Enceladus (astronomie)

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Enceladus
( Saturn II)
PIA17202 - Apropierea de Enceladus.jpg
Satelit de Saturn
Descoperire 28 august 1789
Descoperitor William Herschel
Parametrii orbitali
(la momentul respectiv J2000)
Axa semi-majoră 238 020 km
Perioadă orbitală 32 h 53 min 07 s
Respectați înclinația
la egal. a lui Saturn		 0,02 °
Excentricitate 0,0045
Date fizice
Diametrul mediu 498,8 km
Volum 67 113 076 km³ și 1,370218 d
Masa
8,6 × 10 19 kg
Densitate medie 1,3 g / cm 3
Accelerare de greutate la suprafață 0,079 m / s 2
Perioada de rotație 32 h 53 min 07 s
Rotație sincronă
Înclinarea axială 0 °
Temperatura
superficial		 32,9 K (min)
~ 70 K (medie)
145 K (max)
Albedo 0,99
Date observaționale
Aplicația Magnitude. 11.8
Editați datele pe Wikidata · Manual

Enceladus (pronunțat / enˈʧɛlado / [1] ; în greacă Ἐγκέλαδος) este un satelit natural al lui Saturn , descoperit la 28 august 1789 de William Herschel . Este al șaselea satelit natural al lui Saturn în ordinea mărimii. [2]

Până la trecerea celor două sonde Voyager , la începutul anilor 1980 , caracteristicile acestui corp ceresc erau puțin cunoscute, în afară de identificarea gheții de apă la suprafață. Sondele au arătat că acest satelit are doar 500 km în diametru și reflectă aproape 100% din lumina soarelui. Voyager 1 a dezvăluit că Enceladus orbitează în cea mai densă regiune a inelului E a lui Saturn, în timp ce Voyager 2 a dezvăluit că, în ciuda dimensiunilor sale reduse, satelitul are regiuni variind de la suprafețe antice cu multe cratere de impact până la zone recente. Datate aproximativ 100 de milioane de ani.

În 2005 , datorită mai multor zboruri apropiate ale navei spațiale Cassini , s-au dezvăluit detalii ale suprafeței care răspundeau la multe dintre întrebările deschise ale navei spațiale Voyager și puneau altele noi. În special, nava a descoperit un panou bogat în apă care se ridică în regiunea polară sudică. Această descoperire, alături de prezența scurgerilor interne de căldură și a câtorva cratere de impact din polul sud, indică faptul că Enceladus este în prezent activ din punct de vedere geologic. Lunile din sistemele gigantice gazoase sunt deseori prinse în rezonanțe orbitale care implică librații forțate sau excentricități orbitale; apropierea de planeta mamă poate induce și încălzirea satelitului generată de forțele mareelor .

Enceladus este unul dintre cele trei corpuri cerești din sistemul solar exterior (împreună cu luna lui Jupiter Io și luna lui Neptun Triton ) unde au fost observate erupții active. Analizele gazelor emise sugerează că acestea au fost generate de apă lichidă situată sub suprafață. Împreună cu analizele chimice ale penei, aceste descoperiri au alimentat ipoteza că Enceladus este un subiect important de studiu în domeniul exobiologiei [3] . De asemenea, s-a sugerat că Enceladus este sursa materialelor inelului E.

Nume

Numele acestui satelit derivă din Enceladul mitologiei grecești . De asemenea, este desemnat Saturn II sau II S Enceladus. Numele „Enceladus” și numele tuturor celor șapte sateliți ai lui Saturn cunoscuți atunci, au fost sugerate de fiul lui William Herschel , John Herschel , în publicația sa din 1847 privind rezultatele observațiilor astronomice făcute la Capul Bunei Speranțe . Acest nume a fost ales deoarece Saturn , cunoscut sub numele de Cronos în mitologia greacă , era stăpânul titanilor . Caracteristicile lui Enceladus au primit numele de la IAU pe baza personajelor și locurilor cărții Mii și una de nopți [4] . Craterele de impact sunt numite după caracterele, în timp ce alte structuri , cum ar fi fosele (depresiuni sau gropi), Dorsa (coame), Planitiae (câmpii) și santurilor (șanțuri lungi paralele) să ia numele locurilor. 57 de caracteristici au primit oficial numele de la IAU, inclusiv 22 după zborurile navei spațiale Voyager și 35 în noiembrie 2006 după cele trei zboruri ale navei spațiale Cassini din 2005 [5] . Unele dintre numele care au fost date sunt Samarkand Sulci , craterul Aladdin , Daryabar Fossa și Sarandib Planitia .

Observare

Enceladus a fost descoperit de Fredrick William Herschel la 28 august 1789 , cu ajutorul noului său telescop de 1,2 m, cel mai mare din lume la acea vreme [6] [7] .

