_____________________________________________________
Aggiornato il 28/02/2024
URANO
Dati fisici:
Le dimensioni di Urano sono: diametro equatoriale di 51,118 km - diametro polare di 49.946 km.
Ha una densità di 1,271 kg/dm3, con una velocità di fuga pari a 21.3 km/s.
Ruota sul suo asse, inclinato di 97,77°, in 17h 14' 24'' in maniera retrograda.
Parametri orbitali:
Orbita attorno al Sole ad una distanza di 19,19 UA, con un periodo di rivoluzione di 84,011 anni e con una inclinazione assiale superiore a 90° rispetto all'eclittica forse data da un impatto con un altro corpo di 2,75 masse terrestri durante la sua formazione.
Urano ed i suoi satelliti ricevono un energia dal Sole pari a 3,69 W/m2.
Inclinazione dell'Asse:
La principale particolarità di Urano sta proprio nell'inclinazione del suo asse che è inclinato di 97,77° sul piano dell'orbita, pertanto l'asse di rotazione di Urano giace quasi sul suo piano orbitale.
Il polo nord celeste coincide con la stella Sabik dell'Ofiuco, mente il polo sud cade tra le costellazioni del Toro e dell'ariete senza particolari stelle luminose.
Di conseguenza uno dei due poli è diretto verso il Sole per metà dell'orbita, e per la successiva metà dell'orbita cade nella zona in ombra, lo stesso succede per i suoi satelliti.
Nel tratto intermedio all'inversione dei due poli rispetto al Sole, questo sorge e tramonta intorno all'equatore normalmente.
ascensione retta
| 17 h 9 m 15 s (257.311 °) |
|---|---|
| −15.175 ° |
L'impatto che l'ha sdraiato:
Gli astronomi pensano di sapere come mai Urano è stato posto su un fianco.
Secondo le dettagliate simulazioni al computer, un corpo grande circa il doppio della Terra si schiantò contro Urano tra i 3 e i 4 miliardi di anni fa.
L'impatto creò una stranezza nel nostro Sistema Solare:- l'unico pianeta che ruota su un lato.
Lo studio che spiega questi risultati è stato guidato da Jacob Kegerreis, un ricercatore della Durham University.
Si basa su studi precedenti che indicano un impatto come causa dell'orientamento unico di Urano.
Secondo un estratto della loro presentazione all'AGU, "hanno eseguito una serie di simulazioni di idrodinamica delle particelle levigate (SPH) per indagare in dettaglio i risultati di un impatto gigantesco sul giovane Urano". SPH è un metodo computazionale sviluppato negli anni '70 per studiare i problemi astrofisici. È anche usato in balistica, vulcanologia e oceanografia.
I nostri risultati confermano che il risultato più probabile è stato che il giovane Urano è stato coinvolto in una collisione cataclismatica con un oggetto di circa due volte la massa della Terra, se non più grande, facendolo cadere di lato e mettendo in atto gli eventi che hanno contribuito a creare il pianeta che abbiamo vedi oggi - ha detto Kegerreis.
I risultati delle loro simulazioni spiegano non solo l'obliquità di Urano, ma anche alcune delle sue altre proprietà:
- Urano non solo ruota su un lato, ma anche le sue cinque lune più grandi.
- Anche il suo campo magnetico è sbilenco e non esce dai poli.
- È l'unico pianeta in cui il calore interno non fuoriesce dal suo nucleo.
La simulazione suggerisce anche che le lune di Urano si formarono dopo la collisione. Probabilmente ci fu un anello di detriti come risultato dell'impatto e le lune si formarono da quei detriti.
Ecco perché le cinque lune più grandi ruotano sullo stesso asse del pianeta.
LINK : https://agu.confex.com/agu/fm18/meetingapp.cgi/Paper/386791
L'atmosfera:
Le capacità degli strumenti di rilevazione hanno permesso di raggiungere una profondità di circa 300 km al di sotto dello strato alla pressione di 1 bar assunto come zero altimetrico, a cui corrispondono una pressione di 100 bar ed una temperatura di 320 K.
L'atmosfera può essere divisa in tre strati: la troposfera, ad un'altitudine compresa tra i -300 sotto al livello dove la pressione è pari a un bar e 50 km, con pressioni che variano da 100 a 0,1 bar (10 MPa a 10 kPa), la stratosfera, ad altitudini tra i 50 e 4.000 km e pressioni tra 0,1 e 10−10 bar (10 kPa a 10 Pa), e la termosfera o corona, che si estende da 4.000 km a 50.000 km sulla superficie.
L’immagine di Urano rivela una caratteristica dominante: un vasto mantello luminoso di nubi sopra il polo nord. Gli scienziati ritengono che questa formazione sia il risultato della peculiare rotazione di Urano. A differenza di ogni altro pianeta del sistema solare, infatti, Urano è ribaltato quasi sul fianco. A causa di questa estrema inclinazione, durante l’estate del pianeta il Sole splende quasi direttamente sul polo nord e non tramonta mai.
Urano si sta ora entrando nel pieno della sua stagione estiva, e la cappa polare probabilmente originata dai cambiamenti stagionali nel flusso atmosferico, diventa sempre più prominente.
Vicino al bordo del manto nuvoloso si trova una grande e compatta nube di metano ghiacciato, a volte è abbastanza brillante da essere fotografata anche da astronomi dilettanti.
Atmosfera esterna ed aurore:
L'atmosfera superiore esterna gioca un ruolo fondamentale nel collegare l'atmosfera alle forze e ai processi contenuti nel campo magnetico. Ad esempio, i sistemi di corrente aurorale possono guidare particelle cariche nell'atmosfera, riscaldandola tramite riscaldamento Joule.
Osservazioni terrestri della molecola H3+ forniscono una potente diagnostica remota delle proprietà fisiche e dei processi che si verificano nell'alta atmosfera ed esiste un ricco set di dati per Urano. Queste osservazioni abbracciano quasi tre decenni e hanno rivelato che l'alta atmosfera si è continuamente raffreddata tra il 1992 e il 2018 di circa 8 K / anno , e cioè da∼750 K a ∼500 K.
La ragione di questa tendenza rimane poco chiara, ma potrebbe essere correlata a variazioni stagionali delle velocità di riscaldamento Joule dovute al campo magnetico inclinato e sfalsato, o potrebbe essere correlata al cambiamento delle distribuzioni verticali degli idrocarburi.
L'atmosfera superiore è definita come la regione dell'atmosfera in cui domina la diffusione molecolare. Qui, le specie si separano con l'altitudine in base al loro peso atomico o molecolare, in modo che la loro distribuzione verticale sia regolata dall'altezza della loro scala.
Nei pianeti giganti, le specie più pesanti vengono separate molto rapidamente nella parte inferiore di questa regione, in modo che sia dominata ad altitudini più elevate dall'idrogeno atomico e molecolare. L'atmosfera superiore è limitata rispetto all'atmosfera inferiore (mesosfera, stratosfera e troposfera) dall'omopausa, la linea alla quale la diffusione molecolare e la diffusione parassita sono uguali.
La diffusione parassita, detta anche miscelazione turbolenta, è il processo in cui i pacchetti atmosferici si muovono alla rinfusa, producendo un'atmosfera ben miscelata.
Il confine ad alta quota dell'alta atmosfera è l'exobase, dove il percorso libero medio è uguale all'altezza della scala dell'idrogeno atomico.
L'alta atmosfera ha due componenti fondamentali, la termosfera neutra e la ionosfera di particelle cariche. La ionosfera è formata dall'ultravioletto estremo (EUV) solare tramite fotoionizzazione o ionizzazione da impatto mediante particelle cariche sospinte nell'atmosfera dal processo aurorale. L'idrogeno atomico viene ionizzato dall'impatto sia solare che particellare per formare H+ e l'idrogeno molecolare viene convertito in H2+.
Poiché la ionosfera è carica, i suoi costituenti sono soggetti alle forze esercitate dal campo magnetico. Questa regione è quindi un importante strato di interfaccia tra il pianeta e la magnetosfera.
Ad esempio, le linee di campo che vengono accelerate dalla rotazione rigida della magnetosfera trascineranno (o attireranno) il plasma ionosferico, impartendo slancio all'atmosfera tramite collisioni ioniche neutre. Al contrario, il movimento del plasma ionosferico può imporre ulteriori correnti nel sistema magnetosferico, spostando l'energia dall'atmosfera in quella più ampia della magnetosfera.
Le emissioni aurorali vengono prodotte quando le correnti allineate al campo, facente parte di
vasti circuiti di correnti aurorali che si chiudono nella ionosfera, interagiscono anche con l'atmosfera
tramite eccitazione o ionizzazione dei suoi componenti.
Il primo produce principalmente emissioni in ultravioletto da H e H2, mentre quest'ultimo produce H3+ che emette termicamente nel vicino infrarosso.
Quando correnti magnetosferiche su larga scala si chiudono nella ionosfera generano correnti all'interno dell'atmosfera e la riscaldano mediante riscaldamento Joule, un processo che può produrre fino ad alcuni TeraWatt di energia nelle regioni aurorali di Giove e Saturno.
L'energia viene persa dall'atmosfera superiore attraverso la conduzione del calore verso le quote inferiori e dal raffreddamento radiativo di H3+.
Questa molecola è un emettitore molto efficiente e può rimuovere quantità significative di energia dall'atmosfera. La quantità di energia irradiata da H3+ è guidata in modo esponenziale dalla temperatura ambiente e linearmente dalla densità di H3+, quindi il raffreddamento diventa più efficiente negli ambienti più caldi e densi.
( Le osservazioni aurorali proiettate di Urano da Herbert et al. , riportato per epoche diverse, per un periodo di 40 anni, visti dalla Terra. Le regioni chiare indicano un'emissione aurorale brillante ).
LINK PDF (EN) : https://arxiv.org/pdf/2009.02071.pdf
Campo Magnetico:
La spiegazione per tale ipotesi è che, al contrario dei campi magnetici della Terra e degli altri pianeti, che hanno campi magnetici generati nel loro nucleo, i campi magnetici dei giganti di ghiaccio sono generati dal movimento di materia a profondità relativamente basse, come ad esempio un oceano di acqua e ammoniaca, la magnetosfera di Urano risulta pertanto fortemente asimmetrica, con l'intensità del campo magnetico sulla superficie che va da 0,1 gauss (10 microtesla) dell'emisfero meridionale e può arrivare a 1,1 gauss (110 microtesla) nell'emisfero nord, ed una media in superficie di 0,23 gauss.
