Le principali lune di Giove
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Le principali lune di Giove

Tra le attrazioni celesti più importanti vi sono le lune galileiane di Giove, quattro satelliti scoperti da Galileo Galilei durante i primi tentativi di utilizzo di un telescopio verso il cielo. Quattro lune che rappresentano anche una delle fonti di informazioni maggiori per il Sistema Solare e che potrebbero presentare le forme di vita extra-terrestre più vicine a noi. Io, Europa, Ganimede e Callisto ma non solo: Giove è un pianeta davvero ricco di satelliti.

Generalità sulle lune di Giove

Giove ha un sistema di satelliti decisamente imponente. Spiccano i satelliti galileiani ma la grande massa del pianeta fa sì che molti tra i corpi in orbita siano sopraggiunti per cattura gravitazionale. Alcuni non si fermano e finiscono per colpire

Candidata luna j22r94a24. Crediti: Edward Ashton.
Candidata luna j22r94a24. Crediti: Edward Ashton.

Giove possiede numerose lune, si parla di almeno 79 corpi (Scott S. Sheppard, Moons of Jupiter, Carnegie Institution for Science), ma non è possibile stabilire il numero esatto in quanto sono da considerarsi satelliti, per essere precisi, tutti i corpi che costituiscono il sistema degli anelli gioviani. Secondo una estrapolazione del 2020, addirittura, le lune di Giove con diametro superiore a 400 metri potrebbero arrivare a circa 600, con una prova data da osservazioni del Canada France Hawaii Telescope risalenti al 2010 e rianalizzate in seguito con nuove tecnologie: le osservazioni mostrano 52 oggetti il cui movimento sembra legato a quello di Giove e la cui natura potrebbe essere quella di lune irregolari (arXiv - “The population of km-scale retrograde jovian irregular moons” - Edward Ashton, Matthew Beaudoin, Brett Gladman). 

Fra questi, però, i più grandi e più famosi sono le quattro lune galileiane, dalla più prossima alla più distante,  Io, Europa, Ganimede e Callisto. Osservati nello stesso anno, 1610, da Galileo Galilei e da Simon Marius Mayr (fu quest’ ultimo a battezzare i quattro satelliti), sono noti anche come satelliti “galileiani” o “medicei”, così chiamati da Galileo in onore al mecenate, signore di Firenze, Cosimo II de Medici. Ad essi è legato uno dei più duri e letali colpi inferti alla teoria geocentrica (sistema tolemaico), e per contro, una prova dell’ attendibilità della teoria eliocentrica (sistema copernicano). C'è chi sostiene la visibilità a occhio nudo, in condizioni speciali, di Ganimede e una scrittura sembra in effetti indicarne la presenza già nel 364 a.C. da parte dell'astronomo cinese Gan De. 

Altri nove satelliti furono osservati nei tre secoli successivi, e tre furono scoperti attraverso le sonde Voyager: da allora il numero ha subito un incremento costante, comprendendo corpi delle dimensioni entro i tre e i nove Km, presumibilmente asteroidi, frammenti di comete, residui di formazione planetaria, catturati  dalla forza di attrazione del pianeta

Le lune di Giove potrebbero avere Saturno come padrino, secondo le simulazioni portate avanti ad Aprile 2018 da un team di astronomi americani e francesi. Si pensa oramai da molto tempo che le lune di Giove, molte se non tutte, provengano da zone diverse del Sistema Solare mentre le lune maggiori, quelle galileiane, dovrebbero aver avuto origine "indigena". Un problema, però, esiste: Giove è nato ripulendo una orbita molto larga e risucchiandone tutto il materiale, quindi da dove verrebbe il materiale idoneo a creare le lune? Le simulazioni hanno evidenziato il ruolo di Saturno in questo senso: sarebbe stato il pianeta con gli anelli a indurre nuovo materiale nella zona pulita da Giove. Soluzione possibile, ma ancora non si spiega la differente composizione chimica delle quattro lune principali. Una soluzione viene da un modello elaborato nel 2020, per il quale ti rimandiamo alla pagina specifica.

Alcune lune di Giove - ma non solo - presentano un calore tale da consentire il sostenimento di un oceano sub-superficiale oppure di una attività vulcanica costante e questo calore interno è da sempre ricondotto all'azione mareale esercitata da Giove. Uno studio del 2020 tuttavia evidenzia come le risonanze mareali osservate possono essere imputate soltanto a Giove nel solo caso in cui gli oceani presenti siano profondi meno di 300 metri, il che è improbabile. Occorre una energia in più, quindi, e questa sembra provenire dalle interazioni mareali reciproche tra le lune di Giove, una forza che fino alla data dello studio era nota ma era stata sottovalutata e che può modificare notevolmente l'idea che si ha sulla formazione e l'evoluzione del sistema intero. Giove, da solo, non basta a creare la giusta frequenza per andare in risonanza con le lune poiché gli oceani sono troppo profondi, ma aggiungendo l'influenza gravitazionale reciproca tra le lune i dati iniziano a somigliare molto a quelli osservati. Questo necessita di oceani spessi da decine a centinaia di chilometri, il che rientra in quanto ritenuto dagli scienziati (Hamish C. F. C. Hay et al, Powering the Galilean Satellites with Moon‐Moon TidesGeophysical Research Letters - 2020).

Soltanto otto tra i satelliti di Giove sono considerati "regolari", con orbita prograda, quasi circolare e prossima al pianeta mentre tutti gli altri sono detti "irregolari", caratterizzati da una orbita più inclinata e/o eccentrica (retrograda o prograda) e più distante dal pianeta. I primi dovrebbero essere nati nel Sistema Giove mentre gli altri somigliano maggiormente a asteroidi catturati.

I satelliti interni 

Furono in particolare le sonde Voyager, entrambe, e la Galileo a rilevare molte delle informazioni sulla natura dei satelliti. I corpi orbitanti su Giove entro distanze ritenute prossime vengono divisi in tre gruppi, ciascuno dei quali comprende corpi accomunati da parametri fisici ed orbitali. Ad eccezione del satellite Temisto - che presenta caratteristiche  differenti - tutti gli altri corpi rientrano in uno di questi gruppi: gruppo di Amaltea, satelliti galileiani e gruppo di Imalia

Il gruppo di Amaltea

Furono scoperti attraverso osservazioni condotte dalla Terra tra gli anni 1892 e 1982, con l’ausilio di immagini ottenute  tramite le sonde Voyager. Ulteriori informazioni furono acquisite con la Galileo. Si tratta di oggetti che a tutt’oggi risultano poco conosciuti, ma alcuni particolari - come alcune formazioni geologiche, crateri compresi - sono stati osservati. In rotazione sincrona attorno a Giove, sono i satelliti più interni, le cui orbite precedono quelle dei quattro satelliti medicei e risultano pressoché circolari, con eccentricità comprese tra 0,0012 e 0,0018.  La loro temperatura media è di -150°C. Il gruppo prende nome dal satellite più noto e più grande fra quelli contemplati al suo interno: Amaltea

Amalthea ripreso dalla sonda Galileo. Crediti NASA
DidaAmalthea ripreso dalla sonda Galileo. Crediti NASAcalia

Satelliti galileiani
Secondo le fonti, il primo a compiere osservazioni dettagliate di Giove fu un astronomo-astrologo cinese vissuto nella metà del IV secolo a.C., Gan De, il quale, nel trascrivere le sue osservazioni del pianeta, riporta curiosamente la nota: “Ogni 12 anni il soggetto ritorna nella stessa posizione nel cielo; ogni 370 giorni che scompare nel fuoco del Sole, la sera, a ovest, a 30 giorni dopo riappare la mattina ad est […]; […] era molto grande e luminoso. A quanto pare, una piccola stella rossastra è allegata al suo fianco. Questa si chiama 'un'alleanza'.” Nell’ultima parte di questo breve frammento, vi è la testimonianza della prima osservazione di un satellite di Giove, presumibilmente Ganimede.  Studiando la fonte si comprende come l’osservazione in questione sia stata condotta nell’estate del 362 a.C. Si parla di 2000 anni prima di Galileo e Mayr. Nel 1980 gli studiosi hanno cercato di verificare la veridicità di quanto scritto da Gan De sul campo, recandosi in Cina e ricercando condizioni adeguate all’osservazione, hanno dimostrato come sia possibile osservare ad occhio nudo. Era già stata postulata la possibilità di poter osservare i satelliti medicei, dal momento che raggiungono una magnitudine apparente di poco inferiore a 6, ma il problema è rappresentato dalla luminosità di Giove. Occultandolo, l'osservazione è possibile. A questo punto sarebbe più corretto affermare che Galileo e Mayr “ri-scoprirono” i quattro satelliti nel 1610. 

Quando si parla di satelliti galileiani o “medicei” ci si riferisce a quattro corpi, le lune gioviane più famose: Io, Europa, Callisto e Ganimede, corpi massicci e dalla forma sferoidale. Le loro orbite sono sincrone rispetto a Giove, e quasi circolari, l’eccentricità è inferiore a 0,01 e inoltre le orbite di Io, Europa e Ganimede sono legate in risonanza anche tra loro, ossia i loro periodi orbitali sono in rapporto 1:2:4 grazie alle interazioni fra le singole forze mareali. In particolare l'intensa frizione generata dalle forze mareali tra Europa ed Io concorre al mantenimento della fluidità dei loro nuclei, favorendone il vulcanismo interno, soprattutto su Io. 

Dettagli sui satelliti galileiani vengono trattati a parte.

Gruppo di Imalia

Leda, Imalia (o anche Himalia), Lisitea, Elara, S 2000 J11, citati in ordine di distanza da Giove, sono le lune che costituiscono il gruppo di Imalia, il quale prende il nome dal membro più grande. 
Le inclinazioni delle loro orbite vanno dai 26,6° ai 28,3° con eccentricità comprese entro 0,11 e 0,25.  Le loro temperature medie si aggirano intorno ai -149°C.

I satelliti esterni

Sono corpi di piccole dimensioni dalla forma irregolare e dal moto retrogrado. Vengono distinti all'interno di tre aggregazioni in base a parametri orbitali simili e prendono il nome dal membro principale.