Herschel a observat acest satelit pentru prima dată în 1787, dar nu l-a recunoscut cu micul său telescop de 16,5 cm [8] . Magnitudinea slabă (aproximativ +11,7) și apropierea de Saturnul luminos și de inelele sale fac dificilă observarea Enceladului de pe Pământ și necesită un telescop cu o deschidere de 15-30 cm, în funcție de condițiile meteorologice și de poluarea luminoasă a zona de observare. La fel ca mulți dintre sateliții lui Saturn descoperiți înainte de era spațială, a fost observat pentru prima dată când inelele lui Saturn sunt poziționate „la marginea” Pământului, adică atunci când planeta noastră se află în interiorul planului inelar în timpul echinocțiului gigantului gazos. În aceste perioade luminozitatea inelelor este redusă și facilitează observarea lui Enceladus.

Înainte de programul Voyager , puține îmbunătățiri au fost făcute în viziunea prin satelit în comparație cu punctul luminos văzut de Herschel și numai caracteristicile orbitale, masa, densitatea și albedoul puteau fi estimate.

Explorare

Întâlniri ale sondei Cassini cu Enceladus[9]
Data Distanță (km)
17 februarie 2005 1 264
9 martie 2005 500
29 martie 2005 64 000
21 mai 2005 93 000
14 iulie 2005 175
12 octombrie 2005 49 000
24 decembrie 2005 94 000
17 ianuarie 2006 146 000
9 septembrie 2006 40 000
9 noiembrie 2006 95 000
28 iunie 2007 90 000
30 septembrie 2007 98 000
12 martie 2008 52
30 iunie 2008 84 000
11 august 2008 54
9 octombrie 2008 25
31 octombrie 2008 200
8 noiembrie 2008 52 804
2 noiembrie 2009 103
21 noiembrie 2009 1 607
28 aprilie 2010 103
18 mai 2010 201
28 octombrie 2015 48

Primele imagini de aproape au fost obținute de sondele Voyager . Voyager 1 a fost primul care a zburat peste satelit la o distanță de 202 000 km la 12 noiembrie 1980 [10] . Imaginile dobândite de la această distanță au rezoluție spațială redusă, dar au dezvăluit o suprafață foarte reflectantă lipsită de cratere de impact, sugerând vârsta relativ recentă a acesteia [11] .

Voyager 1 a confirmat, de asemenea, că Enceladus este înconjurat de regiunea cu densitate mai mare a inelului E al lui Saturn. Combinat cu formarea recentă a suprafeței, oamenii de știință au dedus că inelul E va fi generat din particulele emise de la suprafața satelitului [11] .

Voyager 2 a survolat Enceladus de la o distanță mai mică ( 87 010 km ) la 26 august 1981 , ceea ce a permis realizarea de imagini cu rezoluție mai mare. Au dezvăluit natura tânără a suprafeței sale. [12]

Suprafața are mai multe regiuni cu vârste diferite, inclusiv o zonă în latitudini medii-înalte, cu multe cratere și o alta cu câteva cratere în apropierea ecuatorului. Această diversitate geologică contrastează cu suprafața antică, acoperită de cratere a Mimas , un alt satelit puțin mai mic al lui Saturn. Vârsta tânără a formării geologice a fost o mare surpriză pentru comunitatea științifică, deoarece nicio teorie nu a putut explica cum un corp ceresc atât de mic (și rece, în comparație cu Io ) ar putea avea semne ale unei astfel de activități. Cu toate acestea, Voyager 2 nu a putut determina dacă Enceladus a fost activ sau dacă el a fost sursa materialelor inelului E.

Răspunsul la aceste întrebări și la alte întrebări a trebuit să aștepte până la sosirea sondei Cassini care a intrat pe orbita lui Saturn la 1 iulie 2004 . Având în vedere rezultatele obținute de la sonda Voyager 2 , Enceladus a fost considerat o prioritate în investigațiile lui Cassini și au fost planificate câteva zboruri apropiate 1 500 km distanță și diverse zboruri de „oportunitate” la o distanță mai mică de 100 000 km . Zborurile deja efectuate au dezvăluit informații importante la suprafață, cum ar fi descoperirea vaporilor de apă care emană din regiunea polară sudică. Aceste descoperiri au forțat corectarea planului de zbor al navei spațiale pentru a efectua zboruri mai apropiate [13] .

Caracteristici fizice

Vedere a orbitei lui Encelad (evidențiată cu roșu) din polul nord al lui Saturn

Orbită

Enceladus este unul dintre cei mai mari sateliți interni ai lui Saturn, al paisprezecelea în ordinea distanței și orbitează în inelul E, cel mai exterior al lui Saturn.