Formazione di plasmoidi:
In un recente studio pubblicato su Geophysical Research Letters i ricercatori hanno scoperto che, al momento del flyby del Voyager 2 avvenuto il 24 gennaio 1986, nella coda della magnetosfera di Urano c'era un plasmoide, formato in gran parte da idrogeno ionizzato, in fuga dal pianeta. Si tratta della prima rilevazione di un plasmoide nella magnetosfera di un gigante ghiacciato e rappresenta, per Urano, un importante meccanismo per la perdita dell'atmosfera.
In attesa di una nuova missione spaziale verso Urano, una cosa che si può fare è rianalizzare i vecchi dati trasmessi dal Voyager 2 per vedere se c’è qualcosa sfuggito ai ricercatori.
Ed è quello che hanno fatto Gina DiBraccio e Daniel J. Gershman, del Goddard Space Flight Center della Nasa.
DiBraccio e Gershman hanno ripreso in mano i dati sul campo magnetico di Urano misurati dal magnetometro del Voyager 2 che ne registrava direzione e intensità a mano a mano che la sonda si spostava nell’ambiente circumplanetario.
A differenza del passato però hanno analizzato i valori del campo magnetico ogni 1,9 secondi (invece che diversi minuti), ossia hanno aumentato la risoluzione spaziale.
Considerata la velocità del Voyager 2 al momento del flyby con Urano, significa campionare il campo magnetico ogni 50 km circa.
La nuova analisi dei dati ha rivelato nella coda della magnetosfera, alla distanza di 54 raggi di Urano, la presenza di un plasmoide in allontanamento dal pianeta. Si tratta del primo plasmoide mai osservato nella magnetosfera di un gigante ghiacciato.
Un plasmoide è semplicemente una bolla di plasma o gas ionizzato, che assume una forma definita grazie all’azione di contenimento di un campo magnetico esterno. Queste strutture si formano quando le linee di forza dei campi magnetici nella coda della magnetosfera planetaria si riconnettono fra di loro. Confrontando i risultati con i plasmoidi osservati nelle magnetosfere di Giove, Saturno e Mercurio, DiBraccio e Gershman hanno stimato per il plasmoide di Urano una forma cilindrica, con una lunghezza di almeno 204mila km e una larghezza fino a circa 400mila km. Come tutti i plasmoidi planetari, anche questo era composto da particelle elettricamente cariche – principalmente idrogeno ionizzato – che, in precedenza, apparteneva all’atmosfera di Urano. In casi come questo le forze elettromagnetiche hanno il sopravvento sulla forza di gravità perché sono molto più intense e, da questo punto di vista, la presenza di un campo magnetico diventa un fattore fisico in grado di drenare l’atmosfera.Su tempi scala sufficientemente lunghi, i plasmoidi in fuga dalla magnetosfera possono sottrarre ioni dall’atmosfera di un pianeta, cambiandone radicalmente la sua composizione. Non ci si aspettava di trovare plasmoidi come quello osservato se la magnetosfera fosse dovuta solo al vento solare, quindi ci devono essere delle forze interne ad Urano che causano un trasporto di massa nella magnetosfera. Al momento non è chiaro quale possa essere il processo fisico in atto. Plasmoidi potrebbero essere presenti anche nella coda magnetosferica di Nettuno, ma non ci sono dati del Voyager 2 per via della traiettoria seguita durante il flyby del 1989.
Secondo le stime di DiBraccio e Gershman, i plasmoidi come quello osservato potrebbero contribuire tra il 15 per cento e il 55 per cento per la perdita di massa dell’atmosfera di Urano, una percentuale maggiore rispetto a Giove o Saturno. In sostanza, questo potrebbe essere il meccanismo dominante con cui Urano diffonde la sua atmosfera nello spazio. Al momento, con una sola osservazione isolata nel tempo, non è possibile dire se il plasmoide osservato sia la regola oppure l’eccezione e quale processo determini il trasporto di massa nella magnetosfera.
Gli Anelli:
Dalla Terra, gli anelli di Urano sono invisibili a tutti tranne che ai più grandi telescopi. Fino al 1977 non si sapeva nemmeno che esistessero: vennero scoperti in modo fortuito studiando l’occultazione di una stella da parte del pianeta, quando la stella scomparve dalla vista molto prima del previsto, proprio a causa degli anelli.
Urano è dotato di due sistemi di anelli, uno interno e l'altro esterno, in totale possiede 13 anelli distinti di cui 11 nel sistema interno e 2 in quello esterno.
ANELLI INTERNI - La sonda spaziale Voyager 2 ha fotografato il sistema di anelli interno nel 1986, gli astronomi avevano progettato di usare l'occultazione di una stella, la SAO 158687, da parte di Urano per poter studiare l'atmosfera del pianeta, ma quando analizzarono le loro osservazioni scoprirono che la stella era scomparsa brevemente dalla vista cinque volte prima e dopo l'occultamento da parte del pianeta.
ANELLI ESTERNI - Il sistema di anelli esterno è invece composto da due anelli scoperti nel 2005 analizzando le immagini riprese dal telescopio spaziale orbitante Hubble.
Nel mezzo dell'Anello Mu si trova ad orbitare il satellite Mab e gli scienziati ipotizzano che rifornisca costantemente di materia l'anello tramite collisioni con meteoroidi. Mab inoltre raccoglie la polvere che incontra nella sua orbita per poi rilasciarla al successivo impatto, tale polvere si pensa sia in gran parte ghiaccio molto fine, visto che il suo colore tende al blu.
L'Anello Nu più interno invece non sembra avere un corpo attualmente conosciuto che lo rifornisca di materiali, ma si pensa che vi siano più satelliti di piccole dimensioni al suo interno oppure che si sia
formato a causa dell'impatto di una grossa luna di Urano, impatto che ha modificato la sua orbita portandola all'esterno dell'anello, che tende al colore rosso.
Gli anelli sono nel piano dell'equatore di Urano perpendicolari all'orbita del pianeta rispetto al Sole. Sono formati da materiale fine e molto scuro, probabilmente sono costituiti principalmente da polvere e non da ghiaccio come gli anelli di Saturno spiegando così la loro così scarsa luminosità.
Le nuove immagini scattate dai due grandi telescopi in Cile hanno permesso al team di misurare per la prima volta la temperatura degli anelli: un fresco 77 Kelvin (circa -196 gradi Celsius), corrispondente alla temperatura di ebollizione dell’azoto liquido. La temperatura osservata è più elevata del previsto per le particelle osservate, disposte su un anello in rapida rotazione, il che significa che i dati favoriscono un modello nel quale l’inerzia termica delle particelle dell’anello è bassa e/o la loro velocità di rotazione è lenta. Queste osservazioni sono coerenti con le osservazioni ottiche e nel vicino infrarosso, confermando l’ipotesi che la polvere di dimensioni dell’ordine del micron non sia presente nel sistema ad anelli.
( A LATO : Immagine nel vicino infrarosso del sistema degli anelli di Urano, scattata con il sistema di ottica adattiva al telescopio Keck da 10 m nel luglio 2004. Questa immagine, presa a 2.2 micron di lunghezza d’onda, mostra il sistema principale di anelli, in luce solare riflessa. È stata scelta questa particolare lunghezza d’onda poiché Urano è scuro, poiché il gas metano nella sua atmosfera assorbe la maggior parte della luce solare in arrivo, e gli anelli relativamente deboli risaltano. Tra gli anelli principali, che sono composti da particelle le cui dimensioni sono dell’ordine di cm o più grandi, si possono scorgere fogli di polvere ).
Per confronto, gli anelli di Giove contengono particelle di piccole dimensioni, di qualche micron. Gli anelli di Nettuno sono per lo più costituiti da polvere, e anche Urano ha grandi strati di polvere tra i suoi stretti anelli principali. La mancanza di particelle di dimensioni della polvere negli anelli principali di Urano fu notata per la prima volta dal Voyager 2, quando si avvicinò al pianeta nel 1986 e li fotografò. Tuttavia, la sonda spaziale non fu in grado di misurare la temperatura degli anelli.
Che l’anello epsilon fosse un po’ strano già lo sapevamo, perché in esso non si vedono componenti più piccoli.
( A LATO : Immagine composita dell’atmosfera e degli anelli di Urano alle lunghezze d’onda radio, scattata con Alma nel dicembre 2017. L’immagine mostra per la prima volta l’emissione termica, o calore, dagli anelli di Urano, consentendo agli scienziati di determinare la loro temperatura. Le bande scure nell’atmosfera di Urano a queste lunghezze d’onda mostrano la presenza di molecole che assorbono i raggi X, in particolare il gas idrogeno solforato (H2S), mentre le regioni luminose come il polo nord contengono pochissime di queste molecole ).
Gli anelli di Urano hanno una composizione diversa dall’anello principale di Saturno, nel senso che nell’ottico e nell’infrarosso l’albedo è molto più basso: sono davvero scuri come il carbone.
Sono anche estremamente stretti rispetto agli anelli di Saturno: il più largo, l’anello epsilon, varia da 20 a 100 chilometri di larghezza, mentre quelli di Saturno sono 100 o decine di migliaia di chilometri di larghezza.
Gli anelli potrebbero essere ex-asteroidi catturati dalla gravità del pianeta, resti di lune che si schiantarono l’una contro l’altra e si frantumarono, resti di lune distrutte quando si sono avvicinate troppo a Urano, o detriti rimasti da 4.5 miliardi di anni fa, quando il Sistema solare si è formato.
LINK: Leggi su Astronomical Journal l’articolo “Thermal Emission from the Uranian Ring System”
Struttura:
La composizione chimica di Urano è simile a quella di Nettuno ed entrambi hanno una composizione differente rispetto a quella dei giganti gassosi più grandi (Giove e Saturno). Per questa ragione gli astronomi talvolta preferiscono riferirsi a questi due pianeti trattandoli come una classe separata, i "giganti ghiacciati". L'atmosfera del pianeta, sebbene sia simile a quella di Giove e Saturno per la presenza abbondante di idrogeno ed elio, contiene una proporzione elevata di "ghiacci", come l'acqua, l'ammoniaca e il metano, assieme a tracce di idrocarburi.
Per quanto riguarda la struttura interna si ipotizzano esotici stati fisici per l'acqua ad alte pressioni e temperature nel mantello con un involucro esterno di acqua ionica, una ''zuppa'' di ossigeno ed idrogeno non legati e mischiati anche ad altri elementi come carbonio ed azoto derivanti da ammonica e metano. Per la zona più interna del mantello si crede che ci sia la presenza di acqua super-ionica dove l'ossigeno forma reticoli cubici e l'idrogeno che si muove liberamente forma un campo elettrico in grado di spiegare il peculiare campo magnetico di Urano.
LINK - PDF :
- Superionic to superionic phase change in water: consequences for the interiors of Uranus and Neptune
- Metallic liquid H3O in a thin-shell zone inside Uranus and Neptune
LA STORIA DI URANO
Come gli altri pianeti classici , Urano è visibile ad occhio nudo, ma non è mai stato riconosciuto come un pianeta da antichi osservatori a causa della sua poca luminosità e dell'orbita lenta.