Orbite delle lune esterne di Giove. Crediti NASA/JPL
Orbite delle lune esterne di Giove. Crediti NASA/JPL

Ad eccezione di tre satelliti dalle caratteristiche peculiari tali da non essere associati a nessuno dei gruppi ( S/2003 J2, S/2003 J12 e Carpo) , i restanti costituiscono i seguenti raggruppamenti: gruppo di Ananke, gruppo di Carme e gruppo di Pasife. Fatto curioso, l'Unione Astronomica Internazionale ha deciso che i nomi dei nuovi eventuali satelliti esterni terminino con la lettera E.

Gruppo di Ananke

Orbitano attorno a Giove ad una distanza media di 21.276.000 Km. Otto dei sedici oggetti che costituiscono questo raggruppamento hanno paramentri simili e la loro origine sarebbe riconducibile ad un unico corpo asteroideo frantumatosi in otto distinti frammenti dalle inclinazioni orbitali di 149° ed eccentricità tra 0,216 e 0,224. Tranne il corpo principale, Ananke, dal quale prende il nome il gruppo, i restanti corpi, che presentano parametri differenti, furono scoperti dagli astronomi dell'università delle Hawaii.

Gruppo di Carme

Ad eccezione di Carme, tutti i satelliti compresi in questo gruppo sono stati scoperti dagli astronomi dell'università delle Hawaii. Orbitano con un'inclinazione media di 165° e le loro eccentricità sono comprese entro i valori 0,237 e 0,272. I loro semiassi maggiori vanno da 22,9 milioni di chilometri ad un massimo di 24,1 milioni di chilometri.

Gruppo di Pasife

Pasife o Pasiphe è il corpo principale che dà il nome a questo gruppo di asteroidi, anch'essi scoperti dagli studiosi dell'università delle Hawaii. Dai calcoli effettuati sulla base dei loro parametri orbitali, sono state avanzate due ipotesi: la prima è che questi oggetti non abbiano un'origine comune e che siano stai catturati nel tempo dalla forza di gravità di Giove; la seconda ipotesi afferma possa trattarsi di un gruppo originariamente compatto, in fase progressiva di disgregazione. Le eccentricità delle orbite che descrivono attorno al pianeta vanno dal valore 0,25 a 0,43 e le inclinazioni di queste orbite variano tra i 144,5° ai 158,3°.

Altri satelliti o satelliti temporanei 

Esistono - come accennato - satelliti che non rientrano in alcuno dei gruppi indicati mentre altri corpi celesti vengono  a trovarsi temporaneamente nella sfera di influenza gravitazionale del pianeta, come alcune comete di corto periodo (comete quasi-Hilda) la cui orbita intorno a Giove dura in media dieci anni prima di subire perturbazioni che le allontanano. Non è raro vedere oggetti cadere su Giove: è il caso della cometa D/1993 F2 Shoemaker-Levy 9, la più famosa.

Ultimo aggiornamento del: 27/09/2020 11:31:26

Il satellite Io

Il più interno tra i quattro satelliti medicei di Giove, Io si caratterizza per la dimensione elevata e per la densità nonché per il gran numero di vulcani attivi che lo rendono il corpo celeste geologicamente più vivace dell'intero Sistema Solare

I numeri di Io
Il satellite Io ripreso dalla sonda Galileo il 3 luglio 1999. Crediti NASA/JPL/Uni. Arizona
Il satellite Io ripreso dalla sonda Galileo il 3 luglio 1999. Crediti NASA/JPL/Uni. Arizona

 

DATI FISICI
Diametro 3660 * 3637 km
Rotazione 1.77 giorni
Massa 8.9319x1022 kg
Densità media 3.528x103 kg/m3
Velocità di fuga 2560 m/s2
Albedo 0,63
Magnitudine apparente 5.0
Temperatura superficiale 90°K - 2000 K
DATI ORBITALI
Semiasse maggiore 421700 km
Eccentricità 0,0041
Inclinazione su eclittica 2.21°
Inclinazione su pianeta 0.05°
Velocità media 17334 m/s

 

Scoperta e esplorazione

Satellite naturale di Giove , Io è il più interno tra i quattro satelliti galileiani (il quinto tra tutti quelli scoperti) e il quarto per dimensione in tutto il Sistema Solare . Il suo nome è legato a una delle amanti di Giove, derivato dalla mitologia greca. Il nome venne assegnato da Simon Marius nel 1614 in "Mundus Iovialis anno MDCIX Detectus Ope Perpicili Belgici" ma, dopo un primo inizio, prese piede soltanto a metà del XX secolo, quando si smise di riferirsi al corpo celeste come "Giove I".

Io ripreso il 21 dicembre 2018 da Juno. Crediti NASA
Io ripreso il 21 dicembre 2018 da Juno. Crediti NASA

Fu scoperto il 7 gennaio 1610 da Galileo Galilei insieme a Ganimede, Callisto ed Europa (in realtà il 7 gennaio Io era molto vicino a Europa e non venne risolta la natura doppia dell'osservazione quindi soltanto l'8 gennaio ci fu certezza della presenza di un ulteriore satellite) e contribuì alla spallata definitiva al concetto di geocentrismo, dal momento che per la prima volta si ottenne evidenza empirica del fatto che non tutto orbitasse intorno alla Terra. Non solo: la sua osservazione consentì anche di generalizzare le Leggi di Keplero e tutto questo semplicemente osservandolo da Terra come singolo puntino. Già all'inizio del XX secolo le immagini da Terra iniziarono a essere abbastanza buone da distinguere una differenziazione in colori e albedo sulla superficie di Io, differenza che fu notata da Edward E. Barnard e che venne imputata a diversità superficiali tra regioni polari e regioni equatoriali. A metà XX secolo la spettroscopia consentì di rilevare la totale assenza di ghiaccio sulla superficie, dominata invece da sodio e zolfo, ma le immagini più dettagliate iniziarono a giungere soltanto con l'esplorazione spaziale da parte delle Pioneer, 10 e 11, le quali consentirono stime di massa e dimensioni nonché la rilevazione della presenza di una tenue atmosfera e di una fascia radiattiva intorno all'orbita (proprio queste radiazioni furono causa della perdita delle immagini), e soprattutto delle sonde Voyager nel 1979: proprio in questa occasione venne scoperta la caratteristica essenziale della luna: una attività vulcanica sempre in moto e in grado di contare su centinaia di vulcani attivi.  Una superficie giovane e continuamente rimescolata dalla lava e dotata di un gran numero di montagne è quanto venne confermato negli anni Novanta dalla sonda Galileo, la quale fornì importanti indicazioni sui legami che uniscono Io e Giove e indicò la presenza di un nucleo ferroso. Ulteriori dettagli vennero in seguito dalla Cassini-Huygens diretta verso Saturno , dalla New Horizons diretta verso Plutone e dallo Hubble Space Telescope . Un censimento dei vulcani di Io sembra quasi impossibile visto che non tutti si attivano allo stesso momento e così a metà 2018 la sonda Juno aggiunge un altro elemento al già ricco campione vulcanico della luna di Giove, attraverso l'analisi di immagini ottenute da 470 mila chilometri di distanza il 16 dicembre 2017. Sono oltre 150 i vulcani attivi su Io ma la stima parla di altri 250 hot spots ancora da scoprire, a testimonianza ulteriore dell'elevatissimo livello di attività geologica presente. Io potrebbe essere il target di una futura missione dedicata, a basso costo, battezzata IVO (Io Volcano Observer), oltre alla futura missione Jupiter Icy Moons Explorer che dovrebbe andare nel 2030 a studiare le lune ghiacciate e che, con l'occasione, non mancherà di osservare anche Io.

Le interazioni con Giove e le altre lune

Aurora su Io. NASA/JPL/University of Arizona
Aurora su Io. NASA/JPL/University of Arizona 

Rivoluzione e rotazione sono in sincronia, pari entrambe a 42.46 ore, il che costringe Io a mostrare sempre la stessa faccia (emisfero  sub-gioviano in contrapposizione all'emisfero anti-gioviano) a Giove. L'orbita è in risonanza 2:1 con Europa e 4:1 con Ganimede, il che ne stabilizza l'eccentricità notevolmente bassa ma tale da determinare continue maree e generazione interna di calore. Queste maree sono uno degli aspetti dell'interazione tra Giove e la sua luna Io, ma le interazioni sono sia gravitazionali sia magnetiche. Vulcani e calore dipendono comunque non solo dall'interazione con Giove ma anche, come detto nella sezione generale più in alto, dalle interazioni con le altre lune visto che quanto legato al rapporto con Giove non sarebbe sufficiente a generare i fenomeni osservati nella quantità misurata.

Per quanto riguarda le interazioni magnetiche, Io influenza notevolmente il campo magnetico gioviano generando elettricità e rilasciando ioni che ampliano il campo magnetico del pianeta ospite, raddoppiandolo. Proprio la magnetosfera di Giove investe la sottile atmosfera di io, generata dai vulcani e composta essenzialmente da zolfo ionizzato e atomico, ossigeno e cloro, la quale confluisce verso Giove. La sonda Ulysses, nel 1992, osservò l'espulsione dal sistema di Giove di una parte di queste particelle originarie di Io. Il materiale in uscita da Io genera un toro di plasma, con gradiente di temperatura crescente man mano che ci si allontana dal sistema di Giove. Sempre l'interazione tra l'atmosfera di Io e il campo magnetico di Giove innesca un tubo di flusso in grado di generare aurore sia su Giove (polari) sia su Io (equatoriali).

Struttura e superficie

L'immagine che ha consentito la scoperta di vulcani su Io. Crediti NASA/JPL
L'immagine della Voyager1 con il primo vulcano.
Crediti NASA/JPL

Contrariamente alle lune ghiacciate che dominano il Sistema Solare esterno, Io presenta una struttura e una composizione più simili a quelle dei pianeti rocciosi, con rocce silicee fuse. La densità ne risente, risultando la più elevata rispetto alle altre lune del Sistema Solare, e la struttura presenta una diversificazione tra crosta e mantello, ricchi di silicati, e nucleo di ferro e zolfo allo stato fuso. Proprio il nucleo rappresenta il 20% circa della massa, con un raggio tra 350 e 900 chilometri in base alla stima della composizione, e non dovrebbe essere convettivo dal momento che la sonda Galileo non ha rilevato traccia di campo magnetico interno. Il mantello dovrebbe essere composto prevalentemente da un minerale ricco di magnesio come la forsterite (75% circa), con una composizione che ricorda quella delle meteoriti condriti L e LL. Il mantello potrebbe essere parzialmente fuso che potrebbe corrispondere a un oceano di magma sub-superficiale della profondità di circa 50 chilometri (10% del mantello), con temperatura intorno ai 1200°C e generatore di un campo magnetico indotto. La litosfera di basalto e zolfo è spessa tra 12 e 40 chilometri. 

