s
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S/2004 S22
S / 2004 S 22 è un satellite naturale di Saturno . La sua scoperta è stata annunciata da Scott S. Sheppard , David C. Jewitt e Jan Kleyna il 7 ottobre 2019 da osservazioni prese tra il 12 dicembre 2004 e il 1 febbraio 2006. 
S / 2004 S 22 ha un diametro di circa 3 chilometri e orbita attorno a Saturno a una distanza media di 20.636 Gm in 1107,13 giorni, con un'inclinazione di 177 ° rispetto all'eclittica, in una direzione retrograda e con un'eccentricità di 0,251.
Caratteristiche orbitali
semiasse-maggiore20.636.368 km
periastro15.449.877 km
Apoastro25.822.859 km
eccentricità0,2513
inclinazione177.32 °
Periodo orbitale1106.79 giorni
Velocità orbitale media1.345 km / s
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Farbauti
Candidato a far parte del sottogruppo Skati, porta il nome del gigante delle tempeste padre di Loki; venne scoperto nelle lastre fotografiche prese all'Osservatorio dell'Università delle Hawaii tra il dicembre 2004 e il marzo 2005. Mostra un moto retrogrado di 1086,1 giorni su un'orbita inclinata di 156,4° e con una eccentricità di 0.206, ad una distanza da Saturno di circa 20.390.000 km. 
Sembra che abbia un diametro di 5 km.
Farbauti
Designazione preliminareS / 2004 S 9
corpo centraleSaturno
Caratteristiche orbitali
semiasse-maggiore20 390 000 km
periastro16.190.000 km
Apoastro24.590.000 km
eccentricità0,206
inclinazione156.40 °
Periodo orbitale1086,1 giorni
Velocità orbitale media1,37 km / s
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Thrymr
Scoperto nel 2000 porta il nome del gigante dei ghiacci che ha rubato il magico martello al dio Thor; è anche il dio dei giganti del freddo del gioco di ruolo "Dungeons & Dragons". 
Ha un diametro di 5.6 km, orbita attorno a Saturno in modo retrogrado in 1120.809 giorni, con una inclinazione sull'eclittica di 175o, su un'orbita di semiasse maggiore pari a 20.810.000 km e con una eccentricità di 0.453.
Periodo di rotazione 38,79 +/- 0,25 h.
Tale satellite potrbbe essersi formato da frammenti espulsi da Febe, esattamente come si sospetta sia per Skathi e Mundilfari.
Thrymr
Designazione preliminareS / 2000 S 7
corpo centraleSaturno
Caratteristiche orbitali
semiasse-maggiore19.941.000 km
periastro10.549.000 km
Apoastro29.333.000 km
eccentricità0,471
inclinazione176.0 °
Periodo orbitale1094 giorni
Velocità orbitale media1,33 km / s
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S/2004 S30
S / 2004 S 30 è un satellite naturale di Saturno . La sua scoperta è stata annunciata da Scott S. Sheppard , David C. Jewitt e Jan Kleyna il 7 ottobre 2019 da osservazioni prese tra il 12 dicembre 2004 e il 21 marzo 2007. 
S / 2004 S 30 ha un diametro di circa 4 chilometri e orbita attorno a Saturno a una distanza media di 20,821 Gm in 11121,69 giorni, a 157,5 ° rispetto all'eclittica, in una direzione retrograda e con un'eccentricità di 0,1198.
Caratteristiche orbitali
semiasse-maggiore20.821.196 km
periastro18.326.473 km
Apoastro23.315.919 km
eccentricità0,1198
inclinazione157,51 °
Periodo orbitale1121.69 giorni
Velocità orbitale media1.339 km / s
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Aegir
Scoperto nel dicembre 2004, gli à stato assegnato il nome del gigante re del mare, figlio di Fornjot e fratello di Logi e Kari. 
Ha un diametro di 6 km, mostra una eccentricità orbitale di 0.252 ed una inclinazione orbitale di 166,7°. Si trova ad una distanza da Saturno di 20.735.000 km, attorno a cui orbita in 1116,5 giorni, con moto retrogrado.
Aegir
Designazione preliminareS / 2004 S 10
corpo centraleSaturno
Caratteristiche orbitali
semiasse-maggiore20.735.000 km
periastro15.510.000 km
Apoastro25.960.000 km
eccentricità0.252
inclinazione166,7 °
Periodo orbitale1116.5 giorni
Velocità orbitale media1,33 km / s
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S/2006 S3
Candidato a far parte del sottogruppo Skati, venne scoperto nel giugno 2006 ad una distanza da Saturno di circa 22.096.000 km; ha un diametro di 6 km e un'orbita inclinata di 158,229°  
sull'eclittica , con una eccentricità di 0,3979. 