Sir William Herschel annunciò la sua scoperta il 13 marzo 1781, ampliando i confini noti del Sistema Solare per la prima volta nella storia e facendo di Urano il primo pianeta scoperto con un telescopio .
Osservazioni precedenti:
Urano precedentemente era stato osservato in molte occasioni prima del suo riconoscimento come pianeta, ma era generalmente scambiato per una stella.
Forse la più antica delle osservazioni noto fu di Ipparco, che nel 128 AC , l'avrebbe registrato come una stella per il suo catalogo stellare, la quale fu poi incorporata da Tolomeo nell'Almagesto .
Il primo avvistamento definito fu nel 1690, quando John Flamsteed lo osservò almeno sei volte, catalogandolo però come 34 Tauri .
Il caso più curioso fu dell'astronomo francese Pierre Charles Le Monnier, che osservò Urano almeno dodici volte tra il 1750 e il 1769, una volta anche per quattro notti consecutive.
Quest'ultimo, se avesse elaborato puntigliosamente le sue osservazioni, avrebbe potuto riconoscere il moto proprio dell'oggetto, ma fu vittima del suo stesso disordine: una delle sue osservazioni fu trovata segnata su una carta da pacchi usata per conservare la cipria per capelli. Questi astronomi d'altronde non sospettavano l'esistenza di altri pianeti oltre Saturno, semplicemente perché nessuno, questa idea, l'aveva mai presa in considerazione.
La scoperta di Sir William Herschel:
Sir William Herschel osservò Urano il 13 marzo 1781 dal giardino della sua casa al 19 New King Street a Bath, nel Somerset , in Inghilterra (ora Museo dell'astronomia di Herschel ), e inizialmente lo riferì (il 26 aprile 1781) come cometa . Con un telescopio, Herschel "si impegnò in una serie di osservazioni sulla parallasse delle stelle fisse".Herschel nel suo diario registrò : "Nel quartile vicino a ζ Tauri ... o stella nebulosa o forse una cometa".
Mente il 17 marzo notò : "Ho cercato la cometa o la stella nebulosa e ho scoperto che è una cometa, perché ha cambiato il suo posto".
Quando presentò la sua scoperta alla Royal Society , continuò ad affermare di aver trovato una cometa, ma anche implicitamente la paragonò a un pianeta:
<< Il potere che avevo quando vidi per la prima volta la cometa era 227. Per esperienza, so che i diametri delle stelle fisse non sono ingranditi proporzionalmente con potenze superiori, come lo sono i pianeti; quindi ora metto i poteri a 460 e 932, e scoprii che il diametro della cometa aumentava in proporzione al potere, come avrebbe dovuto essere, supponendo che non fosse una stella fissa, mentre i diametri delle stelle che ho confrontato non sono aumentati nello stesso rapporto. Inoltre, essendo la cometa ingrandita molto al di là di ciò che la sua luce avrebbe ammesso, appariva confusa e mal definita con questi grandi poteri, mentre le stelle conservavano quella lucentezza e quel carattere distinto che da molte migliaia di osservazioni sapevo che avrebbero conservato. Il sequel ha dimostrato che le mie supposizioni erano fondate, dimostrando di essere la cometa che abbiamo osservato di recente. >>
Herschel informò l'astronomo reale Nevil Maskelyne della sua scoperta e ricevette questa risposta confusa da lui il 23 aprile 1781: "Non so come chiamarlo. È altrettanto probabile che sia un pianeta normale che si muove in un'orbita quasi circolare verso l'orbita il sole come una cometa che si muove in ellissi molto eccentriche. Non ho ancora visto alcun coma o coda. "( a lato la replica del telescopio di Herschel ).
Sebbene Herschel continuasse a descrivere il suo nuovo oggetto come una cometa, altri astronomi avevano già iniziato a sospettare diversamente.
L'astronomo finlandese-svedese Anders Johan Lexell, che lavorava in Russia, fu il primo a calcolare l'orbita del nuovo oggetto, e la sua orbita quasi circolare lo portò alla conclusione che era un pianeta piuttosto che una cometa.
L'astronomo Berlinese Johann Elert Bode ha descritto la scoperta di Herschel come "una stella in movimento che può essere considerata un oggetto simile a un pianeta fino ad allora sconosciuto che circola oltre l'orbita di Saturno". Bode concluse che la sua orbita quasi circolare era più simile a quella di un pianeta che a quella di una cometa.
L'oggetto fu presto universalmente accettato come un nuovo pianeta. Nel 1783, Herschel lo riconobbe al presidente della Royal Society Joseph Banks : "Dall'osservazione dei più eminenti astronomi in Europa sembra che la nuova stella, che ho avuto l'onore di far loro notare nel marzo 1781, sia un pianeta primario di il nostro sistema solare."
In riconoscimento del suo successo, il re Giorgio III diede a Herschel uno stipendio annuale di 200 sterline, a condizione che si trasferisse a Windsor in modo che la Famiglia Reale potesse guardare attraverso i suoi telescopi (equivalenti a circa £ 24.000 nel 2019).
Denominazione:
Il nome di Urano fa riferimento all'antica divinità greca del cielo Urano (greco antico : Οὐρανός), il padre di Crono (Saturno) e il nonno di Zeus (Giove), che in latino divenne Ūranus (IPA: [ˈuːranʊs]).
È l'unico pianeta il cui nome deriva direttamente da una figura della mitologia greca .
Il consenso sul nome non è stato raggiunto fino a quasi 70 anni dopo la scoperta del pianeta. Durante le discussioni originali a seguito della scoperta, Maskelyne ha chiesto a Herschel di "fare del mondo astronomico il migliore [ sic ] per dare un nome al tuo pianeta, che è interamente tuo, di cui ti siamo tanto obbligati per la scoperta di ".
In risposta alla richiesta di Maskelyne, Herschel decise di nominare l'oggetto Georgium Sidus (George's Star), o il "Pianeta georgiano" in onore del suo nuovo patrono, re Giorgio III. Spiegò questa decisione in una lettera a Joseph Banks:
<< Nelle epoche favolose dei tempi antichi le denominazioni di Mercurio, Venere, Marte, Giove e Saturno furono date ai Pianeti, come i nomi dei loro principali eroi e divinità. Nell'attuale epoca più filosofica difficilmente sarebbe possibile ricorrere allo stesso metodo e chiamarlo Giunone, Pallade, Apollo o Minerva, per un nome al nostro nuovo corpo celeste. La prima considerazione di un evento particolare, o di un incidente notevole, sembra essere la sua cronologia: se in qualsiasi epoca futura dovesse essere chiesto, quando verrà scoperto l'ultimo Pianeta ritrovato? Sarebbe una risposta molto soddisfacente dire: "Nel regno di Re Giorgio III". >>
Il nome proposto da Herschel non era popolare al di fuori della Gran Bretagna e presto furono fatte proposte alternative.
L'astronomo Jérôme Lalande propose di chiamarlo Herschel in onore del suo scopritore.
L'astronomo svedese Erik Prosperin ha proposto il nome Nettuno , che è stato sostenuto da altri astronomi a cui è piaciuta l'idea di commemorare le vittorie della flotta navale reale britannica nel corso della guerra rivoluzionaria americana chiamando il nuovo pianeta persino Nettuno Giorgio III o Nettuno Gran Bretagna .
In un trattato del marzo 1782, Bode propose Urano , la versione latinizzata del dio greco del cielo, Ouranos . Bode sostenne che il nome avrebbe dovuto seguire la mitologia per non distinguersi dagli altri pianeti e che Urano era un nome appropriato come padre della prima generazione dei Titani .
Ha anche notato che l'eleganza del nome in quanto proprio come Saturno era il padre di Giove , il nuovo pianeta dovrebbe essere chiamato come il padre di Saturno. Nel 1789, alla Royal Academy di Bode, il suo collega Martin Klaproth ha nominato il suo elemento di uranio appena scoperto a sostegno della scelta di Bode. Alla fine, il suggerimento di Bode divenne il più ampiamente usato e divenne universale nel 1850 quando l'HM Nautical Almanac Office, passò dall'uso di Georgium Sidus a Urano .
Urano ha due simboli astronomici . Il primo a essere proposto, ♅, fu suggerito da Lalande nel 1784. In una lettera a Herschel, Lalande lo descrisse come "un globo surmonté per la première lettre de votre nom" ("un globo sormontato dalla prima lettera di il tuo cognome"). Una proposta successiva fu ⛢, che è un ibrido dei simboli di Marte e del Sole perché Urano era il Cielo nella mitologia greca, che si pensava fosse dominato dai poteri combinati del Sole e di Marte.
Urano è chiamato da una varietà di traduzioni in altre lingue. In cinese , giapponese , coreano e vietnamita , il suo nome è letteralmente tradotto come "stella del re del cielo" ( 天王星 ).
In tailandese , il suo nome ufficiale è Dao Yurenat (ดาว ยูเรนัส), come in inglese. L'altro nome in tailandese è Dao Maritayu (ดาว มฤตยู, Stella di Mṛtyu), il termine sanscrito per "morte", Mrtyu (मृत्यु).
In mongolo , il suo nome è Tengeriin Van (Тэнгэрийн ван), tradotto come "Re del cielo", che riflette il ruolo del dio omonimo come sovrano dei cieli. In hawaiano , il suo nome è Hele'ekala , una parola in prestito per lo scopritore Herschel. In Maori , il suo nome è Whērangi .
Visibilità osservativa:
Il pianeta manifesta fluttuazioni nella luminosità, ben documentate, determinate sia da cambiamenti fisici dell'atmosfera, sia da fattori geometrici e prospettici. La luminosità di Urano è influenzata dalla sua distanza dal Sole, dalla distanza dalla Terra e dalla particolare vista che offre al nostro pianeta: Urano appare leggermente più grande e più luminoso quando mostra le regioni polari alla Terra.
Inoltre è stata individuata una correlazione tra l'attività solare e la luminosità del pianeta: durante i periodi di intensa attività solare, le fluttuazioni nella luminosità del pianeta sono più pronunciate.La magnitudine apparente media di Urano è 5,68 con una deviazione standard di 0,17, mentre gli estremi sono 5,38 e +6,03. Questa gamma di luminosità è vicina al limite della visibilità ad occhio nudo . Gran parte della variabilità dipende dalle latitudini planetarie che vengono illuminate dal Sole e viste dalla Terra. [66] Il suo diametro angolare è compreso tra 3,4 e 3,7 secondi d'arco, rispetto ai 16-20 secondi d'arco per Saturno e tra 32 e 45 secondi d'arco per Giove.