La superficie risulta quasi priva di crateri da impatto ma piena di pianure levigate e alte montagne con caldere e colate laviche. L'assenza di crateri indica una età molto giovane per la superficie esposta, sottoposta continuamente a un rimescolamento legato proprio all'attività vulcanica. Molto presenti sono quindi le depressioni vulcaniche note come paterae, simili alle caldere terrestri originate probabilmente dal crollo della camera lavica vuota e raggruppate in aree delimitate da faglie o montagne. In genere presentano fenomeni eruttivi come colate laviche o laghi di lava. La più grande risulta Loki Patera, con un diametro di 202 chilometri. 

Sono presenti anche alte montagne non vulcaniche, laghi di zolfo e caldere profonde chilometri associate a lunghe colate (fino a centinaia di chilometri). Tra le montagne esistono asperità che superano in altezza il nostro Everest: si contano più di cento monti oltre i sei chilometri, con un massimo raggiunto a 17.5 chilometri, disposte a catene fino a 157 chilometri di lunghezza o isolate. L'origine dovrebbe essere di natura tettonica, legata alle forze compressive sulla litosfera che innalzano la crosta, il cui spessore non dovrebbe essere inferiore a 30 chilometri. La variante origine vulcanica sembra essere negata dal fatto che le montagne maggiori sorgono dove non sono presenti vulcani e viceversa. Tra i monti maggiori spiccano i Boosaule Montes (17.5 chilometri), gli Euboea Montes (13.4), Ionian Mons (12.7), Hi'iaka Montes (11.1) e Haemus Montes (10.8). 

Il colore prevalente è l'arancione, derivante da composti a base di zolfo derivanti dalle colate laviche. Questa lava sembra essere composta essenzialmente da rocce silicee fuse contenente basalto e komatite con contenuto di sodio di recente osservazione. A fine 2020 lo strumento Jiram a bordo della sonda Juno della NASA ha rilevato il debole segnale di ciò che sembra acido solfidrico in fase solida, un potente veleno dall'odore sgradevole che su Io sembra concentrarsi in alcune zone come la regione di Bosphorous Regio e intorno a Loki Patera. Si tratta di un ghiaccio altamente instabile alle temperature diurne di Io quindi potrebbe trattarsi di una presenza transiente. Altri elementi riscontrati sono il cloruro di solforile, nitrili o toline, già osservati su Callisto e Ganimede (Journal of Geophysical Research: Planets - “Mapping Io’s Surface Composition With Juno/JIRAM” - F. Tosi et al. )

Tutte queste condizioni - compreso il calore indotto da Giove e dalle altre lune - rendono impossibile la detenzione di una riserva di acqua, anche se le zone più profonde potrebbero effettivamente presentarla.

Loki Patera e colate laviche circostanti riprese dalla Voyager 1. Crediti NASA/JPL/USGS
Loki Patera e colate laviche circostanti riprese dalla Voyager 1. Crediti NASA/JPL/USGS

Vulcanismo

Risonanza tra le lune di Giove. Crediti Wikipedia
Risonanza tra le lune di Giove. Crediti Wikipedia

All'origine dei vulcani non c'è un processo interno di decadimento radioattivo come accade sulla Terra ma forze mareali esterne impartite da Giove e dalle altre lune, in grado di tener caldo e fuso lo strato sub-superficiale di Io. Il ruolo delle forze mareali impartite dalle altre lune è stato ufficializzato nel 2020 ma in realtà gli indizi c'erano già: uno studio di Agosto 2019, infatti, aveva già mostrato come il vulcano Loki Patera e altri vulcani non rispettassero le fluttuazioni nello stress inferte dall'orbita intorno a Giove, chiusa in 1.77 giorni terrestri. Le frizioni interne legate a questo stress generano calore che alimenta i vulcani, ma il breve periodo di un'orbita non appariva sufficiente a dirottare il magma verso l'esterno. Lo studio del 2019 ha analizzato 271 notti di osservazioni dal Gemini North alle Hawaii, tra il 2013 e il 2018, con qualche sporadico dato che risale fino al 1987 e sembra puntare tutto sul ciclo di 500 giorni, l'unico che appare in grado di muovere il magma verso la superficie e farlo eruttare. Nessuna variazione in termini di vulcano veniva in effetti osservata su scala di 1.77 giorni. La distanza di Io da Giove cambia durante il corso dell'orbita ellittica percorsa dal satellite, che viene quindi a sperimentare diverse intensità gravitazionali. Il giro intorno al pianeta scalda l'interno di Io creando magma. Lo studio dei 400 vulcani di Io ha posto in evidenza come questi vengano a eruttare con gli stessi ritmi. Questa fluttuazione quotidiana si verifica anche sulla luna Encelado nel sistema di Saturno , il cui oceano sotterraneo erutta in geysers a ogni giro nel punto in cui Encelado è più vicino al pianeta. Loki Patera non rispetta questo ciclo mentre la sua luminosità sembra fluttuare su scale diverse. Sebbene la risonanza orbitale con Europa e Ganimede eserciti effetti mareali su Io, le lune vicine concorrono a determinare cicli orbitali che durano 480-484 giorni e 461-464 giorni. Loki Patera sembrava quindi ricalcare questi cicli (Katherine Kleer et al. Variability in Io's Volcanism on Timescales of Periodic Orbital Changes, Geophysical Research Letters - 2019), tanto che è stato possibile effettuare una previsione: sebbene sia difficile prevedere le eruzioni vulcaniche - influenzate dalla fornitura di magma, dalla sua composizione, dal tipo di roccia e dalle fratture - è stato fissato il mese di Settembre 2019 come possibile periodo di nuova eruzione di Loki Patera. Considerando l'ultima eruzione di Maggio 2018, infatti, e considerando il ciclo medio di 500 giorni, alcuni scienziati si sono spinti in previsioni. In attesa dei dati per una conferma ma nulla è sicuro, anche perché nei primi anni Duemila il comportamento è cambiato e non ha presentato ricorrenze fino al 2013.  

Ancor prima, un altro indizio: nel 2016 uno studio della Berkeley pubblicato su Icarus e presentato a EPSC evidenziava il legame tra le eruzioni nel tempo scoprendo come alcune di queste vadano a innescarsi a cascata anche a grandi distanze (più di 500 chilometri). L'attività vulcanica più intensa, se guidata dal solo Giove, dovrebbe svilupparsi maggiormente nei pressi dei poli o dell'equatore (in base ai modelli usati) e in modo simmetrico nei due emisferi, ma questo non è stato osservato: in cento notti di osservazione, molte brevi eruzioni si sono verificate sul lato che non rientrava nell'influenza gioviana e a latitudini molto elevate, con una distribuzione che non rispettava i modelli previsionali (Time variability of Io's volcanic activity from near-IR adaptive optics observations on 100 nights in 2013–2015 - K. de Kleer et al.).  

Come detto, sono centinaia le bocche vulcaniche sul satellite Io e le colate laviche raggiungono centinaia di chilometri di lunghezza, con una composizione essenzialmente basaltica con produzione di zolfo, anidride solforosa e silicati piroclastici che vengono soffiati fino a 200 chilometri di distanza, alla base della particolare colorazione del satellite con chiazze rosse, nere, bianche. Il materiale espulso può raggiungere la velocità di 1 chilometro al secondo, con pennacchi estesi fino a 500 chilometri. L'attività vulcanica fu inizialmente dedotta da immagini spettroscopiche riprese da Terra e poi dalle caratteristiche della superficie, decisamente giovane e priva di crateri da impatto, ripresa dalla Voyager1. I primi pennacchi, provenienti dalla depressione Pele, furono osservato nelle immagini della stessa Voyager1 scattate l'8 marzo 1979 anche se successivamente, in seguito alla scoperta, segni di vulcanismo apparvero anche nelle immagini più vecchie che vennero rianalizzate.

Una emissione su Io ripresa durante il passaggio della New Horizons. Crediti NASA/JPL/New Horizons
Vulcano Tvashtar e pennacchio di 330 chilometri durante il passaggio della New Horizons.
Crediti NASA/JPL/New Horizons

Un evento particolare e molto ampio si è verificato tra Dicembre 2017 e Gennaio 2018, quando una eruzione è stata osservata grazie a variazioni nella luminosità del sodio e non, come sempre, nella temperatura legata alla presenza di lava. L'assenza di una controparte nell'infrarosso per l'evento in questione ha aperto ulteriori finestre informative circa la geologia di io, rappresentando una eruzione simile a quella di Monte S.Elena del 1980 in grado di rilasciare grandi quantità di gas e polvere anziché di lava. L'eruzione ha intasato la magnetosfera di Giove per circa sei mesi (Jeffrey P. Morgenthaler et al. Large Volcanic Event on Io Inferred from Jovian Sodium Nebula Brightening, The Astrophysical Journal - 2019).  Crediti video: Planetary Science Institute

Atmosfera

Io è in possesso di una atmosfera ad alto contenuto di diossido di zolfo (SO2) e presenza di monossido di zolfo (SO), cloruro di sodio (NaCl), zolfo atomico e ossigeno. Si tratta di una atmosfera soggetta a forte erosione a causa della radiazione presente nella magnetosfera gioviana ma anche a rinforzo legato agli episodi vulcanici. La struttura atmosferica non è, quindi, uniforme e si presenta più densa in prossimità dell'equatore, dove sono presenti i vulcani principali. Proprio qui si verificano le aurore. La temperatura oscilla molto in base alla latitudine e all'altitudine, raggiungendo i 1800 K alle maggiori altitudini dove la sottile atmosfera viene influenzata dal toro di plasma.