Possiede un moto orbitale retrogrado e compie un'orbita in 1227,21 giorni.
Caratteristiche orbitali
semiasse-maggiore22.096.000 km
periastro13.304.000 km
Apoastro30.888.000 km
eccentricità0,3979
inclinazione158,229 °
Periodo orbitale1227.21 giorni
Velocità orbitale media1,26 km / s
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Kari
È uno dei possibili appartenenti al sottogruppo Skati; venne scoperto nel giugno 2006 e l'anno dopo gli è stato assegnato il nome del gigante figlio di Fornjot e personificazione del vento. 
Orbita, con moto retrogrado, attorno a Saturno in 1233,6 giorni, ad una distanza di circa 22.118.000 km, su un'orbita inclinata di 156,3° e con una eccentricità pari a 0,478 .
Sembra avere un diametro di 7 km, ed ha un periodo di rotazione di 7,70 +/- 0,14 h. 
Kari
Designazione preliminareS / 2006 S 2
corpo centraleSaturno
Caratteristiche orbitali
semiasse-maggiore22.118.000 km
periastro11.549.000 km
Apoastro32.690.000 km
eccentricità0,478
inclinazione156,3 °
Periodo orbitale1233.6 giorni
Velocità orbitale media1,22 km / s
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S/2004 S23
S / 2004 S 23 è un satellite naturale di Saturno . La sua scoperta è stata annunciata da Scott S. Sheppard , David C. Jewitt e Jan Kleyna il 7 ottobre 2019 da osservazioni prese tra il 12 dicembre 2004 e il 22 marzo 2007. 
S / 2004 S 23 ha un diametro di circa 4 chilometri e orbita attorno a Saturno a una distanza media di 21.163 Gm in 1149,82 giorni, con un'inclinazione di 177 ° rispetto all'eclittica, in una direzione retrograda e con un'eccentricità di 0,373.
Caratteristiche orbitali
semiasse-maggiore21.163.491 km
periastro13.271.773 km
Apoastro29.055.209 km
eccentricità0,3729
inclinazione176.99 °
Periodo orbitale1149.46 giorni
Velocità orbitale media1,332 km / s
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S/2004 S25
S / 2004 S 25 è un satellite naturale di Saturno . La sua scoperta è stata annunciata da Scott S. Sheppard , David C. Jewitt e Jan Kleyna il 7 ottobre 2019 da osservazioni prese tra il 12 dicembre 2004 e il 22 marzo 2007.
S / 2004 S 25 ha un diametro di circa 4 chilometri e orbita attorno a Saturno a una distanza media di 21.174 Gm in 1150.69 giorni, con un'inclinazione di 173 ° rispetto all'eclittica, in una direzione retrograda e con un'eccentricità di 0,442.
Caratteristiche orbitali
semiasse-maggiore21.174.187 km
periastro11.807.048 km
Apoastro30.541.326 km
eccentricità0,4424
inclinazione172.99 °
Periodo orbitale1150.33 giorni
Velocità orbitale media1,332 km / s
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S/2004 S32
S / 2004 S 32 è un satellite naturale di Saturno . La sua scoperta è stata annunciata da Scott S. Sheppard , David C. Jewitt e Jan Kleyna l'8 ottobre 2019 da osservazioni prese tra il 12 dicembre 2004 e il 19 gennaio 2007.
S / 2004 S 32 ha un diametro di circa 4 chilometri e orbita attorno a Saturno a una distanza media di 21.214 Gm in 1153.96 giorni, con un'inclinazione di 159 ° rispetto all'eclittica, in una direzione retrograda e con un'eccentricità di 0,251.
Caratteristiche orbitali
semiasse-maggiore21.214.280 km
periastro15.900.925 km
Apoastro26.527.634 km
eccentricità0,2504
inclinazione159,09 °
Periodo orbitale1153.60 giorni
Velocità orbitale media1,332 km / s
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Fenrir
Fenrir è stato scoperto da una squadra di astronomi dell'Università delle Hawaii nel 2004 composta da Scott Sheppard, David Jewitt, Jan Kleyna e Brian Marsden il 4 maggio 2005; l'annuncio della scoperta è stato fatto il 4 maggio 2005. Le lastre fotografiche che hanno reso possibili la scoperta risalivano al periodo compreso fra il 13 dicembre 2004 e il 5 marzo 2005. 