All'opposizione, Urano è visibile ad occhio nudo nei cieli scuri e diventa un bersaglio facile anche in condizioni urbane con il binocolo. Nei telescopi amatoriali più grandi con un diametro obiettivo compreso tra 15 e 23 cm, Urano appare come un disco ciano pallido con oscuramento distinto degli arti . Con un grande telescopio di 25 cm o più , possono essere visibili i modelli di nuvole e alcuni dei satelliti più grandi, come Titania e Oberon .
Esplorazione:Nel 1986, la sonda NASA Voyager 2 ha incontrato Urano. Questo sorvolo rimane l'unica indagine su Urano effettuata a breve distanza e non sono previste altre visite. Lanciato nel 1977, Voyager 2 ha avvicinato Urano il 24 gennaio 1986, arrivando a 81.500 km (50.600 mi) dalle nubi, prima di continuare il suo viaggio verso Nettuno. La navicella spaziale ha studiato la struttura e la composizione chimica dell'atmosfera di Urano, compreso il suo clima unico, causato dalla sua inclinazione assiale di 97,77°.
Ha effettuato le prime indagini dettagliate sulle sue cinque lune più grandi e ne ha scoperte 10 nuove. Ha esaminato tutti e nove gli anelli noti del sistema e ne ha scoperti altri due.
Ha anche studiato il campo magnetico, la sua struttura irregolare, la sua inclinazione e il suo esclusivo campo magnetico a cavatappi causato dall'orientamento laterale di Urano.
__________________________________________________
SCHEDA RIASSUNTIVA SUL SISTEMA DI URANO:
Satelliti di Urano:
Urano ha 28 satelliti attualmente noti.
I satelliti regolari di Urano si distinguono per avere orbite quasi circolari e relativamente piccole (rispetto al campo gravitazionale del pianeta) e in aggiunta sono situati molto vicino al piano equatoriale del pianeta, e confrontando i dati raccolti tra il 1994 e la fine del 2005 mediante il telescopio spaziale Hubble e quelli ottenuti con il Voyager 2 si è visto che le orbite dei satelliti sono variate, si ipotizza che un processo casuale provochi uno scambio di energia e di momento angolare tra i satelliti, e secondo alcuni calcoli le lune dovrebbero collidere entro pochi milioni di anni.
Il gruppo dei satelliti regolari comprende anche 13 lune minori, ovvero Cordelia, Ofelia, Bianca, Cressida, Desdemona, Giulietta, Porzia, Rosalinda, Cupido, Belinda, Perdita, Puck e Mab.
Si ritiene che tutti i satelliti regolari, che complessivamente sono diciotto, si siano formati mediante il tradizionale processo di accrescimento di dischi protoplanetari orbitanti intorno ad Urano, analogamente ai principali pianeti del sistema solare.
( A cui nel 2024 è stato aggiunto S/2023 U 1 di circa 8-12 km, a circa 8 milioni di km da Urano, del gruppo di Calibano, è stato scoperto da Scott Sheppard nel 2023 ).
____________________________________________________________________________________________________
Le Lune Minori Interne
Puck
Scoperta:Venne scoperto nelle immagini prese il 30 dicembre 1985, e gli fu assegnata la designazione provvisoria di S/1985 U 1.
Inoltre è denominato Uranus XV.
La sua scoperta permise di modificare leggermente l'orbita del Voyager 2 per poter prendere più immagini del satellite.
Fra le dieci lune di Urano scoperte dal team fotografico di Voyager 2, Puck è l'unica individuata con un largo anticipo tale da permettere una rapida riorganizzazione del programma della missione e un riposizionamento della sonda, che poté così riprendere immagini più dettagliate del satellite.
Dati fisici:
È la sesta luna in ordine di grandezza di Urano (diametro medio pari a 162 km), e le venne assegnato il nome del personaggio de Il sogno di una notte di mezza estate di William Shakespeare che la notte viaggia attorno alla Terra con le fate.
Si conosce anche il suo basso albedo , pari a circa 0,07 oltre ad alcuni dettagli della sua superficie.
Parametri
orbitali:
Ha un'orbita, con un raggio medio di 86.004 km, l'eccentricità dell'orbita è 0,00012, ed è inclinata di 0,319° rispetto all'equatore di Urano.
Con un periodo di 0,76183 giorni.
Forma e composizione:
Immagini mostrano che Puck ha una forma leggermente allungata e sferoidale (rapporto tra gli assi è 0,97 ± 0,04).
La sua superficie è fortemente craterizzata ed è di colore grigio.
Le osservazioni con il telescopio spaziale Hubble ed altri grandi telescopi terrestri hanno trovato caratteristiche di assorbimento del ghiaccio d'acqua nello spettro di Puck.
Nomenclature:
Ci sono tre crateri nominati sulla superficie di Puck (vedi foto sopra), il più grande ha un diametro di circa 45 km.
I crateri puckiani prendono il nome da spiriti dispettosi della mitologia europea.
| Cratere | Origine del nome |
|---|---|
| Bogle | Bogle (celtico) |
| Butz | Butz (dal folclore tedesco) |
| Lob | Lob (dal folclore britannico) |
Cressida
E' stato scoperto nelle immagini riprese il 9 gennaio 1986, la sua distanza media da Urano è pari a 62.659 km e il suo diametro medio è di circa 64 km.
Il suo nome è stato preso da Troilo e Cressida di W. Shakespeare, la figlia troiana di Calchas.
È destinato a collidere con Desdemona entro 100 milioni di anni.
E' stato scoperto nelle immagini riprese il 9 gennaio 1986, la sua distanza media da Urano è pari a 62.659 km e il suo diametro medio è di circa 64 km.
Il suo nome è stato preso da Troilo e Cressida di W. Shakespeare, la figlia troiana di Calchas.
È destinato a collidere con Desdemona entro 100 milioni di anni.
E' stata scoperta il 13 gennaio 1986 Il suo nome è quello della moglie di Otello nell'Otello di W. Shakespeare.
Oltre la sua grandezza e l'orbita non si hanno altre informazioni certe.
Diametro di circa 64 km, semiasse maggiore dell'orbita di 62.659 km, densità di circa 1,3 kg/dm3.
E' il satellite più interno e oltre al suo raggio orbitale (49.752 km) si conoscono solo le sue dimensioni, 50x36 km.
Venne scoperto nelle immagini prese il 20 gennaio 1986 e porta il nome della figlia più giovane del re del Re Lear di W. Shakespeare.
Cordelia venne scoperta dall'astronomo statunitense Richard Terrile grazie alle immagini teletrasmesse a Terra dalla sonda spaziale Voyager 2 , in occasione del suo attraversamento del sistema di Urano. Da allora, il satellite non è più stato osservato fino al 1997, quando è stato possibile individuarlo nuovamente grazie al telescopio spaziale Hubble.
È un satellite pastore dell'anello Epsilon di Urano, inoltre avendo un'orbita inferiore a quella sincrona con Urano la sua orbita sta lentamente decadendo e Cordelia è quindi destinato a precipitare su Urano.
__________________________________________________
E' stato scoperto nelle immagini prese il 20 gennaio 1986 dalla sonda Voyager2 porta il nome della figlia di Polonio dell'Amleto di William Shakespeare.
Oltre al suo raggio orbitale con un semiasse maggiore di 53.764 km, ed alle sue dimensioni, con un diametro medio di 15 km, si sa che è un satellite pastore dell'anello Epsilon di Urano.
Quindi, avendo un orbita inferiore a quella sincrona con Urano, la sua orbita sta lentamente decadendo ed è destinato a precipitare su Urano.
__________________________________________________
E' stato scoperto nelle immagini prese il 23 gennaio 1986, porta il nome della sorella di Caterina de La bisbetica domata di W. Shakespeare e si conoscono solo il suo diametro medio, 21 km, e la sua distanza da Urano, 59.166 km.
Dalle immagini del Voyager 2, Bianca appare come uno sferoide prolato, con l'asse maggiore puntato nella direzione di Urano e un rapporto tra gli assi di 0,7 ± 0,2. Il colore della superficie è grigio.
Inizialmente era stato chiamato Peaseblossom, dal nome di una fata del Sogno di una notte di mezza estate di Shakespeare, ma a causa di un conflitto di nomenclatura tra USA e URSS il nome venne successivamente mutato dalla IAU in quello attuale di Bianca.
È anche designato come Urano VIII.
Giulietta
Venne scoperto nelle immagini prese nel 1986 e porta il nome della protagonista di Giulietta e Romeo di W. Shakespeare.
Solamente il 7% della luce irradiata viene riflessa dalla superficie; per questo esso risulta un corpo molto scuro.
Dallo studio delle immagini Giulietta appare con una forma allungata.
È un satellite interno di Urano, gli unici dati a disposizione sono quelli dell'orbita (64.400 km) e del formato (94 km circa).
Porzia
Venne scoperto nelle immagini prese nel 1986 e porta il nome della figlia del ricco protagonista de Il mercante di Venezia di W. Shakespeare.
Solamente il 7% della luce irradiata viene riflessa dalla superficie; per questo esso risulta un corpo molto scuro, con una dimensione di circa 135 km.
È un satellite interno di Urano, e poiché la sua orbita risulta al di sotto del raggio orbitale sincrono (66.100 km), a causa del rallentamento di marea è destinato lentamente a cadere, ed un giorno si schianterà o su un anello o sulla superficie del pianeta.
Scoperta e nome:
Venne scoperto nelle immagini prese nel 1986 e porta il nome della figlia dell'esiliato Duke de As you like It di W. Shakespeare.
Dati fisici:
Solamente il 7% della luce irradiata viene riflessa dalla sua superficie, e per questo esso risulta un corpo molto scuro.
Con un diametro medio di circa72 km , con una forma che appare, anche dalle immagini a bassa risoluzione della Voyager2, non-sferica.
Parametri orbitali:
Ha un semiasse maggiore dell'orbita di 69.926,795 ± 0,053 km, con un'eccentricità orbitale di 0.00011 ± 0.000103 , ed un inclinazione di 0.27876 ± 0.045° rispetto al piano equatoriale di Urano.
Con un periodo orbitale di 0.558459529 ± 0.000000019 giorni.
Venne scoperto nelle immagini prese nel 1986 e porta il nome della protagonista di Rape of the Lock di A. Pope.
Scoperta:
È stato scoperto dalle immagini prese dalla Voyager 2 del 13 marzo 1986, ed ha ricevuto la designazione provvisoria S/1986 U 5.
Dati fisici:
Il satellite appare di forma allungata e con una superficie molto scura: solamente il 7% della luce incidente viene riflessa dalla superficie.
Ha dimensioni di 128 × 64 × 64 km, con una massa stimata di ~3.6×1017 kg.