L'anidride solforosa proviene ovviamente dall'attività vulcanica ma a lungo non è stato noto quale processo andasse a guidare le dinamiche atmosferiche, tra attività vulcanica diretta o sublimazione del gas dalla superficie ghiacciata esposta alla radiazione solare. Le antenne di ALMA sono state puntate verso Io durante una delle tante eclissi subite: quando Io passa nell'ombra è troppo freddo per l'anidride solforosa e il gas si condensa in superficie, lasciando osservare solo l'anidride solforosa di origine vulcanica. Le osservazioni hanno mostrato per la prima volta i pennacchi di anidride solforosa e monossido di zolfo salire dai vulcani, calcolando come questi provvedano al 30-50% dell'atmosfera di Io. E' stato osservato anche il cloruro di potassio provenire dai vulcani. ("ALMA Observations of Io Going into and Coming out of Eclipse" - Planetary Science Journal). Crediti Video: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), I. de Pater et al.; NRAO/AUI NSF, S. Dagnello; NASA  

Una incognita riguarda la temperatura dell'atmosfera bassa di Io, la cui misurazione è affidata alla ricerca futura.

Ultimo aggiornamento del: 20/11/2020 17:19:55

Il satellite Europa

Tra i corpi celesti più interessanti del Sistema Solare, il satellite galileiano Europa spicca per una attività idrotermale che potrebbe essere un ottimo supporto per la vita nel vasto oceano sub-superficiale della luna

I numeri di Europa
Il satellite Europa ripreso dalla sonda Galileo nel 1997. Crediti NASA/JPL/Uni. Arizona
Il satellite Europa ripreso dalla sonda Galileo nel 1997. Crediti NASA/JPL/Uni. Arizona

 

DATI FISICI
Diametro 3121,6 km
Rotazione 3.5511 giorni
Massa 4.8x1022 kg
Densità media 3.013 x 103 kg/m3
Velocità di fuga 2025 m/s2
Albedo 0,67
Magnitudine apparente 5.3
Temperatura superficiale ~50 K - 105 K
Inclinazione assiale 0.1°
DATI ORBITALI
Semiasse maggiore 671034 km
Eccentricità 0,0094
Inclinazione su eclittica 1.79°
Inclinazione su pianeta 0.47°
Velocità media 13741 m/s
Periodo orbitale 3.5511 giorni

 

Scoperta ed esplorazione

Europa dalla Pioneer 10. Crediti NASA
Europa dalla Pioneer 10.
Crediti NASA

La scoperta del satellite gioviano Europa è ricondotta alle prime osservazioni telescopiche condotte da Galileo Galilei, il 7 gennaio 1610 con un rifrattore da 20 ingrandimenti, il che gli vale il nome di satellite galileiano unitamente a Io, Callisto e Ganimede. Brilla di magnitudine 5.3, il che vuol dire che si mostrerebbe anche a occhio nudo se la luce di Giove non fosse troppo abbagliante rispetto a quella del satellite. In realtà la data di scoperta ufficiale fornita dalla IAU è quella del giorno dopo, visto che la sera del 7 gennaio l'astronomo non riuscì a separare Io da Europa, data la ridotta separazione angolare. 

Europa ripreso dalla Voyager1. Crediti NASA
Europa ripreso dalla Voyager1. Crediti NASA

Il nome è legato a una delle tante amanti di Zeus, la figlia di Agenore re di Tiro (città ora libanese), madre di Minosse e sorella di Cadmo, Fenice e Cilice. Il nome "Europa" - suggerito da Simon Marius dopo la scoperta - venne accantonato per un lungo periodo durante il quale ci si rivolse al corpo celeste come a Giove II. Soltanto alla metà del XX secolo si riprese l'abitudine di chiamare il satellite Europa.

Europa compie una rivoluzione intorno a Giove con una orbita pressoché circolare e poco inclinata, in un periodo di circa 3.5 giorni. Stesso tempo impiegato a compiere una rotazione sul proprio asse, in un moto sincrono.

Europa è il quarto satellite gioviano in ordine decrescente di dimensione, il sesto in tutto il Sistema Solare , con un diametro lievemente inferiore a quello della nostra Luna. Il diametro è stato stimato al meglio il 31 marzo 2017 grazie a una occultazione stellare da parte del satellite, osservata dal telescopio Gaia di ESA. I dati parlano di un raggio di 1561.2 chilometri e di una forma non proprio perfetta, disegnando un ellissoide di 1562 per 1560.4 chilometri (B. Morgado et al. First stellar occultation by the Galilean moon Europa and upcoming events between 2019 and 2021, Astronomy & Astrophysics - 2019).

Nelle immagini si rende riconoscibile grazie a una superficie chiara attraversata da striature evidenti ma decisamente liscia rispetto a tutti gli altri corpi celesti rocciosi del Sistema Solare. Sotto la crosta ghiacciata si cela un oceano di acqua testimoniata dalla sonda Galileo, che nel 1997 ha attraversato il prodotto di un geyser superficiale. Proprio questo oceano potrebbe rappresentare la culla di una vita elementare, ancora tutta da dimostrare. La presenza di un oceano sub-superficiale è favorita dalle forze mareali impresse da Giove e dalle altre lune, in grado di sviluppare un calore interno in grado di mantenere l'acqua allo stato liquido. La particolare importanza di Europa viene accresciuta anche da una attività tettonica confermata dalla NASA nel 2014, rappresentante la prima attività di questo tipo su un corpo celeste che non sia la Terra. Proprio questo interesse ha stimolato la progettazione di missioni dedicate esclusivamente alle lune gioviane, con particolare riguardo a Europa: esempi ne sono Jupiter Icy Moon Explorer di ESA, prevista per il 2022, e una missione robotica della NASA chiamata prima Europa Clipper e poi Europa Multiple-Flyby Mission, presentata dal JPL e dall'APL nel 2013 e finalizzata allo studio della vivibilità della luna gioviana e all'individuazione di siti di atterraggio per un futuro lander. Tra le proposte più ambiziose c'è l'utilizzo, futuro, di una talpa a fusione in grado di avanzare nel ghiaccio della luna fino al suo oceano sciogliendo il materiale durante il cammino e rilasciando, una volta a destinazione, un sottomarino autonomo in grado di raccogliere informazioni.

Le prime missioni che hanno sorvolato Giove sono le Pioneer 10 e 11, nel 1973 e 1974, con immagini a bassa risoluzione che vengono migliorate notevolmente già dalle sonde Voyager nel 1979 tanto che già da questi frame si iniziò a sospettare la presenza di un oceano. I dettagli maggiori vennero acquisiti, tuttavia, soltanto nel 1995 con la sonda Galileo per una missione orbitale di otto anni. Immagini di Europa sono giunte successivamente anche dalla New Horizons, destinata a Plutone e oltre. 

Europa ripreso dalla New Horizons diretta verso Plutone. Crediti NASA/JPL
Europa ripreso dalla New Horizons diretta verso Plutone. Crediti NASA/JPL

Se guardassimo il cielo da Europa, noteremmo come da un emisfero Giove occuperebbe ben 13° di cielo mentre dall'altro non sarebbe visibile, data la rotazione sincrona del satellite. Il Sole misurerebbe soltanto 6 minuti d'arco ma sarebbe comunque l'oggetto più luminoso del cielo. Le lune Io e Ganimede apparirebbero più grandi di come la Luna appare da Terra in misura pari a circa la metà.

La struttura interna

Con un diametro di poco inferiore a quello lunare, Europa è il meno massiccio tra i satelliti galileiani e proprio questa densità ha spinto a vagliare l'ipotesi di un oceano sub-superficiale. La composizione prevalente sembra simile a quella dei pianeti rocciosi, a base di silicati, con una crosta di acqua ghiacciata il cui spessore è difficilmente misurabile, con stime che vanno da qualche chilometro a decine di chilometri. La struttura viene mantenuta allo stato ghiacciato dalle temperature che vanno da -163°C all'equatore a -223°C ai poli.

Al di sotto di questa crosta dovrebbe esserci un oceano di acqua liquida salata, con temperatura prossima a 0°C. A favore della teoria dell'oceano ci sono movimenti della crosta che risulterebbero impossibili se questa fosse attaccata al mantello ma anche la presenza di uno strato conduttore di elettricità: il campo magnetico di Giove induce una corrente elettrica in uno strato conduttore prossimo alla superficie di Europa e questa corrente genera un campo magnetico secondario. Non tutta l'energia del campo magnetico verrebbe trasferita all'oceano visto che in parte verrebbe dissipata, probabilmente verso i poli della luna. In tal caso, infatti, il guscio di Europa tenderebbe a essere meno spesso e i pennacchi osservati proprio in prossimità dei poli potrebbero essere la prova della produzione di jet stream (Christophe Gissinger et al. A magnetically driven equatorial jet in Europa's ocean, Nature Astronomy - 2019). Prova definitiva sono comunque i geyser osservati anche dal Telescopio Spaziale Hubble, con getti fino a duecento chilometri di altezza causati dallo stress mareale. L'acqua viene tenuta allo stato liquido dal calore indotto dalle maree provocate da Giove e dalle altre lune maggiori, ma un processo non meno importante potrebbe provenire dalle onde di Rossby, grandi onde di marea legate alla leggera obliquità della luna rispetto a Giove. Si tratta di onde molto lente (pochi chilometri al giorno) ma in grado di sviluppare una energia cinetica che, sfruttando le risonanze, può essere duemila volte superiore a quella delle forze mareali dominanti. Il primo testimone dei geyser fu comunque la sonda Galileo mentre oggi il processo può essere simulato anche al computer, sempre sulla base dei dati ottenuti dai fly-by. Europa, quindi, "annaffia" le zona circostanti con l'acqua proveniente dal proprio oceano (H. L. F. Huybrighs et al. An Active Plume Eruption on Europa During Galileo Flyby E26 as Indicated by Energetic Proton DepletionsGeophysical Research Letters - 2020). 