Porta il nome del gigantesco lupo figlio di Loki, padre di Hati e Skoll, che per la sua brutalità resterà incatenato fino alla fine del mondo, quando divorerà Odino e verrà poi ucciso dal figlio di quest'ultimo.
Ha una magnitudine apparente di 25,0 che lo rende uno dei satelliti a più debole luminosità del nostro sistema solare. 
La sua scoperta fu possibile solo attraverso l'utilizzo di alcuni tra i più grandi telescopi del mondo, il Subaru e Gemini entrambi da 8 metri e i telescopi Keck da 10 metri.
Si trova a circa 22.453000 km da Saturno, attorno a cui ruota (di moto retrogrado) in 1260,3 giorni su un'orbita con eccentricità 0,136 e inclinata di 164,9°.
Sembra avere un diametro medio di 4 km.
Fenrir
Designazione preliminareS / 2004 S 16
corpo centraleSaturno
Caratteristiche orbitali
semiasse maggiore22.453.000 km
periastro19.399.000 km
Apoastro25.507.000 km
eccentricità0136
inclinazione164,9 °
Periodo orbitale1260.3 giorni
Velocità orbitale media1,29 km / s
Proprietà fisiche
Luminosità apparente+25,0 mag
Diametro medio≈ 4 km
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S/2004 S38
S / 2004 S 38 è un satellite naturale di Saturno . La sua scoperta è stata annunciata da Scott S. Sheppard , David C. Jewitt e Jan Kleyna l'8 ottobre 2019 da osservazioni prese tra il 12 dicembre 2004 e il 22 marzo 2007. 
S / 2004 S 38 ha un diametro di circa 4 chilometri e orbita attorno a Saturno a una distanza media di 21.908 Gm in 1211 giorni, con un'inclinazione di 154 ° rispetto all'eclittica, in una direzione retrograda e con un'eccentricità di 0,437.
S / 2004 S 38
corpo centraleSaturno
Caratteristiche orbitali
semiasse maggiore21.907.965 km
periastro12.343.668 km
Apoastro31.472.262 km
eccentricità0,4366
inclinazione154.09 °
Periodo orbitale1210.65 giorni
Velocità orbitale media1.305 km / s
Proprietà fisiche
Luminosità apparente+25,1 mag
Diametro medio4 km
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S/2004 S28
S / 2004 S 28 è un satellite naturale di Saturno . La sua scoperta è stata annunciata da Scott S. Sheppard , David C. Jewitt e Jan Kleyna il 7 ottobre 2019 da osservazioni prese tra il 12 dicembre 2004 e il 21 marzo 2007.
S / 2004 S 28 ha un diametro di circa 4 chilometri e orbita attorno a Saturno a una distanza media di 22.020 Gm in 1219,93 giorni, con un'inclinazione di 170 ° rispetto all'eclittica, in una direzione retrograda e con un'eccentricità di 0,143.
S / 2004 S 28
corpo centraleSaturno
Caratteristiche orbitali
semiasse maggiore22.019.789 km
periastro18.876.334 km
Apoastro25.163.244 km
eccentricità0,1427
inclinazione170.32 °
Periodo orbitale1219.93 giorni
Velocità orbitale media1.302 km / s
Proprietà fisiche
Luminosità apparente24,9 mag
Diametro medio4 km
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Surtur
Porta il nome del gigante del fuoco che darà fuoco al mondo con la sua spada di fiamma, consumandolo completamente e permettendone la rinascita, quando le forze dell'ordine e del caos si saranno annientate a vicenda. 
Venne scoperto nel giugno 2006 ad una distanza media di 22.707.000 km da Saturno. Sembra avere un diametro di 6 km e si muove, con moto retrogrado, su un'orbita inclinata di 177,5° e con una eccentricità di 0,451 , compiendo un giro completo in 1297,7 giorni.
Surtur
Designazione preliminareS / 2006 S 7
corpo centraleSaturno
Caratteristiche orbitali
semiasse maggiore22.707.000 km
periastro12.466.000 km
Apoastro32.948.000 km
eccentricità0451
inclinazione177,5 °
Periodo orbitale1297,7 giorni
Velocità orbitale media1,21 km / s
Proprietà fisiche
Luminosità apparente24,8 mag
Diametro medio≈ 6 km
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S/2004 S35
S / 2004 S 35 è un satellite naturale di Saturno . La sua scoperta è stata annunciata da Scott S. Sheppard , David C. Jewitt e Jan Kleyna l'8 ottobre 2019 da osservazioni prese tra il 12 dicembre 2004 e il 25 febbraio 2006. 