Parametri orbitali:
Orbita a 75,255.613 ± 0.057 km , con un'eccentricità di 0.00007 ± 0.000073 , ed un inclinazione di 0.03063 ± 0.028° rispetto all'equatore di Urano.
Con un periodo di 0.623527470 ± 0.000000017 giorni.
__________________________________________________
E' una piccola luna praticamente sconosciuta che si trova tra Belinda e Puck, si stima che il suo diametro sia attorno ai 26 km.
Ha il semiasse maggiore dell'orbita 76.400 km.
La sua esistenza venne ipotizzata il 18 maggio 1999 da Karkoschka, data poi divenuta ufficiale della sua scoperta, dopo aver analizzato delle immagini prese dal Voyager 2 nel 1986; poiché non si riuscì ad averne alcuna immagine nel 2001 il satellite venne dichiarato inesistente.
Nel 2003 il Telescopio Spaziale Hubble fotografò un oggetto nella zona in cui si era supposto si trovasse Perdita, confermandone l'esistenza.
Il suo nome è quello della figlia di Leonte ed Herminoe nel The winter's tale di W. Shakespeare.
Le misure fatte con l'Hubble misero in risalto che Perdita non segue un movimento diretto Kepleriano intorno ad Urano, perché c'è un'interferenza di risonanza orbitale di 43:44 con il vicino satellite Belinda; inoltre è vicino alla risonanza 8:7 con Rosalinda.
Le misure fatte con l'Hubble misero in risalto che Perdita non segue un movimento diretto Kepleriano intorno ad Urano, perché c'è un'interferenza di risonanza orbitale di 43:44 con il vicino satellite Belinda; inoltre è vicino alla risonanza 8:7 con Rosalinda.
Scoperto il 25 agosto 2003 grazie al Telescopio Spaziale Hubble orbita attorno ad Urano alla stessa distanza di R/2003U1, un anello di polvere scoperto lo stesso anno.
Alcuni astronomi sostengono che sia la lenta frammentazione di Mab ad alimentare l'anello.
È una luna piccola (12-24 km), e oscura, ed essendo di poco più luminosa di Perdita sono state riesaminate le immagini prese dal Voyager 2 ed è stato trovato anche in esse.
Le è stato dato il nome della regina che in Romeo e Giulietta di W. Shakespeare fa da levatrice delle fate.
__________________________________________________
Scoperto il 25 agosto 2003 grazie al Telescopio Spaziale Hubble, gli è stato dato il nome di un personaggio di Timon of Athenis di William Shakespeare.
La sonda spaziale Voyager 2 non lo ha potuto rilervare attraverso le proprie macchine fotografiche in quanto aveva una luminosità troppo debole, essendo un corpo molto scuro.
Recenti calcoli indicano che in un periodo compreso tra 100.000 e 10 milioni di anni l'orbita di Cupido intersecherà quella di Belinda, fatto che comporterà la collisione tra i due corpi celesti con conseguente distruzione di uno o entrambi i corpi o la loro fusione in un unico nuovo satellite che entrerà in collisione a sua volta con Perdita in un tempo dell'ordine del miliardo di anni.
__________________________________________________
TABELLA DATI DEI SATELLITI INTERNI:
__________________________________________________________
I satelliti maggiori:
Dall'interno, sono Miranda, Ariel, Umbriel, Titania e Oberon ( D = 470 km, 1160 km, 1170 km, 1580 km e 1520 km, rispettivamente). Questi corpi sono mondi scuri e grigiastri che sembrano essere miscele di ghiaccio d'acqua e un materiale scuro, non ghiacciato da grigio a rossastro (Veverka et al., 1991 ; Buratti & Mosher 1991 ). I loro albedo di superficie, ad eccezione di Umbriel, variano di almeno di un fattore 2, con i valori più alti corrispondenti a crateri da impatto, depositi di ejecta e altre caratteristiche geologiche (Veverka et al., 1991 ). Buratti & Mosher ( 1991) riportano che i quattro corpi esterni hanno asimmetrie iniziali-finali sia nel colore che nell'albedo. Infatti, quando uno si sposta nel sistema, i lati finali di ciascun satellite diventano progressivamente più rossi. Solo Miranda, il satellite più interno, sembra essere libero dal contaminante che ha colpito i satelliti regolari esterni. Da questo, Buratti e Mosher ( 1991 ) sostengono che i dati sono più coerenti con uno scenario in cui i satelliti accolgono particelle di albedo basse, da grigie a rossastre da una popolazione di satelliti irregolari.
Sospettiamo che le differenze tra i satelliti derivino probabilmente dal logoramento; mentre la polvere dei satelliti irregolari si evolve verso l'interno, la maggior parte viene raccolta da Oberon, Titania, ecc. Alla fine, molto poco arriva a Miranda. Inoltre, le caratteristiche luminose osservate e le differenze nella contaminazione da polveri derivano probabilmente da crateri da impatto o eventi geologici che sono riusciti a dragare il ghiaccio pulito situato al di sotto della regolite contaminata.
Oceani sotto ghiaccio:
Lo rivela un nuovo studio pubblicato sul Journal of Geophysical Research i primi di maggio del 2023, nel quale un team di ricercatori della Nasa ha ri-analizzato i dati disponibili su questi remoti mondi, come quelli degli osservatori terrestri e della sonda Voyager 2, che a metà degli anni ’80 sfiorava il pianeta e le sue fedeli compagne, scoprendo che alcune di queste potrebbero avere, come le loro simili nel sistema solare, oceani liquidi sotterranei.
Combinando i dati con le informazioni raccolte da altre sonde che hanno esplorato sistemi planetari analoghi, come la sonda Galileo su Giove, New Horizons su Plutone e Cassini su Saturno, il team ha sviluppato nuovi modelli che descrivono il comportamento e l’evoluzione della composizione e della struttura interna dei cinque maggiori satelliti naturali del gigante gassoso, penultimo per distanza dal Sole: Ariel, Umbriel, Titania, Oberon e Miranda, i primi quattro di questi sembrano avere una buona possibilità di ospitare un oceano liquido sotterraneo, posto tra il nucleo e la superficie, mentre l’unica luna che non sembra essere adatta è Miranda, che stando ai dati e ai modelli sviluppati perderebbe calore troppo velocemente, e attualmente sarebbe ghiacciata, non riuscendo quindi a mantenere la giusta temperatura per un oceano liquido.
«Quando si tratta di corpi piccoli – pianeti nani e lune – gli scienziati planetari hanno già trovato prove di oceani in luoghi improbabili, tra cui i pianeti nani Cerere e Plutone e la luna di Saturno Mimas», dice Julie Castillo-Rogez del Jet Propulsion Laboratory della Nasa, prima autrice dell’articolo. «Quindi ci sono meccanismi in gioco che non comprendiamo appieno. Questo lavoro indaga su quali possano essere e su come siano rilevanti per i molti corpi del Sistema solare che potrebbero essere ricchi di acqua ma con un calore interno limitato».
Lo studio si è concentrato su diversi aspetti della composizione e della struttura delle lune.
Ad esempio, si è indagata la porosità delle superfici, un fattore determinante per capire se esse siano sufficientemente isolanti, e pare che lo siano, per trattenere internamente il calore necessario a consentire gli oceani liquidi. Il team ha cercato inoltre di individuare possibili fonti di calore interno.
I mantelli rocciosi, che rilascerebbero liquido caldo, potrebbero essere una di queste, e due delle lune, Titania e Oberon, potrebbero avere oceani sufficientemente caldi da essere in grado di ospitare vita.
Ma uno dei punti chiave dello studio illustra come il calore interno potrebbe non essere l’unico fattore che contribuisce a mantenere gli oceani. I dati suggeriscono che i cloruri e l’ammoniaca sono probabilmente presenti in quantità abbondanti nelle acque sotto-superficiali, ed entrambi sono noti per le loro proprietà antigelo: potrebbero contribuire quindi in maniera determinante al mantenimento delle acque allo stato liquido. Inoltre, l’attività geologica delle lune potrebbe aver fatto confluire materiale dall’interno verso la superficie, come dimostrano alcuni dati osservativi che indicano come Ariel potrebbe essere stata recentemente teatro di attività di vulcani ghiacciati, che avrebbero innescato proprio questo fenomeno. Date queste informazioni, i ricercatori pensano che studiando la composizione degli oceani sotterranei si potrebbe risalire ai materiali che sono presenti in superficie.
Miranda
( In foto Inverness corona ).
Scoperta:
Miranda venne scoperta il 16 febbraio 1948 da Gerard Kuiper e porta il nome della figlia del mago Prospero de La tempesta di William Shakespeare.
Dati:
Ha un diametro di 471,6 km con una densità di 1,2 kg/dm3, orbita a 129.872 km da Urano in 1,413479 giorni.
Tuttavia, Miranda è inclinata di 4,338° rispetto al piano dell'equatore di Urano, e si tratta dell'inclinazione più marcata tra le principali lune uraniane.
Superficie:
( In foto, Verona rupes ).
Questa zona ha tre coronae impressionanti, il cui diametro è superiore ai 200 km. Queste formazioni geologiche e l'inclinazione anomala dell'orbita suggeriscono una storia passata e un'attività geologica complessa.
L'aspetto della superficie di Miranda è sorprendente e unica nel suo genere: sono evidenti vari strati sovrapposti, alcuni recenti ed altri più antichi, solcati da canyon (i più profondi del sistema solare), rupes, da vaste strutture ellissoidali, chiamate coronae, che potrebbero essere la sommità di diapiri ed essere state prodotte dalla risalita di materiale più caldo dall'interno della luna.
I canyon sembrerebbero dei graben, mentre altre strutture potrebbero essere conseguenza di fenomeni legati al criovulcanismo. I diapiri potrebbero aver determinato variazioni nella densità locale dell'interno della luna, causando uno spostamento dell'asse di rotazione di Miranda, in un processo simile a quello che si ritiene sia accaduto su Encelado, luna di Saturno. Miranda è uno dei pochi corpi celesti del sistema solare che presentano una circonferenza all'equatore di lunghezza inferiore rispetto alla circonferenza polare.
Analisi spettrale:
Uno spettro da 1,2 a 2,5 μm di Miranda ottenuto nel giugno 1999 rivela forti firme di ghiaccio d'acqua. Conferma l'esistenza di una caratteristica d'acqua di 2,0 μm precedentemente rilevata su Miranda e Mostra una forte seconda ampia caratteristica di assorbimento di ghiaccio d'acqua a 1,5-μm. Gli spettri rivelano anche una banda di assorbimento debole a 1,65 μm che è indicativo di ghiaccio d'acqua cristallino.