Le potenti eruzioni potrebbero - peraltro - sparare materiale nello spazio fornendo una importante indicazione sugli elementi presenti e sulle possibilità di vita. Alcune di queste eruzioni hanno origine nell'oceano della luna ma alcune potrebbero nascere in sacche d'acqua presenti nello strato ghiacciato secondo uno studio della University of Arizona e del JPL. La combinazione di congelamento e pressurizzazione potrebbe quindi aver portato a eruzioni criovulcaniche, vere e propri burst di acqua. Se le eruzioni hanno origine nell'oceano sub-superficiale gli elementi potrebbero essere più semplici da riscontrare per una missione come l'europea Clipper, ma se l'origine dei plumes si trova nel guscio ghiacciato il discorso potrebbe essere più complesso e le chances di trovare segni di vita diminuisce. In particolare l'analisi si è focalizzata sul cratere Manannàn, creato da un impatto alcune decine di milioni di anni fa in grado di creare temperature molto elevate, di fondere e successivamente far ghiacciare l'acqua all'interno del guscio ghiacciato. Durante questo congelamento, alcune sacche di acqua più salina possono essere rimaste allo stato liquido. Queste sacche possono migrare, non solo in altezza ma anche lateralmente, sciogliendo le regioni adiacenti e divenendo ancora più saline durante il processo. Quando la migrazione giunge al centro del cratere Manannàn si arresta e inizia il congelamento, generando pressione che dà vita a pennacchi alti più di un miglio e in grado di lasciare dei segni molto precisi, simili a ragni. Si tratta di una altezza limitata, quindi, che non può spiegare i pennacchi più grandi ipotizzati in base ai dati di Hubble e Galileo. Lo studio prevede anche una salinità oceanica pari a un quinto della salinità degli oceani terrestri, il che è un parametro utile per comprendere la trasparenza del guscio di ghiaccio alle onde radio (Brine Migration and Impact-Induced Cryovolcanism on EuropaGeophysical Research Letters - 2020).

Rappresentazione artistica. Credito: Justice Blaine Wainwright
Rappresentazione artistica. Credito: Justice Blaine Wainwright

La superficie presenta delle striature che alcuni scienziati riconducono a interazioni della crosta con l'oceano sub-superficiale, con conseguente scioglimento parziale della parte superficiale, ma in realtà ci sono molti dubbi riguardanti una tipologia di interazione così intensa tra i due strati. In realtà non sono definiti con precisione gli spessori di crosta e oceano, tanto che esistono due filosofie differenti. Secondo il modello del ghiaccio spesso, la crosta dovrebbe raggiungere i 10-30 chilometri di spessore con un oceano sottostante di circa 100 chilometri. A favore di questa idea c'è uno studio relativo ai grandi crateri di Europa, i quali risultano circondati da cerchi concentrici apparentemente riempiti da ghiaccio fresco e liscio. Il modello del ghiaccio sottile prevede invece una crosta di pochi chilometri, ma in tal caso soltanto gli strati più alti della crosta stessa sarebbero elastici alla marea gioviana. La crosta elastica raggiungerebbe soltanto i 200 metri di spessore e questo consentirebbe all'interno liquido di giungere in superficie attraverso delle crepe, con formazione delle zona di terreno caotico. 

D'altro lato, la deformazione della superficie ghiacciata di Europa potrebbe trasportare davvero l'acqua dall'oceano sub-superficiale verso la superficie stessa, secondo una simulazione del JPL di metà 2018 centrata sulle bande della luna di Giove. La deformazione dovuta all'interazione con Giove fa sì che il caldo riesca a spaccare la superficie mentre il processo di ricreazione del ghiaccio va a scavare acqua dal fondo portandola in superficie. Il processo è molto lungo e così campionare l'oceano venuto in superficie oggi non significa studiare l'oceano sotterraneo di Europa per come oggi si presenta, ma studiarne le caratteristiche fossili, risalenti a un milioni di anni fa o anche più.

Ancora più internamente, al di sotto dell'oceano, dovrebbe trovarsi un nucleo di ferro metallico. 

La superficie

Come accennato, la superficie di Europa si caratterizza per essere la più liscia tra i corpi solidi del Sistema Solare , con assenza di crateri da impatto. Questa caratteristica lascia pensare a una opera di rimodellamento della superficie e questa può essere opera dell'oceano sottostante. L'età superficiale viene stimata tra 20 e 180 milioni di anni. Poche colline di poche centinaia di metri, con rilievi che talvolta raggiungono il chilometro di altezza, con una rete di profonde striature di colore molto particolare che sembrano essere dovute a una diversa albedo

Addirittura, sembra che il guscio ghiacciato esterno di Europa abbia subito un processo di totale variazione di orientamento durante uno degli ultimi eventi geologici registrati dalla superficie stessa, con la conseguenza che i poli del satellite non si trovano dove erano soliti essere. Le fratture presenti in superficie indicano come il guscio abbia subito una rotazione di 70 gradi negli ultimi milioni di anni, una rotazione indipendente da quella del mantello dal momento che nel mezzo è presente uno strato liquido. Ogni struttura che vediamo sulla superficie, quindi, si trova oggi a una distanza di 70° rispetto al luogo di formazione e questo può comportare una totale rivalutazione di tutta la storia tettonica del satellite (Paul Schenk et al. A Very Young Age for True Polar Wander on Europa from Related FracturingGeophysical Research Letters - 2020). 

Le striature scure che si incrociano sulla superficie arrivano a 20 chilometri di ampiezza nei casi maggiori e presentano bordi più scuri con una banda più chiara nel centro, il che potrebbe derivare da eruzioni vulcaniche di acqua o da geyser. Questi strappi superficiali potrebbero essere legati allo stress mareale impartito da Giove ma in tal caso, data la rotazione sincrona della luna, dovrebbe essere possibile creare delle previsioni sulla forma. Sembra, invece, che soltanto le fratture più giovani vadano a conformarsi al modello mentre con l'aumentare dell'età aumenta anche il caos. Questo caos è giustificabile, di nuovo, se la crosta non si muove solidalmente con il mantello, il che è possibile in presenza di uno strato liquido nel mezzo. In effetti i dati mostrano come la crosta di Europa ruoti una volta in più ogni diecimila anni rispetto al suo interno. Le aree delle bande incrociate sono costituite quindi da creste e crepe: una cresta è probabilmente il risultato di ripetute aperture e chiusure di fessure mentre una crepa è un'area più liscia creata da una separazione orizzontale del terreno con possibilità per l'acqua di fuoriuscire e congelare formando nuove superfici lisce. Per quanto liscio, quindi, il terreno di Europa va studiato molto bene se si vuole, un giorno, tentare un atterraggio.

Dettaglio di Chaos Transition su Europa. Credito immagine: Crediti NASA / JPL-Caltech / SETI Institute
Dettaglio di Chaos Transition su Europa. Credito immagine: Crediti NASA / JPL-Caltech / SETI Institute

La colorazione rosso scuro delle strisce potrebbe essere dovuta a sali come il solfato di magnesio, depositatosi dopo l'evaporazione dell'acqua proveniente dalle zone più interne. Altra possibile spiegazione è data dall'acido solforico idrato, ma si tratta di elementi bianchi allo stato puro quindi il tutto deve essere arricchito con altri elementi, probabilmente a base di zolfo. 

Il giallo osservabile sulla superficie di Europa è cloruro di sodio, un composto che sulla Terra viene utilizzato come sale da cucina e che costituisce l'elemento principale dell'acqua marina. La scoperta porta a ipotizzare come l'oceano subsuperficiale di Europa possa essere realmente molto simile a quelli terrestri. Già i fly-by operati dalle sonde Voyager e Galileo hanno portato da anni alla conclusione per la quale Europa sia coperta da uno strato di acqua liquida salata incastonata in un guscio ghiacciato. Lo spettrometro infrarosso di Galileo, utilizzato per esaminare la composizione chimica di Europa, ha trovato ghiaccio di acqua e solfato di magnesio, utilizzato nei bagni di ammollo. Dal momento che il guscio ghiacciato è giovane e mostra attività geologica recente, fu sospettato che alla base di questo sale potesse esserci un oceano sotterrato, probabilmente salato anch'esso. Il Keck Observatory a Mauna Kea pose dei dubbi sui solfati di magnesio a causa della mancanza delle righe in grado di evidenziarli. Si pensò allora alla possibilità del cloruro di sodio, elemento che nello spettro tende a mostrarsi molto poco. In laboratorio, tuttavia, si è proceduto a irradiare un oceano salato riprodotto nelle condizioni di Europa scoprendo come determinate caratteristiche appaiano ben evidenti, dopo l'irraggiamento, nello spettro visibile. Il sale ha "cambiato colore" al punto da poter essere identificato da una analisi spettrale. Il colore scelto dal cloruro di sodio è il giallino, proprio simile a quello visto su Europa. La sonda Galileo non aveva uno spettrografo nel visibile e da allora si è sempre pensato che la parte più ricca di informazioni si trovasse nella zona infrarossa dello spettro. Osservando più dettagliatamente con Hubble Space Telescope è stato invece catturato lo spettro visibile con le relative righe di assorbimento a 450 nanometri, la stessa lunghezza di onda ottenuta in laboratorio dal cloruro di sodio. Non c'è garanzia che questo sale provenga effettivamente dall'oceano sotterraneo ma potrebbe indicare comunque un fondale oceanico attivo. Lo spettro, quindi, evidenzia ghiaccio di acqua ma anche acido solforico idrato e sale solfato. Europa è marealmente bloccata con Giove, il che vuol dire che - come la Luna verso la Terra - rivolge sempre la stessa faccia al gigante gassoso. Per produrre acido solforico nell'acqua ghiacciata è necessaria una fonte di zolfo e energia sufficiente a guidare la reazione chimica. Parte di tutto questo può venire dall'interno della luna sotto forma di sali solfatici, alcuni dei quali possono anche essere trasportati da meteoriti, ma la spiegazione più probabile è che la provenienza sia da ricondurre alla luna vulcanica Io. Lo zolfo sarebbe espulso nello spazio proprio da Io e si dirigerebbe verso Europa. Muovendosi più velocemente di Europa, lo zolfo andrà a colpire probabilmente la zona "distante" di Europa inglobandosi nel ghiaccio. L'energia deriverebbe dagli elettroni nelle fasce di radiazione di Giove. I sali di Epsom (solfato di magnesio) hanno ancora una origine del tutto ignota (Sodium chloride on the surface of Europa, M.Brown et al. - Science Advances 12 Jun 2019: Vol. 5, no. 6, eaaw7123). 