S / 2004 S 35 ha un diametro di circa 5 chilometri e orbita attorno a Saturno a una distanza media di 22.412 Gm in 1252,69 giorni, con un'inclinazione di 177 ° rispetto all'eclittica, in una direzione retrograda e con un'eccentricità di 0,1837  
S / 2004 S 35
corpo centraleSaturno
Caratteristiche orbitali
semiasse maggiore22.412.259 km
periastro18.295.443 km
Apoastro26.529.075 km
eccentricità0,1837
inclinazione176.72 °
Periodo orbitale1252.69 giorni
Velocità orbitale media1.290 km / s
Proprietà fisiche
Luminosità apparente24,6 mag
Diametro medio4 km
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Ymir

Nell'agosto del 2003 ricevette dalla IAU la designazione definitiva con il nome di Ymir, derivato da quello di un personaggio della mitologia norrena, antenato degli jǫtunn, i giganti di ghiaccio.
Questo rompeva con la tradizione instaurata nel 1847 da John Herschel di denominare i satelliti di Saturno con i nomi dei Titani, i fratelli di Crono
Tuttavia il parallelo con i giganti della tradizione nordica mantiene la continuità tematica del soggetto.
Ha un diametro di 18 km, e una densità calcolata di 2,3 g/cm3, che è relativamente alta in confronto ad altri satelliti di Saturno. La composizione è presumibilmente a base di ghiaccio d'acqua con un'alta percentuale di silicati.
La superficie appare piuttosto scura dato il basso valore di albedo pari a 0,06, vale a dire che solo il 6% della radiazione solare incidente viene riflessa.
La magnitudine apparente di 21,7 lo rende un oggetto di luminosità particolarmente debole.
Venne scoperto nel 2000 e porta il nome dell'antenato di tutti i giganti, il primo gigante del ghiaccio da cui si originarono anche il primo uomo e la prima donna. Orbita di moto retrogrado in 1315,6 giorni attorno a Saturno, su un'orbita inclinata di 173,5° e con una eccentricità di 0,334 , ad una distanza di circa 23.130.000 km circa.
Ha un periodo di rotazione 11,92220 +/- 0,00002 h.
Ymir
Designazione preliminareS / 2000 S 1
corpo centraleSaturno
Caratteristiche orbitali
semiasse maggiore23.130.000 km
periastro15.320.000 km
Apoastro30.760.000 km
eccentricità0,334
inclinazione173.50 °
Periodo orbitale1315.6 giorni
Velocità orbitale media1,27 km / s
Proprietà fisiche
albedo0.06
Luminosità apparente+21,7 mag
Diametro medio≈ 18 km
massa≈ 4,9 × 10E15 kg
Densità2,3 g / cm3
Rotazione siderale11.92220 h 
Accelerazione di gravità≈ 0,004 m / s2
velocità di fuga≈ 8,5 m / s
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S/2004 S21
S / 2004 S 21 è un satellite naturale di Saturno . La sua scoperta è stata annunciata da Scott S. Sheppard , David C. Jewitt e Jan Kleyna il 7 ottobre 2019 da osservazioni prese tra il 12 dicembre 2004 e il 17 gennaio 2007. 
S / 2004 S 21 ha un diametro di circa 3 chilometri e orbita attorno a Saturno a una distanza media di 22.645 Gm in 1272,21 giorni, con un'inclinazione di 160 ° rispetto all'eclittica, in una direzione retrograda e con un'eccentricità di 0,318. 
S / 2004 S 21
corpo centraleSaturno
Caratteristiche orbitali
semiasse maggiore22.644.540 km
periastro15.436.950 km
Apoastrp29.852.129 km
eccentricità0,3183
inclinazione155.95 °
Periodo orbitale1272.21 giorni
Velocità orbitale media1.284 km / s
Proprietà fisiche
Luminosità apparente25,4 mag
Diametro medio3 km
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Loge
Dista da Saturno 23.065.000 km, venne scoperto nel giugno 2006, ha un diametro medio di 6 km e gli è stato assegnato il nome di un gigante del fuoco figlio di Fornjotr, spesso confuso col dio Loki. Si muove di moto retrogrado in 1312 giorni su un'orbita inclinata di 167,9° sull'eclittica e con una eccentricità pari a 0,187 .
Il suo periodo di rotazione corrisponde a 6,9 +/- 0,1 h.