I modelli di riflettanza che combinano i nuovi spettri con la nuova fotometria indicano che gli spettri sono caratteristici di una superficie prevalentemente di ghiaccio-acqua, con una grande frazione di contaminanti carbonacei o silicati, e la possibile presenza di ammoniaca idrato, come una caratteristica apparente debole vicino a 2,2 μm. Viene anche studiata la possibile presenza di altri volatili.
LINK - PDF (EN): QUI
La geologia di Miranda pare sia stata caratterizzata dalle forze di marea, dalle risonanze orbitali, da una parziale differenziazione planetaria e da movimenti di convezione, dall'espansione del suo mantello e da episodi di criovulcanismo.
Miranda potrebbe essere parzialmente differenziato, con un nucleo di silicati e un mantello di ghiacci, che potrebbe avere uno spessore di 135 km, mentre il nucleo avrebbe un raggio di circa 100 km. Se questo modello è corretto, la dissipazione del calore interno di Miranda avviene per conduzione termica. Tuttavia la presenza delle coronae potrebbe essere la testimonianza di un movimento di convezione termica in superficie che avrebbe origine al suo interno e che giustificherebbe una differenziazione parziale di Miranda.
( In foto SOPRA e SOTTO nel dettaglio la zona tra le coronae Inverness ed Elsinor ).
Mappa:
___________________________________________________________
Ariele
Ariel è la seconda più vicina al pianeta, orbitando alla distanza di circa 191.200 km. La sua orbita è poco eccentrica ed è inclinata molto poco rispetto all'equatore di Urano.
Il suo periodo orbitale è di circa 2,52 giorni terrestri, coincidente con il suo periodo di rotazione. Ciò significa che una faccia della luna è sempre rivolta verso il pianeta, una condizione nota come rotazione sincrona.
Stagioni estreme:
Poiché Ariel, come Urano, orbita intorno al Sole quasi sul proprio fianco rispetto alla sua rotazione, i suoi emisferi settentrionale e meridionale sono rivolti verso il Sole o dalla parte opposta ai solstizi. Questo significa che è soggetto ad un ciclo di stagioni estreme, proprio come i poli della Terra vedono la notte permanente o la luce del giorno intorno ai solstizi, allo stesso modo i poli di Ariel vedono la notte permanente o la luce del giorno per mezzo anno di Urano (42 anni terrestri), con il Sole che passa vicino allo zenit sopra ad uno dei poli ad ogni solstizio.
Interazione con il campo magnetico di Urano:
L'orbita di Ariel si trova completamente all'interno della magnetosfera di Urano e l'emisfero di coda (quello opposto rispetto alla direzione orbitale), di satelliti senza atmosfera che orbitano all'interno di una magnetosfera, viene colpito da plasma magnetosferico co-rotante con il pianeta. Questo bombardamento può portare all'oscuramento dell'emisfero di coda riscontrato per tutte le lune di Urano ad eccezione di Oberon, Inoltre Ariel cattura le particelle cariche della magnetosfera di Urano, producendo una netta flessione nel conteggio di particelle energetiche vicino all'orbita della luna osservata dal Voyager 2 nel 1986.
Superficie:
Ariel è il più luminoso dei satelliti di Urano. La sua superficie mostra un effetto di opposizione, la riflettività diminuisce dal 53% ad un angolo di fase di 0° (albedo geometrica) al 35% con un angolo di circa 1°. L'albedo di Bond di Ariel è di circa il 23%, la più alta tra i satelliti di Urano. La superficie di Ariel è generalmente di colore neutro. C'è una asimmetria tra l'emisfero di testa e quello di coda, il secondo sembra essere più rosso del primo del 2%. La superficie di Ariel generalmente non mostra alcuna correlazione tra albedo e geologia da un lato e colore dall'altro. Ad esempio, i canyon hanno lo stesso colore del terreno craterizzato. Tuttavia, i depositi chiari da impatto attorno ad alcuni crateri recenti sono di colore leggermente più blu. Ci sono anche alcuni punti leggermente blu, che non corrispondono ad alcuna caratteristica nota della superficie.
Struttura:
Ariel è la quarta in dimensioni delle lune di Urano (1157,8 km), e potrebbe avere la terza massa più grande (0,000228 Mt)(masse terrestri).
La densità è di 1.66 g/cm3, il che significa che si compone circa di parti uguali di acqua ghiacciata e di un componente denso non di ghiaccio. Quest'ultimo potrebbe consistere in rocce e materiale carbonioso comprendente composti organici pesanti noti come le toline.
Ha una gravità 0,27 m/s2 ed una velocità di fuga pari a 0,56 km/s.
Pixie Chasma, Kra Chasma, Korrigan Chasma.
Non sorprende, dunque, il fatto che Ariel abbia la superficie più giovane di tutti i satelliti di Urano, infatti non esistono crateri da impatto con diametro superiore ai 50 km, se si esclude il Yangoor Crater con un diametro di 78 km.
Scoperta:
Venne scoperto il 24 ottobre 1851 da Lassel, il nome gli venne assegnato solo nel 1852, su suggerimento del figlio di Herschel ed è quello di uno spirito dell'aria de La tempesta di W. Shakespeare.
________________________________________________________
________________________________________________________
Umbriel
Dati fisici:
Ha un diametro di 1168,4 km con una massa di 0,000202 Mt ed una densità di 1,40 kg/dm3, con una gravità di 0,232 m/s2 ed una velocità di fuga di 0,52 km/s.
Parametri orbitali:
Orbita a 266.300 km da Urano sincronamente in 4,144 giorni, con un'eccentricità di 0,0039 ed un inclinazione di solo 0,205° rispetto al piano equatoriale di Urano.
Scoperta:
Venne scoperto insieme ad Ariel il 24 ottobre 1851 da Lassel, ed il nome gli venne assegnato solo nel 1852 su suggerimento del figlio di Herschel e a causa della sua colorazione scura (albedo 0.19) è quello dell'oscuro folletto della malinconia di Rape of the Lock di A. Pope, il quale deriva il suo nome da "umbra".
La superficie del satellite è pesantemente craterizzata; la sua caratteristica più rilevante, nota con il nome di Wunda (Sopra in foto), è un grande anello di materiale brillante. Sembra naturale presumere che si tratti di un cratere, ma l'esatta natura della formazione è ancora incerta.
La superficie di Umbriel è la più oscura delle lune di Urano, e riflette meno della metà della luce di Ariel. Umbriel ha un basso albedo di circa il 10% rispetto al 23% per Ariel. La riflettività della superficie della luna diminuisce dal 26% ad un angolo di fase di 0 ° (albedo geometrico) al 19% con un angolo di circa 1°.
La superficie di Umbriel è leggermente di colore blu, mentre i depositi luminosi freschi (nel cratere di wunda, per esempio), sono ancora più blu. C'è un'asimmetria fra gli emisferi anteriore e posteriore, il primo sembra essere più rosso del secondo. L'arrossamento delle superfici deriva probabilmente dal bombardamento di particelle cariche e micrometeoriti. Tuttavia, l'asimmetria di colore di Umbriel è probabilmente causata dall'accrescimento di un materiale rossastro che proviene dalle parti esterne del sistema di Urano, probabilmente dai satelliti irregolari esterni.
Inoltre, un componente denso costituisce circa il 40% della massa totale. Questa sostanza potrebbe essere formata da roccia e/o materia carbonica, compresi i composti organici pesanti come le Toline. La presenza di ghiaccio d'acqua è sostenuta da osservazioni nella spettroscopia infrarossa, che ha rivelato la presenza di ghiaccio di acqua cristallizzata sulla superficie della satellite. Le righe di assorbimento del ghiaccio d'acqua sono più pronunciate sull'emisfero di Umbriel che guarda all'indietro del moto orbitale. Le cause di questa asimmetria non sono conosciute. Essi possono tuttavia essere correlati al bombardamento da parte delle particelle caricate con la magnetosfera di Urano, che è più intensa sull'emisfero posteriore a causa della co-rotazione del plasma. Le particelle energetiche tendono a far schizzare il ghiaccio dell'acqua, ed a decomporre il metano intrappolato sotto forma di clatrato mescolandolo con altri materiali organici, per poi lasciare un residuo scuro e ricco di carbonio.
A parte il ghiaccio d'acqua, l'unico altro composto chimico identificato sulla superficie di Umbriel mediante spettroscopia a infrarossi è l'anidride carbonica (CO2), che è concentrata principalmente sull'emisfero posteriore. La sua origine non è chiaramente spiegata. Potrebbe essere prodotta in loco da carbonati o materiali organici sotto l'influenza di particelle energetiche dalla magnetosfera di Urano, o dalla radiazione solare ultravioletta. Quest'ultima ipotesi spiegherebbe l'asimmetria della sua distribuzione, poiché l'emisfero posteriore è sottoposto ad un'influenza magnetosferica più intensa rispetto all'emisfero anteriore. Un'altra possibile fonte sarebbe la deaerazione della CO2 primordiale intrappolata dal ghiaccio d'acqua all'interno di Umbriel. La fuoriuscita di questa CO2 dall'interno potrebbe essere correlata alla precedente attività geologica di questo satellite.
Mappa:
Struttura:
Umbriel è, fra i cinque satelliti naturali maggiori di Urano, quello che mostra un'attività geologica meno pronunciata.
Il satellite si compone principalmente di ghiaccio d'acqua, e per il resto di silicati e ghiaccio di metano che e presente in maggior parte in superficie.
Umbriel può essere differenziato in un nucleo roccioso circondato da un mantello ghiacciato.
Se questo è il caso, il raggio del nucleo (317 chilometri) è circa 54% del raggio della luna e la relativa massa è intorno al 40% della massa della luna, i parametri sono dettati dalla composizione della luna. La pressione nel centro di Umbriel è di circa 0,24 GPa (2,4 kbar). Lo stato corrente del mantello ghiacciato è poco chiaro, anche se l'esistenza di un oceano nel sottosuolo è considerata improbabile.
_________________________________________________________
Titania
Titania è il satellite maggiore di Urano (1577,8 km) ed è costituita da ghiaccio e roccia in misura all'incirca uguale con una densità di 1,72 kg/dm3, e con una massa di 0,000595 Mt.
Ha una gravità di 0,378 m/s2 ed una velocità di fuga di 0,77 km/s.
La temperatura massima in pieno Sole arriva a -190°c.
Parametri orbitali:
Orbita a 435.910 km da Urano in 8,706 giorni (rotazione sincrona).
Ha un albedo di 0,27.
Presenta un'eccentricità di 0,0011 ed un'inclinazione rispetto all'equatore di Urano di 0,340° , quindi presenta il solito ciclo stagionale estremo di Urano e presentando alternativamente i poli verso il Sole con cicli di 42 anni di luce e 42 di buio.