Altra caratteristica è data da strutture lenticolari, in rilievo oppure incassate nel terreno. I rilievi dovrebbero aver avuto origine da spinte tettoniche o da intrusioni di ghiaccio più caldo attraverso quello più freddo della crosta mentre altre caratteristiche come punti scuri potrebbero derivare da acqua liquida liberata all'arrivo del ghiaccio più caldo in superficie. Lastra di crosta ghiacciata vengono riciclate all'interno del satellite, così come avviene per le placche tettoniche terrestri.

La vita superficiale, per come la conosciamo, sarebbe impossibile dal momento che la radiazione che colpisce Europa è pari a 5400 mSv al giorno, un livello che porterebbe alla morte dopo un solo giorno.

A fine 2018 Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA) ha ottenuto quattro immagini in grado di ricreare una mappa termica del satellite  di Giove, con una risoluzione di circa 20 chilometri e quindi sufficiente allo studio delle relazioni tra variazioni termiche superficiali e strutture geologiche. Il confronto tra i dati di ALMA e quelli ottenuti dalla sonda Galileo ha consentito di analizzare le variazioni di temperatura  nei dati e di costruire la prima mappa termica di Europa, rivelando la presenza di un cold spot nell'emisfero nord. 

Quattro immagini di Europa ottenute tramite ALMA. Crediti ALMA
Quattro immagini di Europa ottenute tramite ALMA. Crediti ALMA

La potente radiazione inferta da Giove potrebbe far brillare la luna nel buio. Se questo è vero, allora al JPL hanno creato un modello di come Europa potrebbe apparire in base alla composizione della sua superficie visto che differenti composti salini reagiscono in modo diverso. A occhio nudo potrebbe essere possibile osservare un bagliore a volte verdino e a volte bianco o azzurrino, variando di intensità. La superficie di Europa dovrebbe essere un mix di "sale comune", solfato di magnesio e cloruro di sodio e proprio questo, alle condizioni di Europa, potrebbe produrre il bagliore dello studio. Non dovrebbe apparirci anomalo il fatto che una luna possa brillare nel buio, visto che la nostra Luna lo fa per riflesso. Per Europa, tuttavia, il processo sarebbe del tutto differente e porterebbe il satellite a brillare anche nel lato non esposto al Sole (Laboratory predictions for the night-side surface ice glow of EuropaNature Astronomy - 2020). 

Rappresentazione artistica del bagliore di Europa. Credit: NASA/JPL-Caltech
Rappresentazione artistica del bagliore di Europa. Credit: NASA/JPL-Caltech

L'atmosfera

Il Telescopio Spaziale Hubble ha rivelato una tenue atmosfera intorno a Europa, la cui composizione sembra essere a base di ossigeno. La pressione atmosferica in superficie è nell'ordine dei micropascal, ma nonostante questa bassissima densità Europa si configura come uno dei pochissimi satelliti naturali in possesso di un guscio gassoso apprezzabile insieme a Io, Ganimede, Callisto, Titano, Encelado e Tritone. L'ossigeno atmosferico di Europa non ha, ovviamente, origine biologica ma dovrebbe essere legato all'interazione della luce solare e del vento solare con la superficie ghiacciata, con conseguente produzione di vapore acqueo. La dissociazione tra ossigeno e idrogeno fa sì che l'idrogeno, più leggero, fugga più facilmente disperdendosi nello spazio e lasciando ossigeno.

L'atmosfera viene arricchita di vapore acqueo dai geyser che trasportano acqua dall'oceano interno fino ad altezze di 200 chilometri, raggiungibili grazie a una velocità di circa 250 km/h. Si tratta di una attività notevole, con un tasso di eruzione stimato in 7000 kg/s (su Encelado il tasso arriva a 200 kg/s). Proprio il vapore acqueo è stato rintracciato con certezza nel 2016 da parte di un team del Goddard Space FLight Center della NASA attraverso il WM Keck Observatory delle Hawaii (L. Paganini et al. A measurement of water vapour amid a largely quiescent environment on Europa, Nature Astronomy - 2019). 

 

La possibilità di vita su Europa

La presenza di un oceano sub-superficiale di acqua liquida salata porta a considerare Europa, come ovvia conseguenza, uno dei corpi celesti più favorevoli alla presenza di forme di vita, soprattutto in prossimità delle sorgenti idrotermali che dovrebbero ricalcare da vicino quelle terrestri. Sulla Terra, intorno alle sorgenti termali sono presenti colonie di vermi giganti, crostacei e molluschi che non necessitano della radiazione solare avendo una catena alimentare del tutto indipendente basata su un batterio la cui energia deriva dall'ossidazione di sostanze come idrogeno e acido solforico provenienti dall'interno del pianeta. Stessa cosa potrebbe capitare su Europa, anche se a oggi non si ha alcuna prova di presenza di vita. L'interno di Europa è tenuto geologicamente in vita dalle maree e questo potrebbe fornire una fonte di energia interna da decadimento radioattivo. Una fonte di energia alternativa potrebbe provenire dal mescolamento di perossido di idrogeno, presente sulla superficie di Europa, con l'oceano sottostante, visto che il perossido di idrogeno decade in ossigeno. 

Al Jet Propulsion Laboratory della NASA ritengono che al suo interno possano esistere delle nicchie in grado di fornire il giusto mix di elementi adatto a alimentare la vita.  Il bilancio tra idrogeno e ossigeno sarebbe simile, quindi uguale ma in scala, a quello terrestre, con l'ossigeno prodotto in misura 10 volte superiore all'idrogeno. Questo potrebbe avvenire anche in assenza di attività idrotermale.  I cicli di idrogeno e ossigeno possono essere importanti per la chimica dell'oceano sotterraneo di Europa, ma lo studio si è esteso anche ad altri elementi come carbonio, azoto, forforo e zolfo.  La prima parte dello studio ha calcolato la quantità di idrogeno che può essere prodotta dalla "serpentinizzazione", il processo di reazione tra acqua marina e rocce. In questo processo, l'acqua filtra negli spazi che separano i grani minerali e reagisce con la roccia formando nuovi minerali e rilasciando idrogeno. Le crepe interne, su un satellite in fase di raffreddamento, aumentano nel tempo il che espone rocce sempre più fresche all'acqua marina, aumentando le reazioni in grado di produrre idrogeno.  Nella crosta oceanica terrestre, queste fratture penetrano fino ai 5 o 6 chilometri. Su Europa ci si aspetta il raggiungimento di circa 25 chilometri di profondità. L'altra parte dei processi è fornita dagli ossidanti come ossigeno e altri composti in grado di reagire con l'idrogeno in un ciclo alimentato dalla superficie ghiacciata della luna. Europa è sottoposta alla radiazione di Giove, che divide le molecole di acqua ghiacciata creando questi elementi.  Gli ossidanti ottenuti dal ghiaccio sono come i poli positivi di una batteria e gli elementi chimici dal fondale marino, i riducenti, sono come il polo negativo. Vedere se i flussi interagiscono creando le condizioni per la vita è il motivo delle future esplorazioni su Europa.  

Ultimo aggiornamento del: 16/11/2020 11:38:42

Il satellite Ganimede

Ganimede è il satellite naturale più grande dell'intero Sistema Solare, più grande addirittura del pianeta Mercurio. Possiede un proprio campo magnetico e una propria atmosfera, seppur tenue. Nella sua struttura diversificata è presente un oceano.

I numeri di Europa
Il satellite Ganimede ripreso dalla sonda Galileo nel 1997. Crediti NASA/JPL/Uni. Arizona
Il satellite Ganimede ripreso dalla sonda Galileo nel 1997. Crediti NASA/JPL/Uni. Arizona

 

DATI FISICI
Diametro 5262.4 km
Rotazione 7.15 giorni
Massa 1.4819x1023 kg
Densità media 1.942 x 103 kg/m3
Velocità di fuga 2700 m/s2
Albedo 0,43
Magnitudine apparente 4.6
Temperatura superficiale 109 K
Inclinazione assiale
DATI ORBITALI
Semiasse maggiore 1070400 km
Eccentricità 0,0011
Inclinazione su eclittica 2.21°
Inclinazione su pianeta 0.20°
Velocità media 10880 m/s
Periodo orbitale 7.1545 giorni

 

Scoperta ed esplorazione

Ganimede è il satellite più grande dell'intero Sistema Solare , superiore per dimensione anche al pianeta Mercurio . Strutturato con strati differenziati come un pianeta, è anche l'unico satellite per il quale sia nota la presenza di un campo magnetico derivante probabimente dai moti convettivi del nucleo di ferro fuso, sebbene la debole magnetosfera vada a fondersi con quella di Giove attraverso linee di campo aperte. A completare la sembianza planetaria concorre una tenue atmosfera a base di ossigeno atomico e molecolare, accompagnato da ozono e da idrogeno atomico in misura minore. 

Questa somiglianza a un pianeta lascia spazio a supposizioni sulla formazione di Ganimede, che dovrebbe esser nato per accrescimento nella sub-nebulosa dalla quale è nato Giove. Il tempo richiesto per la genesi di Ganimede, stando ai modelli, dovrebbe essere inferiore ai 100 mila anni, data la ridotta distanza da Giove rispetto - ad esempio - a Callisto e quindi la nascita in una zona più ricca di materiale.

La sua scoperta risale al 7 gennaio 1610 a opera di Galileo Galilei, durante l'utilizzo del primo cannocchiale. In realtà alcune fonti riportano la presenza di Ganimede già nel 264 a.C.: in tale situazione il satellite sarebbe stato osservato addirittura a occhio nudo dall'astronomo cinese Gan De, ma la magnitudine del satellite e l'estrema vicinanza prospettica al pianeta Giove sembrano non avallare questa possibilità.

Il nome "Ganimede" è dovuto all'ennesimo amante di Zeus nella mitologia greca e fu proposto, come per gli altri satelliti galileiani, da Simon Marius. Anche per Ganimede, tuttavia, il nome cadde in disuso a favore di Giove III salvo poi essere ripreso a metà del XX secolo. 