Loge
Designazione preliminareS / 2006 S 5
corpo centraleSaturno
Caratteristiche orbitali
semiasse maggiore23.065.000 km
periastro18.752.000 km
Apoastro27.378.000 km
eccentricità0,187
inclinazione167,9 °
Periodo orbitale1312 giorni
Velocità orbitale media1,27 km / s
Proprietà fisiche
Luminosità apparente+24,6 mag
Diametro medio≈ 6 km
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S/2004 S36
S / 2004 S 36 è un satellite naturale di Saturno . La sua scoperta è stata annunciata da Scott S. Sheppard , David C. Jewitt e Jan Kleyna l'8 ottobre 2019 da osservazioni prese tra il 12 dicembre 2004 e il 1 febbraio 2006. 
S / 2004 S 36 ha un diametro di circa 3 chilometri e orbita attorno a Saturno a una distanza media di 23,192 Gm in 1318,65 giorni, con un'inclinazione di 155 ° rispetto all'eclittica, in una direzione retrograda e con un'eccentricità di 0,748, la più alta di una delle lune di Saturno, che lo porta da un periastro di 5,84 Gm , fino ad un apoastro di 40,54 Gm (0,271 UA) da Saturno.
S / 2004 S 36
corpo centraleSaturno
Caratteristiche orbitali
semiasse maggiore23.192.352 km
periastro5.835.061 km
Apoastro40.549.643 km
eccentricità0,7484
inclinazione154.99 °
Periodo orbitale1318.65 giorni
Velocità orbitale media1.269  km / s
Proprietà fisiche
Luminosità apparente+25,3 mag
Diametro medio3 km
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S/2004 S39
S / 2004 S 39 è un satellite naturale di Saturno . La sua scoperta è stata annunciata da Scott S. Sheppard , David C. Jewitt e Jan Kleyna l'8 ottobre 2019 da osservazioni prese tra il 12 dicembre 2004 e il 21 marzo 2007.
S / 2004 S 39 ha un diametro di circa 3 chilometri e gira attorno a Saturno su un'orbita quasi circolare, a una distanza media di 23,575 Gm in 1351,83 giorni, con un'inclinazione di 167 ° rispetto all'eclittica, in una direzione retrograda e con un'eccentricità di 0,080.
S / 2004 S 39
corpo centraleSaturno
Caratteristiche orbitali
semiasse maggiore23.574.814 km
periastro21.680.089 km
Apoastro25.469.538 km
eccentricità0,0804
inclinazione166,58 °
Periodo orbitale1351.41 giorni
Velocità orbitale media1.258 km / s
Proprietà fisiche
Luminosità apparente+25,5 mag
Diametro medio2 km
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S/2004 S33
S / 2004 S 33 è un satellite naturale di Saturno . La sua scoperta è stata annunciata da Scott S. Sheppard , David C. Jewitt e Jan Kleyna l'8 ottobre 2019 da osservazioni prese tra il 12 dicembre 2004 e il 22 marzo 2007. 
S / 2004 S 33 ha un diametro di circa 4 chilometri e orbita attorno a Saturno a una distanza media di 24.168 Gm in 1403.18 giorni, con un'inclinazione di 160 ° rispetto all'eclittica, in una direzione retrograda e con un'eccentricità di 0,399.
S / 2004 S 33
corpo centraleSaturno
Caratteristiche orbitali
semiasse maggiore24.168.060 km
periastro14.514.220 km
Apoastro33.821.899 km
eccentricità0,3994
inclinazione160,47 °
Periodo orbitale1402.74 giorni
Velocità orbitale media1.243 km / s
Proprietà fisiche
Luminosità apparente+25,0 mag
Diametro medio4 km
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S/2004 S34
S / 2004 S 34 è un satellite naturale di Saturno . La sua scoperta è stata annunciata da Scott S. Sheppard , David C. Jewitt e Jan Kleyna l'8 ottobre 2019 da osservazioni prese tra il 12 dicembre 2004 e il 21 marzo 2007. 
S / 2004 S 34 ha un diametro di circa 3 chilometri e orbita attorno a Saturno a una distanza media di 24.299 Gm in 1414.59 giorni, con un'inclinazione di 166 ° rispetto all'eclittica, in una direzione retrograda e con un'eccentricità di 0,235.