Mappa:
LINK MAPPA: http://galspace.spb.ru/index424.file/21big.jpg
Interno:
Titania quindi è costituita da ghiaccio e roccia in misura all'incirca uguale, ed è probabilmente differenziata in un nucleo di roccia e un mantello di ghiaccio, ed uno strato di acqua liquida potrebbe essere presente al confine tra nucleo e mantello, il raggio del nucleo di 520 km è circa il 66% del raggio della luna, e la sua massa è circa il 58% della massa totale.
Superficie:
A parte il ghiaccio d'acqua, l'unico altro composto identificato sulla superficie di Titania mediante spettroscopia infrarossa è l'anidride carbonica, concentrata principalmente nell'emisfero di coda.
Titania è coperta da numerosi crateri da impatto che raggiungono i 326 km di diametro, ma in misura minore rispetto alla superficie della luna più esterna di Urano, Oberon. Titania probabilmente ha subito un precoce evento di ripavimentazione endogena che ha modificato la sua vecchia superficie molto craterizzata.
La superficie di Titania è attraversata da un sistema di enormi canyon e scarpate, come risultato dell'espansione del suo interno durante le ultime fasi della sua evoluzione.
Come tutte le lune maggiori di Urano, Titania si è probabilmente formata da un disco di accrescimento che circondava il pianeta poco dopo la sua formazione.
L'orbita di Titania si trova completamente all'interno della magnetosfera di Urano. Ciò è importante, perché gli emisferi di coda dei satelliti in orbita all'interno di una magnetosfera vengono colpiti dal plasma della magnetosfera, che è in rotazione con il pianeta. Questo bombardamento può comportare l'oscuramento degli emisferi di coda.
Atmosfera assente:
L'8 novembre 2001 , grazie all'occultazione da parte di Titania di una piccola stella si è potuto escludere la presenza di un'atmosfera su questo satellite.
Occultazione:
Oltre a confermare l'assenza di un'atmosfera intorno a Titania, l'osservazione di questo evento è servita pure a dare conferma della dimensione di 1578 km.
Scoperta:
Venne scoperto l'11 gennaio 1787 da Herschel, 6 anni dopo Urano, mediante il telescopio riflettore da 60 cm nei pressi di Liverpool; il nome gli venne assegnato solo nel 1852, su suggerimento del figlio di Herschel ed è quello della regina delle fate nel Sogno di una notte di mezza estate di W. Shakespeare.
________________________________________________________
________________________________________________________
Oberon
Oberon orbita intorno ad Urano ad una distanza media di 583.520 km ed è il più lontano dei cinque satelliti principali del pianeta, venne scoperto l'11 gennaio 1787 da William Herschel.
La sua orbita è caratterizzata da una modesta eccentricità di 0.0016, e un inclinazione orbitale di (0,7°) rispetto al piano dell'equatore di Urano.
Il suo periodo orbitale è di 13,463234 giorni, coincidente con il suo periodo di rotazione.
Ha un diametro di 1522,8 km con una densità di 1,63 kg/dm3 da cui deriva una massa di 0,00051 Mt, una gravità di 0,346 m/s2 con una velocità di fuga pari a 0,73 km/s.
Ha un albedo di 0,23 ed una temperatura media di -188°c.
La superficie corrisponde a 7285000 km2
È possibile che Oberon si sia differenziato in un nucleo interno roccioso circondato da un mantello ghiacciato.
In questo caso il raggio del nucleo (480 km) corrisponderebbe al 63% del raggio del satellite e la sua massa sarebbe il 54% di quella totale e potrebbe possedere uno strato liquido al confine tra il nucleo e il mantello.
Lo spessore di questo oceano, sempreché esista, potrebbe raggiungere i 40 km e la sua temperatura i -93°c.
È da notare tuttavia che la struttura interna di Oberon dipende fortemente dalla sua storia termica, che è attualmente poco conosciuta.
La geologia di Oberon è stata influenzata da forze contrapposte: in primis la formazione di crateri da impatto e il rimodellamento della superficie provocato da effetti endogeni, che è stata attiva durante l'intera vita del satellite ed è la principale responsabile del suo aspetto odierno. Poi i processi endogeni, di natura tettonica, sono stati attivi per un periodo successivo alla formazione del satellite e hanno portato alla formazione dei canyon, risultanti da fessurazioni della crosta ghiacciata, che hanno in parte cancellato la vecchia superficie. La fessurazione della crosta è stata causata da un'espansione di Oberon dello 0,5% avvenuta in due fasi corrispondenti ai vecchi e nuovi canyon.
Analisi esogeologica:
Gli studiosi hanno identificato due classi di caratteristiche geologiche su Oberon: crateri da impatto e chasmata (profondi canyon o depressioni come le fosse tettoniche o le scarpate terrestri). La superficie di Oberon è la più craterizzata tra tutti i satelliti di Urano, con una densità di crateri che si approssima alla saturazione, cioè al punto in cui la formazione di nuovi crateri è bilanciata dalla distruzione di quelli più vecchi. Questa elevata craterizzazione indica che Oberon ha la superficie più antica tra i satelliti di Urano. Il diametro dei crateri arriva fino ai 206 km di Amleto, il più grande tra i crateri conosciuti. Da alcuni dei crateri maggiori si dipartono raggi di materiale espulso più chiaro che consiste principalmente di ghiaccio depositatosi in tempi recenti. Il fondo dei crateri maggiori come Amleto, Otello e Macbeth è coperto di materiale molto scuro depositatosi dopo la loro formazione.
Mappa:
La distanza minima di avvicinamento della sonda è stata di 470.600 km , che ha permesso di ottenere immagini con una risoluzione massima di circa 6 km. Le immagini ottenute coprono circa il 40% della sua superficie, ma solo per il 25% di essa è stato possibile ottenere una risoluzione sufficiente per produrre una mappatura esogeologica del satellite. All'epoca del sorvolo infatti l'emisfero meridionale di Oberon era rivolto verso il Sole, cosicché l'emisfero settentrionale risultava troppo scuro per poter essere studiato.
LINK MAPPA : http://galspace.spb.ru/index424.file/24big.jpg
Superficie:
Gli emisferi anteriore e posteriore risultano asimmetrici nella loro colorazione, il secondo appare più rosso del primo perché contiene più materiale rosso scuro. L'arrossamento della superficie è spesso collegato all'erosione spaziale causata dal bombardamento della superficie da parte di particelle e micrometeoriti che hanno l'età del sistema solare. L'asimmetria di colore di Oberon è però più probabilmente collegata all'accrezione di materiale rossastro che spiraleggia dalle zone esterne del sistema di Urano, presumibilmente dai satelliti irregolari esterni, e influisce soprattutto sull'emisfero anteriore.
Sul satellite è stato rilevato anche un grande canyon, il Mommur Chasma, ma non vi sono tracce di movimenti tettonici, a differenza degli altri quattro satelliti maggiori che mostrano attività geologica crescente al diminuire della distanza dal pianeta.
La presenza di ghiaccio d'acqua è supportata da osservazioni spettroscopiche che hanno rivelato la presenza di cristalli di ghiaccio sulla superficie del satellite. La presenza di bande di assorbimento dell'acqua è più forte nell'emisfero anteriore che in quello posteriore, che è l'esatto contrario di quello che avviene sugli altri satelliti di Urano. La causa di questa asimmetria non è nota, ma potrebbe essere legata agli effetti di modifica del suolo conseguenti a impatti meteoritici, che normalmente sono più diffusi sull'emisfero anteriore e che disperdono il ghiaccio della superficie lasciandosi dietro una fascia più scura di materiale non ghiacciato. Il materiale scuro potrebbe essere il risultato dell'effetto della radiazione sui clatrati di metano o dell'inscurimento dei composti organici sempre a causa dell'irraggiamento.
_____________________________________________________
_____________________________________________________
SCHEDA DEI CINQUE SATELLITI MAGGIORI:
Analisi spettrale dei satelliti maggiori:
CLICCA QUI
_________________________________________________________
_________________________________________________________
I satelliti esterni:
I satelliti irregolari, contrariamente al gruppo dei regolari, presentano orbite di maggiori dimensioni, più eccentriche e inclinate rispetto al piano equatoriale di Urano.
A questo gruppo appartengono 10 satelliti minori: Francisco, Calibano, Stefano, S/2023 U 1, Trinculo, Sicorace, Margherita, Prospero, Setebos e Ferdinando. Si ritiene che questi satelliti, a differenza dei regolari, non si siano formati all'interno del sistema uraniano, ma siano stati catturati, in tempi successivi, dalla forza di gravità del pianeta.
- Gruppo di Sicorace:
- È l'insieme che raggruppa i satelliti esterni di Urano, hanno una forma irregolare e, tranne Calibano e Sicorace, sono di dimensioni contenute. Le loro orbite presentano un'eccentricità di circa 0.15 per i più interni e di circa 0.60 per i più esterni, i satelliti orbitano ad una distanza media da Urano compresa fra 4 milioni e 20.9 milioni di km in modo retrogrado e presentano delle inclinazioni comprese fra 120o e 170o rispetto al piano equatoriale del pianeta.
- In ordine di scoperta il gruppo è formato dai seguenti satelliti elencati sotto.
- (nell'animazione sopra : Sicorace, Francisco, Calibano, Trinculo, Stefano.)