Le prime immagini ravvicinate risalgono alla Pioneer 10 ma maggiori dettagli sono stati ottenuti prima dalle Voyager e poi dalla sonda Galileo, la quale ultima ha scoperto il campo magnetico e ha fatto ipotizzare per la prima volta l'esistenza di un oceano di acqua liquida compreso tra due strati di ghiaccio sotto la superficie satellitare. Le Voyager consentirono la stima della dimensione del satellite nel 1979, scoprendo di essere di fronte al satellite più grande del Sistema Solare. I dettagli mostrarono alcuni tratti superficiali, come alcune scarpate, ma è nel 1995 con sei fly-by tra il 1996 e il 2000 (uno ad appena 264 chilometri dalla superficie) della sonda Galileo che la conoscenza di Ganimede viene approfondita. Le numerose immagini evidenziarono anche tratti superficiali non ghiacciati. Mappe topografiche sono giunte poi anche dalla sonda New Horizons nel 2007 durante il volo verso Plutone. Dedicato a Ganimede era un orbiter da includere nella missione JUICY (Jupiter Icy Moons Orbiter) della NASA, successivamente cancellata per motivi di budget.

Tra i satelliti galileiani, Ganimede è quindi il terzo per distanza, orbitando a una distanza media di 1.070.400 chilometri e compiendo una orbita in 7 giorni e 3 ore, lo stesso tempo impiegato a compiere una rotazione su sé stesso risultando quindi in rotazione sincrona. L'orbita è quasi un cerchio perfetto intorno a Giove e anche l'inclinazione è del tutto trascurabile, ma entrambi i valori sono suscettibili di variazioni nel lungo periodo (secoli) a causa delle interferenze gravitazionali di Sole e altri corpi celesti. 

Risonanze orbitali sono presenti con Io e Europa in misura di 1:2 con Europa e 1:4 con Io, come detto già parlando delle lune di Giove in generale.

Composizione e struttura interna

In base alla densità del satellite si può sostenere come Ganimede accolga una componente rocciosa unitamente a una pari quantità di acqua, prevalentemente in forma ghiacciata ma anche in forma liquida. La natura di questi elementi può essere fornita soltanto come probabilità, parlando di qualcosa di simile alle condriti ordinarie di tipo L o LL, con un quantitativo di ferro inferiore a quelle di tipo H. Ganimede ha una composizione diversificata e presenta una crosta ghiacciata che scivola su un mantello di silicati e ghiaccio meno freddo, strato che ospita anche dell'acqua liquida. Più interno è un piccolo nucleo di ferro-solfuro di ferro fuso, dinamo del campo magnetico registrato. Non si ha certezza sullo spessore di ciascuno dei tre livelli ma i dati più probabili vedono 700-900 chilometri per il raggio del nucleo, 800-1000 chilometri per il mantello ghiacciato esterno e con la differenza data dal mantello di silicati.

La struttura interna di Ganimede. NASA/ESA/A. Feild
La struttura interna di Ganimede. NASA/ESA/A. Feild

La superficie 

L'albedo è del 43%, indice di presenza di ghiaccio di acqua sulla superficie confermata anche da analisi spettroscopiche che hanno rivelato la presenza di righe di assorbimento legate al ghiaccio di acqua stesso. In particolare, la maggior quantità di ghiaccio si attesta sui terreni più scanalati. Presenti sono anche anidride carbonica, anidride solforosa, cianogeno, idrogeno solfato e composti organici di diversa natura. Interessante è la presenza di sali come solfato di magnesio e solfato di sodio, originati probabilmente dall'oceano sub-superficiale. 

La prima mappa di dettaglio di Ganimede è giunta nel 2014 a opera della U.S.Geological Survey grazie agli studi del Johns Hopkins Applied Physics Laboratory (APL) e del Whaton College: evidenzia le differenti caratteristiche geologiche della luna fornendo la prima mappa geologica globale di una luna gelata in assoluto. 

La mappa globale di Ganimede pubblicata nel 2014. Crediti U.S.Geological Survey
La mappa globale di Ganimede pubblicata nel 2014. Crediti U.S.Geological Survey

La colorazione di Ganimede mostra due tipologie generali di terreno, alternando zone scure, più antiche e più craterizzate, a zone più chiare associate a formazioni più recenti nonché a fratture e scarpate, a indicare un suolo dinamico con differenze legate a una natura tettonica originata probabilmente dai movimenti della crosta ghiacciata. Alcune strutture sono testimoni di antichi flussi lavici mentre il criovulcanismo sembra relegato a sporadici eventi del tutto marginali. Ganimede sembra quindi aver sperimentato una attività geologica di tutto rispetto con situazioni molti simili alla faglia di Sant'Andrea sulla Terra e quindi di tettonica. Sulla Terra la tettonica a placche ha dato vita alle strutture che vediamo oggi come continenti, catene montuose e faglie oltre a fenomeni come terremoti. La superficie pesantemente fratturata di Ganimede mostra i segni distintivi di attività simili e questo rende la luna ancora più interessante anche in virtù del fatto che, unitamente a Europa, si tratta di un mondo che dovrebbe presentare un oceano di acqua sotterraneo. 

Le zone scure, che coprono circa un terzo della superficie, hanno presentato alle analisi spettroscopiche dei materiali organici che potrebbero appartenere ai corpi che hanno impattato su Ganimede. Il terreno più scuro dovrebbe avere una età di 3.5-4 miliardi di anni mentre i terreni più chiari sono più giovani anche se una stima è di difficile calcolo. I crateri più recenti presentano anche una raggiera ma sono abbastanza liberi da rilievi circostanti.

Il terreno scuro di Ganimede con gli anelli concentrici ripresi dalla Voyager 2. Crediti NASA
Il terreno scuro di Ganimede con gli anelli concentrici ripresi dalla Voyager 2. Crediti NASA
La regione è Tiamat Sulcun. Crediti NASA/Cameron et al.
La regione è Tiamat Sulcun.
Crediti NASA/Cameron et al.

Una analisi dei dati di Voyager 1, Voyager 2 e Galileo ha evidenziato come gli antichi avvallamenti tettonici siano distribuiti in cerchi concentrici quasi ovunque, dando vita a un sistema molto esteso che potrebbe rappresentare ciò che resta di un unico e gigantesco cratere da impatto. Se questo fosse confermato si tratterebbe della più grande struttura di impatto di tutto il Sistema Solare. Il punto centrale si localizza a 20°S e 180°W di coordinate, con strutture multianello che si propagano fino a 7800 chilometri di distanza. Una simile struttura potrebbe essere stata generata da un corpo impattatore di 150 chilometri di raggio e 20 km/s di velocità (Icarus - “A global system of furrows on Ganymede indicative of their creation in a single impact event” - N. Hirataet al.).

La forma del satellite risulta asimmetrica, con una albedo maggiore nell'emisfero che guarda avanti durante l'orbita, un fenomeno che accade su Europa e che invece è opposto su Callisto. Questa luminosità maggiore si accompagna a una maggior presenza di diossido di zolfo. Ganimede deve aver subito i maggiori stravolgimenti durante le prime fasi di vita, quando la risonanza orbitale non era ancora stabile e le forze mareali contribuivano non poco a deformarne l'aspetto. Il riscaldamento mareale ha oggi lasciato il posto a quello derivante dal decadimento radioattivo interno, al quale si lega la condizione ideale per il mantenimento di un oceano sub-superficiale.  

Tra le strutture principali spicca la Galileo Regio, una pianura scura che presenta fenditure concentriche originati durante un periodo di attività geologica particolarmente pesante. Le calotte polari sono composte di brina di acqua fino a 40° di latitudine. Proprio il polo nord di Ganimede è stato ripreso dalla sonda Juno della NASA durante il flyby del 26 dicembre 2019: si tratta di un ghiaccio che viene bombardato continuamente dal plasma della magnetosfera di Giove, con particelle che seguono le linee del campo magnetico di Ganimede fino ai poli dove - in assenza di una copertura atmosferica degna - si verifica l'impatto sul ghiaccio che non può assumere una conformazione cristallina ordinata. Si tratta quindi di ghiaccio amorfo, come evidenziato dalla firma particolare lasciata nello spettro catturato.

Il polo nord di Ganimede ripreso durante il fly-by del 26 dicembre 2019 dalla sonda Juno. Crediti NASA-JUNO-JIRAM
Il polo nord di Ganimede ripreso durante il fly-by del 26 dicembre 2019 dalla sonda Juno. Crediti NASA-JUNO-JIRAM

L'atmosfera di Ganimede

Come accennato, Ganimede è avvolto da una atmosfera molto tenue composta in prevalenza da ossigeno, atomico e molecolare ma anche - probabilmente - in forma di ozono. In particolare si è parlato di ozono nel 1996. Quantità minori sono presenti relativamente all'idrogeno atomico. Questi elementi, l'ossigeno in particolare, non derivano però da attività biologica ma dall'azione della radiazione ultravioletta proveniente dal Sole che provvede a spezzare le molecole di acqua presenti nello strato ghiacciato della superficie. L'idrogeno, più leggero, si disperde nello spazio mentre l'ossigeno resta in atmosfera. 

L'atmosfera è stata scoperta nel 1972 da un team di scienziati presso l'Osservatorio Bosscha in Indonesia, sfruttando l'occultazione di una stella da parte di Giove e Ganimede. Si ipotizzò allora una pressione di circa 0.1 Pa, ma una nuova occultazione del 1979, osservata dalla Voyager 1, ritoccarono i valori visto che alla lunghezza d'onda inferiore ai 200 nm non venne rilevata alcuna forma atmosferica. Fu poi il telescopio spaziale Hubble, nel 1995, a dirimere la controversia indiviuando anche luminescenze notturne legate alla dissociazione dell'ossigeno molecolare. La pressione massima è calcolata in 0,2–1,2×10-5 μBar.