S / 2004 S 34
corpo centraleSaturno
Caratteristiche orbitali
semiasse maggiore24.298.913 km
periastro18.583.125 km
Apoastro30.014.700 km
eccentricità0,2352
inclinazione166.04 °
Periodo orbitale1414.15 giorni
Velocità orbitale media1.239 km / s
Proprietà fisiche
Luminosità apparente+25,3 mag
Diametro medio3 km
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Fornjot
Scoperto nel maggio 2005, si trova ad una distanza media da Saturno di 25.108.000 km; ha un diametro medio di 6 km, un'orbita inclinata di 171,4° e con una eccentricità pari a 0.206. Ha un periodo orbitale di 1490,9 giorni e si muove in modo retrogrado, mentre la sua rotazione sembra essere di circa 9,5 h. 
Porta il nome di un gigante delle tempeste, padre di Kari, Loge e Aegir; fu anche un re della Finlandia.
Fornjot
Designazione preliminareS / 2004 S 8
corpo centraleSaturno
Caratteristiche orbitali
semiasse maggiore25.108.000 km
periastro19.936.000 km
Apoaastro30.280.000 km
eccentricità0,206
inclinazione170.40 °
Periodo orbitale1490.9 giorni
Velocità orbitale media1,22 km / s
Proprietà fisiche
Luminosità apparente+24,6 mag
Diametro medio≈ 6 km
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S/2004 S26
S / 2004 S 26 è il satellite naturale più esterno conosciuto di Saturno . La sua scoperta è stata annunciata da Scott S. Sheppard , David C. Jewitt e Jan Kleyna il 7 ottobre 2019 da osservazioni prese tra il 12 dicembre 2004 e il 21 marzo 2007. 
S / 2004 S 26 ha un diametro di circa 4 chilometri e orbita attorno a Saturno a una distanza media di 26.676 Gm (0.178 UA ) in 1627.18 giorni (l'unico satellite noto per impiegare più di 4 anni a orbitare attorno a Saturno), con un'inclinazione di 171 ° all'eclittica, in una direzione retrograda e con un'eccentricità di 0,165.
S / 2004 S 26
corpo centraleSaturno
Caratteristiche orbitali
semiasse maggiore26.676.218 km
periastro22.287.318 km
Apoastro31.065.117 km
eccentricità0,1645
inclinazione171,37 °
Periodo orbitale1626.67 giorni
Velocità orbitale media1.183  km / s
Proprietà fisiche
Luminosità apparente+25,0 mag
Diametro medio4 km
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Gruppo Gallico: 4 satelliti, scoperti dal 2000 in poi e hanno nomi derivanti dalla mitologia gallica, ruotano in senso diretto e si trovano ad una distanza media da Saturno tra 16 milioni e 19 milioni di km. Vista la somiglianza delle orbite e del loro spettro, probabilmente il gruppo si è formato dalla disgregazione di un corpo di dimensioni maggiori.

Albiorix

È il membro più grande del gruppo, 32 km di diametro, e si trova ad una distanza media da Saturno di 16.182.000 km, su un'orbita inclinata di 34.207o, con una eccentricità pari a 0.4791, percorsa in 783 giorni.
Ha il periodo di rotazione corrispondente a 13,33 +/- 0,03 h.
Albiorix era un altro satellite che non è stato visto nelle singole immagini di NEOWISE, ma è stato rivelato usando lo shift-and-stack di 11 frame W4 disponibili. Il rilevamento risultante ha un rapporto segnale / rumore di ~ 3. La modellizzazione termica produce un diametro di 28,6 ± 5,4 km con un'albedo visibile di 6,2 ± 2,8, quando si assume un valore predefinito di 0,9 ± 0,2 per il parametro di trasmissione.
Con 2,3 Kg/dm3, la sua densità è relativamente elevata rispetto alle altre lune di Saturno. È probabilmente composto da ghiaccio d' acqua con un'alta percentuale di roccia di silicato . Ha una superficie molto scura con un albedo di 0,06.
Albiorix
Designazione preliminareS / 2000 S 11
corpo centraleSaturno
Caratteristiche orbitali
semiasse maggiore16.182.000 km
periastro8.447.000 km
Apoastro23.917.000 km
eccentricità0478
inclinazione33.98 °
Periodo orbitale783.5 giorni
Velocità orbitale media1,50 km / s
Proprietà fisiche
albedo0.06
Luminosità apparente+20,5 mag
Diametro medio≈ 32 km
massa≈ 2,1 × 10 16 kg
Densità2,3 g / cm 3
Rotazione siderale≈ 13h 20min
Accelerazione si gravità0,0055 m / s 2
velocità di fuga13 m / s
È stato scoperto da un team guidato da Brett Gladman nel 2000 e gli è stata assegnata la designazione S / 2000 S11 .