- LINK : Light curves and colours of the faint Uranian irregular satellites
- Sycorax, Prospero, Stephano, Setebos and Trinculo
- - PROPERTIES OF THE IRREGULAR SATELLITE SYSTEM AROUND URANUS INFERRED FROM K2, HERSCHEL AND SPITZER OBSERVATIONS
- TABELLE:
- ______________________________________________
Sicorace  Dati fisici: Il diametro di Sicorace è stimato in circa 165 km in base ai dati sulle emissioni termiche dei telescopi Spitzer e Herschel, che lo rendono il più grande satellite irregolare di Urano, di dimensioni comparabili con Puck e con Imalia , il più grande satellite irregolare di Giove. Il periodo di rotazione di Sicorace è stimato in circa 6 ore, mentre altri ipotizzano 3,6 h. La rotazione provoca variazioni periodiche della grandezza visibile con l'ampiezza di 0,07.  Superficie e composizione: Il satellite appare rosso-chiaro nello spettro visibile : Indici di colore da varie rilevazioni A) B – V = 0,87 // V – R = 0,44 , B) B – V = 0,78 ± 0,02 // V – R = 0,62 ± 0,01 . C) B0 = 21.676 ± 0.013 , V0 = 20.849 ± 0.005 , R0 = 20.276 ± 0.003 , B – V = 0,839 ± 0,014 // V – R = 0,531 ± 0,005 . Più rosso di Imalia ma ancora meno rosso della maggior parte degli oggetti della cintura di Kuiper . Tuttavia, nel vicino infrarosso , lo spettro diventa blu tra 0,8 e 1,25 μm , ed alla fine diventa neutro alle lunghezze d'onda più lunghe. La sua superficie sembra composta di roccia e ghiacci. Analisi spettrale:   Scoperta e denominazione: Fu scoperto il 6 settembre 1997 in alcune immagini prese dal telescopio di 5 m di Monte Palomar, California, da Brett J. Gladman , Philip D. Nicholson , Joseph A. Burns e John J. Kavelaars usando il telescopio Hale da 200 pollici, e ricevette la designazione temporanea S/1997 U2 . Gli è stato dato il nome della madre di Calibano de La tempesta di W. Shakespeare. Orbita: Sicorace segue un'orbita, oltre 20 volte più lontana da Urano rispetto alla luna regolare più esterna, Oberon . La sua orbita è retrograda, moderatamente inclinata ed eccentrica . I parametri orbitali suggeriscono che possa appartenere, insieme a Setebos e Prospero , allo stesso cluster dinamico, suggerendo un'origine comune.  Origine: Si ipotizza che il Sicorace sia un oggetto catturato, cioè non si formò nel disco di accrescimento che esisteva intorno a Urano subito dopo la sua formazione. Curve di luce di Sicorace e Calibano:  | ||
Calibano Fu scoperto il 6 settembre 1997 insieme a Sicorace gli è stato dato il nome del figlio di quest'ultima. La sua orbita è inclinata di 120.28° rispetto all'equatore di Urano. I parametri orbitali suggeriscono che può appartenere, assieme a Stefano e Francisco allo stesso cluster dinamico, suggerendo origini comuni. Studi non ancora confermati collocano Calibano nella categoria rosso chiaro (B-V=0,83 e V-R=0,52, B-V=1,23 e V-R=0,47), più rosso di Sicorace ma meno della maggior parte degli oggetti della fascia di Kuiper. E' l'unico per il quale si è riusciti ad ipotizzare un periodo di rotazione quasi certo, infatti la sua curva di luce suggerirebbe un periodo di 2.7 h.  Orbita: 
_________________________________________________________
_________________________________________________________
| ||
Stefano E' stato scoperto il 18 luglio 1999 su una serie di immagini prese dal telescopio situato a Mauna Kea, Hawaii, ha un diametro medio di 20 km e gli è stato dato il nome di un personaggio de La tempesta di W. Shakespeare. L'orbita di Stefano è retrograda e fortemente inclinata rispetto al locale piano di Laplace. Periodo di rotazione molto incerto di circa 2 h. Colore : V-R = 0.73 ± 0.17. 
_______________________________________
S/2023 U1 S/2023 U 1 è stato scoperto il 4 novembre 2023 da Scott S. Sheppard durante la sua ricerca di satelliti irregolari di Urano con il telescopio Magellan-Baade da 6,5m presso l'Osservatorio di Las Campanas, in Cile . Sheppard è stato in grado di rilevare questa debole luna attraverso la tecnica dello spostamento e dell'aggiunta, in cui ha scattato molte immagini del telescopio a lunga esposizione, le ha allineate e spostate per seguire il movimento di Urano, quindi le ha aggiunte insieme per creare un'unica immagine che mostrerebbe le lune di Urano come punti di luce sullo sfondo di stelle e galassie. L'applicazione della tecnica di spostamento e aggiunta a telescopi ad apertura molto ampia come Magellan ha consentito a Sheppard di sondare più in profondità rispetto alle precedenti indagini sulla luna irregolare di Urano. Per pianificare le osservazioni di conferma di S/2023 U 1, Sheppard ha collaborato con Marina Brozović e Robert Jacobson per calcolare le previsioni per l'orbita e le posizioni della luna in altre date. Sheppard ha osservato S/2023 U 1 con il telescopio Magellano il 6 e 13 dicembre 2023 ed è stato in grado di tracciare la luna fino alle sue precedenti osservazioni dell'8 settembre e del 2 dicembre 2021. S/2023 U 1 è stata confermata e annunciata dal Minor Planet Center il 23 febbraio 2024, portando il numero di lune conosciute di Urano da 27 a 28. È la prima luna di Urano scoperta negli oltre 20 anni passati dalla scoperta di Margaret nel 2003. S/2023 U 1 è una luna irregolare di Urano, poiché ha un'orbita distante, fortemente ellittica e inclinata, difatti orbita in direzione opposta alla direzione dell'orbita di Urano attorno al Sole, quindi ha un'orbita retrograda . Le lune irregolari sono debolmente vincolate alla gravità di Urano a causa della loro grande distanza dal pianeta, quindi le loro orbite sono spesso perturbate dalla gravità del Sole e di altri pianeti, e ciò si traduce in cambiamenti significativi nelle orbite delle lune irregolari in brevi periodi di tempo, quindi una semplice orbita ellittica kepleriana non può descrivere accuratamente i movimenti orbitali a lungo termine delle lune irregolari. Invece, gli elementi orbitali propri o medi vengono utilizzati per descrivere in modo più accurato le orbite a lungo termine delle lune irregolari, poiché queste vengono calcolate facendo la media dell'orbita perturbata su un lungo periodo di tempo. Gli elementi orbitali medi di S/2023 U 1 non sono stati ancora calcolati. Indipendentemente da ciò, un'orbita ellittica kepleriana osculante (istantanea) può ancora essere utilizzata per approssimare l'orbita di S/2023 U 1. Per un'epoca di riferimento del 31 marzo 2024, S/2023 U 1 ha un semiasse maggiore orbitale di circa 7,978 milioni di km da Urano e completa un'orbita in circa 1,86 anni terrestri. La Luna ha un'eccentricità orbitale di circa 0,187 e un'inclinazione di circa 142,16° rispetto all'eclittica. S/2023 U 1 fa parte del gruppo Calibano, un ammasso di lune irregolari retrograde di Urano che include Stephano e Calibano omonimo del gruppo . Le lune del gruppo Calibano hanno elementi orbitali raggruppati con semiassi maggiori tra 7–8 milioni di km, eccentricità tra 0,16 e 0,23 e inclinazioni tra 141 e 144°. Come tutti gli altri gruppi di satelliti irregolari, si pensa che il gruppo Calibano si sia formato dalla distruzione di una luna più grande catturata di Urano a causa degli impatti di asteroidi e comete , che lasciarono molti frammenti in orbite simili attorno a Urano. S/2023 U 1 è estremamente debole con una magnitudine apparente media di +26,7, quindi può essere osservato solo con immagini a lunga esposizione da telescopi di grande apertura come il telescopio Magellano. Non si sa nulla delle proprietà fisiche di S/2023 U 1 oltre alla sua magnitudine assoluta di +13,7, che può essere utilizzata per stimare il diametro del satellite. Supponendo un intervallo di albedo geometrico di 0,04–0,10 tipico della maggior parte delle lune irregolari, S/2023 U 1 ha un diametro compreso tra 8 e 12 km. _______________________________________ E' uno dei satelliti più esterni di Urano; scoperto 18 luglio 1999 insieme a Stefano, su una serie di immagini prese dal telescopio situato a Mauna Kea, Hawaii, gli è stato dato il nome del mago de La tempesta di W. Shakespeare. Ha un diametro medio di 30 km e con ogni probabilità è privo di attività geologica. Dall'analisi della sua curva di luce, non si è ricavato un dato certo per la sua rotazione, il periodogramma di Lomb ci fornisce 4 periodi possibili : P ≈ 4.6 , 3.8 , 5.7 , 3.3 h. (dal più probabile al meno). Altri studi (vedi sotto), forniscono differenti risultati.  Gli indici colore sono: B = 24.584±0.123, V = 23.841±0.053, R = 23.202±0.020, I = 22.805±0.043 . B − V = 0.743 ± 0.134 , V − R = 0.639 ± 0.057 , R − I = 0.397 ± 0.047. 
_________________________________________
| ||
| Setebos E' uno dei satelliti più esterni del sistema; scoperto il 18 luglio 1999 insieme a Stefano e a Prospero, su una serie di immagini prese dal telescopio situato a Mauna Kea, Hawaii, ha un diametro medio di 30 km e gli è stato dato il nome della divinità adorata da Calibano e Sicorace de La tempesta di W. Shakespeare. Da alcuni studi della sua curva di luce si ricavano differenti risultati per il suo periodo di rotazione:  SOPRA - I dati forniscono un periodo di 8,51h, oppure più probabilmente la sua metà. Dall'analisi della curva di luce, di un ulteriore studio, si ricava un incerto periodo di rotazione di : P ≈ 4.38±0.05 con un'ampiezza di A ≈ 0.189±0.038 mag. 
______________________________________
E' un piccolo satellite scoperto il 13 agosto 2001 dal gruppo di Holman con la sigla provvisoria S/2001 U1 e Confermato come Urano XXI , ha un diametro medio di 10 km e gli è stato dato il nome di un personaggio de La tempesta di W. Shakespeare. L'orbita di Trinculo è retrograda e fortemente inclinata rispetto al locale piano di Laplace. Periodo di rotazione di 5,7 h (Valore molto incerto). Colore : V-R = 0.82 ± 0.43.
________________________________________
E' al momento il satellite più esterno di Urano; scoperto il 13 agosto 2003 ha un diametro di 12 km, risulta privo di qualunque attività geologica e gli è stato dato il nome del figlio del re di Napoli de La tempesta di W. Shakespeare.  
_________________________________________
E' stato scoperto il 13 agosto 2001, e successivamente perso, è stato definitivamente ritrovato nel settembre del 2003, da Brett Gladman e da Matthew J. Holman , designazione provvisoria S/2001 U3. Confermato come Urano XXII , prende il nome da un personaggio dell'opera teatrale di William Shakespeare ''The Tempest'' . E' il più interno satellite irregolare di Urano. 
_________________________________________
Non inclusa nel gruppo di Sicorace si trova: Margherita Scoperta il 29 agosto 2003 esaminando una serie di immagini riprese dal Telescopio Spaziale Hubble risulta essere uno dei satelliti più esterni del pianeta Urano (orbita a circa 14.3 milioni di km dal pianeta), porta il nome di uno dei personaggi di Molto rumore per nulla di Shakespeare, ha un diametro di circa 11 km.
A causa della bassa inclinazione orbitale, rispetto all'equatore di Urano, 76.26o, e per il fatto che orbita con moto diretto, non è stata inserita nel gruppo di Sicorace.
 __________________________________________________ | ||
TABELLA DEGLI INDICI DI COLORE:
__________________________________________________
__________________________________________________
A cura di ANDREOTTI ROBERTO, leggi anche:
APPROFONDIMENTO:
Nessun commento:
Posta un commento