Il campo magnetico 

Ganimede è l'unico satellite del Sistema Solare in possesso di un campo magnetico proprio. Il campo magnetico è stato scoperto per la prima volta da ricercatori dell'Università della California guidati da Margaret Kivelson grazie ai sorvoli ravvicinati della sonda Galileo tra il 1995 e il 2000. Il valore del campo è tre volte quello di Mercurio mentre l'asse del dipolo è inclinato rispetto all'asse di rotazione di 176°, con la conseguenza che il polo nord magnetico si trova sotto il piano orbitale. Si tratta dell'unico satellite del Sistema Solare a riuscire a scavare una nicchia nel campo magnetico del pianeta orbitato, con una magnetosfera dal diametro di 4 o 5 volte il raggio di Ganimede stesso.

Interagendo con il campo magnetico di Giove, quello di Ganimede dà vita a aurore Forma e distribuzione delle aurore dipendono dal campo magnetico, il quale fornisce informazioni sugli strati interni del satellite. L'interazione del campo magnetico di Ganimede con quello di Giove determina inoltre uno spostamento periodico, misurato in alcuni gradi, della latitudine delle aurore osservate su Ganimede e l'ampiezza di questo spostamento potrebbe derivare dalla presenza di un oceano sub-superficiale. Proprio le aurore osservate dal telescopio spaziale Hubble, quindi, hanno consentito di avallare l'ipotesi di un oceano di acqua salata sub-superficiale, con uno spessore di circa 150 chilometri. 

Nel 2018 un team dell'Università dell'Iowa ha determinato la presenza di imponenti onde di plasma in prossimità di Ganimede, un fenomeno a lungo rimasto poco chiaro circa l'intensità e la sistematicità e che si è confermato come fenomeno decisamente stabile: le onde sono risultate in effetti molto potenti rispetto a quanto registrato nelle vicinanze degli altri pianeti del Sistema Solare. Giove presenta onde elettromagnetiche di ampiezza poco superiore a quelle prodotte dal cervello umano, ad esempio, ma la sonda Galileo - passando a 3274 miglia da Ganimede -  ha determinato una ampiezza superiore di un milione di volte (Nature Communications - Strong whistler mode waves observed in the vicinity of Jupiter’s moons - Y.Y. Shpritz et al. 07/08/2018). Anziché essere forgiato dal vento solare, il campo magnetico di Ganimede si muove in modo da creare un lungo corno esteso davanti alla luna in direzione dell'orbita da percorrere (Old Data, New Tricks: Fresh Results from NASA’s Galileo Spacecraft 20 Years On - Geophysical Research Letters (Goddard Space Flight Center - NASA).

Oltre al campo magnetico proprio, Ganimede ha anche un campo magnetico indotto la cui esistenza è connessa alla variazione del campo magnetico gioviano vicino alla luna.

L'origine del campo magnetico di Ganimede è molto dibattuta: secondo alcuni si verifica un fenomeno simile a quello terrestre con il campo generato dalla rotazione del materiale conduttore del nucleo, ma proprio il nucleo appare di dimensioni ridotte e potrebbe essersi raffreddato. Alternativa potrebbe essere la presenza di uno strato di acqua liquida e salata alla profondità di 150 chilometri, mentre altri studiosi ancora sostengono una origine a partire da silicati magnetizzati presenti nel mantello, fossili di un campo magnetico antico e globale. 

Ultimo aggiornamento del: 22/11/2020 15:35:49

Il satellite Callisto

Terza luna per dimensione in tutto il Sistema Solare con un diametro paragonabile a quello di Mercurio, Callisto ha una superficie caratterizzata dalla più alta craterizzazione tra tutte le lune note. Anche qui sembra esistere un oceano sotterraneo

I numeri di Callisto
Il satellite Callisto ripreso dalla sonda Galileo. Crediti NASA/JPL/Uni. Arizona
Il satellite Callisto ripreso dalla sonda Galileo. Crediti NASA/JPL/Uni. Arizona

 

DATI FISICI
Diametro 4820.6 km
Rotazione 16.69 giorni
Massa 1.0759x1023 kg
Densità media 1.834 x 103 kg/m3
Velocità di fuga 2441 m/s2
Albedo 0,17
Magnitudine apparente 5.65
Temperatura superficiale 120 K
Inclinazione assiale
DATI ORBITALI
Semiasse maggiore 1 882 700 km
Eccentricità 0,0074
Inclinazione su eclittica 2.02°
Inclinazione su pianeta 2.21°
Velocità media 8204 m/s
Periodo orbitale 16.69 giorni

 

Scoperta ed esplorazione

Tra i satelliti medicei Callisto è quello più distante da Giove mentre in tutto il Sistema Solare questa luna rappresenta la terza in ordine di grandezza dopo Ganimede e Titano. Il diametro di 4821 chilometri rende Callisto pari al 99% del diametro di [V]Mercurio [/V] anche se la massa corrisponde appena a un terzo di quella del pianeta . A fronte di questa dimensione, tuttavia, la struttura non è totalmente differenziata e la distanza da Giove fa sì che, tra tutti e quattro i satelliti galileiani, Callisto sia l'unico a non presentare risonanza orbitale, rimanendo quindi pulito da effetti mareali rilevanti da parte delle altre lune. Non si registra un campo magnetico proprio e sempre la distanza fa sì che Callisto si trovi all'esterno della fascia radiativa del pianeta. Rivoluzione e rotazione sono sincronizzate a 16.7 giorni circa.

La scoperta risale al 1610, quando Galileo Galilei puntò il cannocchiale verso Giove prima di annunciare la notizia sul Sidereus Nuncius. Anche per Callisto, il nome prende spunto da una delle amanti di Giove che, secondo la mitologia greca, rappresentava una ninfa associata alla dea della caccia Artemide. Come per gli altri satelliti, il nome venne proposto da Simon Marius ma fino alla metà del XX secolo fu chiamato Giove IV.

Schema della struttura interna di Callisto. NASA/JPL-Caltech
Schema della struttura interna di Callisto. NASA/JPL-Caltech

La conoscenza del satellite aumentò ovviamente con le esplorazioni spaziali: le prime sonde ad avvicinarsi furono le Pioneer 10 e 11 negli anni Settanta, sebbene Callisto non fu particolarmente favorito da questi passaggi. Occorre attendere voli maggiormente ravvicinati delle Voyager 1 e 2, nel 1979-1980, per iniziare a determinare la superficie del satellite con una risoluzione di circa 2 chilometri a pixel, la temperatura , la massa e la forma. La sonda Galileo si portò fino a 138 chilometri dalla superficie generando una mappa globale della luna, portando la risoluzione a 15 metri a pixel per alcune zone. Ulteriori immagini sono venute dalla sonda Cassini in viaggio verso Saturno e dalla sonda New Horizons in viaggio verso Plutone. Ulteriori informazioni verranno da Juno ma soprattutto dalla Jupiter Icy Moon Explorer (JUICE) della NASA. 

Struttura e superficie

Rocce e ghiacci rappresentano, quasi in egual misura, la composizione base di Callisto, il satellite meno denso tra quelli galileiani. Ulteriori elementi possono essere ghiacci volatili come ammoniaca. L'origine di Callisto sembra da ricercare nel processo di accrescimento a partire dal disco di gas e polveri che circondava il neonato Giove, con un processo tanto lento (tra centomila e dieci milioni di anni) da impedire una differenziazione chimica totale per mancato scioglimento dello strato ghiacciato. Ciò che è presente è una differenziazione parziale, dovuta forse a una lenta convezione interna in grado anche di formare un oceano sub-superficiale a una profondità di 100-150 chilometri, con un piccolo nucleo roccioso, a prevalenza di silicati, all'interno.

Partendo dagli strati più alti, la superficie risulta pesantemente craterizzata tanto da rendere Callisto il corpo celeste a maggior tasso di craterizzazione dell'intero Sistema Solare , con una attività decisamente tendente allo zero contrariamente alle lune vicine come, ad esempio, Ganimede. Le uniche strutture sono quelle derivanti dagli impatti, con crateri e anelli concentrici e assenza di grandi rilievi. Ciò che forse c'era un tempo è stato cancellato dallo scorrere dei ghiacci superficiali nelle ere geologiche. Tra le strutture, se ne rilevano essenzialmente due maggiori come Valhalla, con una regione centrale brillante e una serie di anelli concentrici per 3000 chilometri, e Asgard, con un diametro di 1400 chilometri. I crateri possono presentarsi anche in serie lineare, come accade per la Gipul Catena, una serie di crateri generati in seguito all'acquisizione temporanea di lune da parte di Giove. La crosta di Callisto ha una datazione risalente alla formazione del Sistema Solare mentre crateri sono datati tra 1 e 4 miliardi di anni. La superficie è asimmetrica, con l'emisfero rivolto a favore dell'orbita che risulta più scuro dell'altro per la presenza di un quantitativo superiore di anidride solforosa.

La regione di Valhalla ripresa dalla Voyager 1. Crediti NASA-JPL
La regione di Valhalla ripresa dalla Voyager 1. Crediti NASA-JPL

Andando verso la zona interna di Callisto si può trovare una litosfera ghiacciata tra 80 e 150 chilometri di spessore, che sovrasta uno strato di acqua liquida profonda fino a 200 chilometri circa. Rilevazioni magnetiche hanno confermato la presenza di questo oceano evidenziando variazioni nel campo indotto che soltanto uno strato di fluido altamente conduttivo può generare. Lo stato liquido potrebbe essere favorito da una leggera presenza di ammoniaca sciolta in acqua. Possibilità di vita microbica in questo oceano sembrano esistere anche se in misura inferiore rispetto a quanto visto per Europa e Ganimede a causa di un mancato contatto con il materiale roccioso e di una fonte di calore interno senz'altro ridotta, dipendendo soltanto dal processo di decadimento radiattivo.

Atmosfera

Un delicatissimo strato gassoso composto essenzialmente di anidride carbonica circonda la superficie di Callisto, generando una pressione di 0.75 μPa. Si tratta di un guscio che, data la gravità di Callisto, dovrebbe essere perso in pochissimi giorni e questo implica la presenza di un processo in grado di rigenerarlo, come la sublimazione del ghiaccio superficiale. La sonda Galileo ha rilevato anche una ionosfera, derivante forse dallo spezzarsi dell'ossigeno molecolare.

 

 

Ultimo aggiornamento del: 29/11/2020 18:22:46