Gli è stato dato come nome uno dei tanti epiteti del dio gallico Toutatis, dio della guerra, della fertilità e della ricchezza, che pretendeva dei sacrifici umani.
Recenti osservazioni hanno mostrato che in realtà possiede due colori diversi, uno un po' meno rosso degli altri corpi del gruppo ed uno compatibile con Erriapo e Tarvos, che potrebbero essere quindi frammenti di Albiorix prodotti da uno scontro con un corpo di almeno 1 km di diametro con una velocità relativa di 5 km/s. Questo scontro avrebbe anche prodotto un grande cratere di 12 km di diametro, la zona della superficie meno rossa.
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Bebhionn
Porta il nome di una gigantessa celtica molto bella; è stato individuato la prima volta in una osservazione effettuata da astronomi dell'Università delle Hawaii nel dicembre 2004, dista circa 17.119.000 km da Saturno ed ha un diametro di circa 6 km. La sua orbita, percorsa in 834,80 giorni (circa 2,3 anni), è inclinata sull'eclittica di 35° e mostra una eccentricità pari a 0.468 .
Il suo periodo di rotazione è di 16,33 +/- 0,03 h.
Bebhionn
Designazione preliminareS / 2004 S 11
corpo centraleSaturno
Caratteristiche orbitali
semiasse maggiore17.119.000 km
periastro9.090.000 km
Apoastro25.148.000 km
eccentricità0,469
inclinazione35.01 °
Periodo orbitale834.8 giorni
Velocità orbitale media1,41 km / s
Proprietà fisiche
Luminosità apparente+24,1 mag
Diametro medio≈ 6 km
massa≈? kg
Rotazione siderale≈ 16 h 20 min 
( SOPRA la sequenza di immagini che ha portato alla scoperta - SOTTO nel dettaglio l'ingrandimento della prima immagine ).
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Erriapo
La sua distanza da Saturno è di 17.343.000 km, ha un'orbita inclinata di 38o, con una eccentricità pari a 0.4724, percorsa in 871.2 giorni.
Ha un periodo di rotazione di 28,15 +/- 0,25 h.
Erriapo ha solo 8/10 km di diametro. Con 2,3 kg/dm3, la sua densità è relativamente elevata rispetto alle altre lune di Saturno. È probabilmente composto da ghiaccio d' acqua con un'alta percentuale di roccia di silicati . Ha una superficie molto scura con un albedo di 0,06 , cioè, viene riflesso solo il 6% della luce solare incidente .
Erriapo
Designazione preliminareS / 2000 S 10
corpo centraleSaturno
Caratteristiche orbitali
semiasse maggiore17.342.000 km
periastro9.122.000 km
Apoastro25.562.000 km
eccentricità0,4740
inclinazione34.450.474 °
periodo orbitale871.2 giorni
Velocità orbitale media1,45 km / s
Proprietà fisiche
albedo0.06
Luminosità apparente+23,0 mag
Diametro medio≈ 10 km
massa≈ 7,6 × 10 14 kg
Densità2,3 g / cm 3
Rotazione siderale≈ 28 h 09 min 
Accelerazione di gravità≈ 0,002 m / s 2
velocità di fuga≈ 4,5 m / s
Gli hanno dato il nome di un gigante e a causa del suo colore potrebbe essere un frammento di Albiorix, staccatosi a causa dell'impatto di Albiorix con un altro corpo avente un diametro superiore ad 1 km ed una velocità relativa di 5 km/s.
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Tarvos
Anche Tarvos, a causa del suo colore, potrebbe essere un frammento di Albiorix dovuto al suo impatto con un corpo di diametro superiore ad 1 km ed velocità relativa di 5 km/s. Ha un diametro di 15 km e si trova a circa 18.000.000 km da Saturno attorno al quale percorre un'orbita con eccentricità ed inclinazione pari a 0.5305 e 33.825, in 925.6 giorni.
Il suo periodo di rotazione di 10,691 +/- 0,001 h.
Il suo nome deriva da quello di un dio gigantesco, spesso rappresentato come un toro affiancato da una gru.
Tarvos
Designazione preliminare o sistematicaS / 2000 S 4
corpo centraleSaturno
Caratteristiche orbitali
semiasse maggiore17.982.000 km
periastro8.344.000 km
Apoastro27.620.000 km
eccentricità0,536
inclinazione33.51 °
periodo orbitale926.1 giorni
Velocità orbitale media1,41 km / s
Proprietà fisiche
albedo0.06
Luminosità apparente+22,1 mag
Diametro medio≈ 15 km
massa≈ 2,7 × 10 15 kg
densità media2,3 g / cm 3
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Extra gruppi:

S/2004 S24
S / 2004 S 24 è un satellite naturale di Saturno e l'unico satellite esterno progrado noto. 
La sua scoperta è stata annunciata da Scott S. Sheppard , David C. Jewitt e Jan Kleyna il 7 ottobre 2019 da osservazioni prese tra il 12 dicembre 2004 e il 22 marzo 2007.


S / 2004 S 24 ha un diametro di circa 3 chilometri e orbita attorno a Saturno a una distanza media di 22.901 Gm in 1294,25 giorni, con un'inclinazione di 35,5 ° rispetto all'eclittica, in una direzione progrado e con un'eccentricità di 0,085. Poiché la sua inclinazione è simile ai quattro membri noti del gruppo gallico, S / 2004 S 24 potrebbe appartenere al gruppo gallico. Tuttavia, la sua orbita è molto più distante, il che mette in discussione questa classificazione. Potrebbe benissimo essere in un gruppo a parte.
S / 2004 S 24
corpo centraleSaturno
Caratteristiche orbitali
semiasse maggiore22.900.547 km
periastro20.963.071 km
Apoastro24.838.023 km
eccentricità0,0846
inclinazione35.54 °
periodo orbitale1293,85 giorni
Velocità orbitale media1.277 km / s
Proprietà fisiche
Luminosità apparente+25,2 mag
Diametro medio3 km
Accelerazione in superficiend
velocità di fugand

L'esatto meccanismo di formazione di S / 2004 S 24 è sconosciuto e, a causa della sua bassa eccentricità (0,085), è improbabile un'orbita catturata. Tuttavia, S / 2004 S 24 orbita nella direzione opposta rispetto a tutte le altre lune nella sua regione orbitale, rendendo improbabile che sia sopravvissuto in questa orbita per l'intera storia del Sistema Solare.
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Nuove 20 lune:
(07/10/2019)
Una squadra guidata da Scott S. Sheppard del Carnegie ha trovato 20 nuove lune in orbita attorno a Saturno. Questo porta il numero totale di lune del pianeta inanellato a 82.
La scoperta è stata annunciata lunedì 7 ottobre 2019 , dal Minor Planet Center dell'Unione Astronomica Internazionale (IAU) .
Ciascuna delle lune appena scoperte ha un diametro di circa cinque chilometri.
Le nuove lune sono state scoperte usando il telescopio Subaru in cima al Mauna Kea alle Hawaii.
Il team di osservazione comprendeva Sheppard, David Jewitt dell'UCLA e Jan Kleyna dell'Università delle Hawaii.
(Gli oggetti sono già inseriti negli elenchi qua sopra).
Retrograde:
Diciassette di loro orbitano attorno al pianeta all'indietro, o in una direzione retrograda, il che significa che il loro movimento è opposto alla rotazione del pianeta attorno al suo asse, ed hanno inclinazioni simili ad altre lune saturniane retrograde precedentemente note, indicando che probabilmente sono anche frammenti di una luna madre una volta più grande che è stata spezzata. Queste lune retrograde fanno parte del gruppo norreno.
Le lune retrograde più distanti e una delle lune prograde richiedono ciascuna più di tre anni per completare un'orbita.
Prograde:
Le altre tre lune orbitano in modo progrado, nella stessa direzione di Saturno.
Due delle lune prograde sono più vicine al pianeta e impiegano circa due anni per viaggiare una volta intorno a Saturno, e si inseriscono in un gruppo di lune esterne con inclinazioni di circa 46 gradi chiamate gruppo Inuit.
Queste lune potrebbero aver costituito una volta una luna più grande che fu spezzata in un lontano passato.

L'altra luna prograda appena trovata ha un'inclinazione vicino a 36 gradi, che è simile all'altro raggruppamento noto di lune prograde interne intorno a Saturno chiamato gruppo gallico.
Ma questa luna nuova orbita molto più lontana da Saturno rispetto a qualsiasi altra luna prograda, indicando che potrebbe essere stata estratta nel tempo o potrebbe non essere associata al raggruppamento più interno di lune prograde.

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A cura di Andreotti Roberto.
 Leggi anche:


APPROFONDIMENTI:   

IL SISTEMA SOLARE ELENCO POST di Andreotti Roberto - INSA.

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