Distanța de la centrul planetei părinte este 238 000 km și de 180 000 km de marginea atmosferei, între orbitele Mimas și Teti . Orbita durează 32,9 ore pentru a se roti (orbita este suficient de rapidă pentru a face mișcarea satelitului observabilă într-o singură noapte). Rezonanța orbitală este într-un raport de 2: 1 cu cea a lui Dione , făcând două orbite pentru fiecare orbită realizată de Dione. Această rezonanță ajută la menținerea excentricității orbitale de 0,0047 și asigură energia pentru activitatea geologică [14] .

La fel ca mulți dintre sateliții majori ai lui Saturn, acesta se rotește sincron cu perioada orbitală, păstrând o față îndreptată întotdeauna spre Saturn. Spre deosebire de Lună , Encelad nu pare să aibă o mișcare de librație în jurul axei sale de rotație; totuși, analizele formei acestui corp ceresc sugerează că, la un moment dat, a posedat o librație forțată. Este posibil să fi fost o sursă suplimentară de energie.

Interacțiunea cu inelul E.

Vedere a orbitei lui Encelad din lateral, în raport cu inelul E al lui Saturn.

Inelul E este cel mai exterior și cel mai mare dintre inelele lui Saturn. Realizat din materiale microscopice compuse din praf și gheață, se extinde de pe orbita lui Mimas și Teti , deși unele observații sugerează că se poate extinde dincolo de orbita lui Titan , cu o lățime de 1 000 000 km . Cu toate acestea, modelele matematice au arătat că un astfel de inel ar fi instabil și ar avea o durată de viață cuprinsă între 10 000 și 1 000 000 de ani. Din acest motiv, ar trebui să fie alimentat în mod constant cu particule. Enceladus orbitează în interiorul acestui inel, în punctul în care acesta este cel mai îngust, dar are cea mai mare densitate, și sa presupus că este principala sursă a particulelor inelului. Această ipoteză a fost confirmată de un flyby al sondei Cassini .

Există, de fapt, două mecanisme care alimentează inelul cu particule [15] : primul și probabil cea mai importantă sursă de materiale provine din panoul criovolcanic din regiunea polară sudică, deoarece viteza de evacuare a satelitului este mică (doar 866 km / h). Al doilea mecanism provine din bombardamentul meteoric al satelitului care ridică particule de praf de la suprafață. Acest fenomen nu este unic, dar este prezent pentru toate lunile lui Saturn care orbitează în interiorul inelului E.

Mărime și formă

Comparație între dimensiunea Pământului și Enceladus.
Enceladus (stânga sus) tranzitează pe Titan, capturat de Cassini la 5 februarie 2006 . Enceladus se afla la 4,1 milioane de kilometri distanță și Titan la 1,2 milioane de kilometri distanță.
Dimensiunea Enceladus în comparație cu Regatul Unit.

Enceladus este un satelit relativ mic, cu un diametru mediu de 505 km, doar un șapte din diametrul Lunii . Masa și dimensiunile sale îl fac al șaselea cel mai mare satelit al lui Saturn după Titan (5 150 km), Rhea (1 530 km), Iapetus (1 440 km), Dione (1 120 km) și Thetis (1 050 km), de asemenea ca fiind unul dintre cei mai mici sateliți sferici.

Forma este a unui elipsoid turtit, iar dimensiunile (calculate din imaginile luate de instrumentele sondei Cassini ) sunt 513 (a) × 503 (b) × 497 (c) km unde (a) corespunde diametrului în direcția Saturn, (b) diametrul dintre polii cei mai îndepărtați și cei mai apropiați de-a lungul orbitei și (c) distanța dintre polii nord și sud.

Suprafaţă

Cel puțin cinci tipuri diferite de terenuri au fost identificate pe Enceladus. Pe lângă cratere , există câmpii netede, fisuri liniare extinse [16] și lanțuri montane.

O parte a suprafeței este relativ tânără, probabil cu mai puțin de 100 de milioane de ani. Aceasta înseamnă că Enceladus a fost recent activ cu un fel de criovulcanism sau alt proces de reînnoire a suprafeței. Gheața curată recentă care îi domină suprafața îi conferă lui Enceladus cel mai înalt albedo al oricărui alt corp din sistemul solar , 0,99 [17] . Deoarece reflectă atât de mult lumina soarelui, temperatura medie a suprafeței este de numai -201 ° C [18] .

O imagine compusă a suprafeței Enceladus.

Enceladus este prea mic pentru a fi încă încălzit de dezintegrarea radioactivă din interior. Enceladus este în rezonanță orbitală 2: 1 cu Dione , similar cu ceea ce se întâmplă între Io și Europa , iar acest lucru poate oferi un mecanism de încălzire a mareelor ; cu toate acestea este probabil insuficient pentru a topi gheața de apă. Astfel Enceladus poate fi compus dintr - un material cu un mai scăzut punct de topire , mai degrabă decât apa pură, cu toate că nici o urmă de un astfel de material a fost descoperit până acum de către Cassini VIMS (vizuală și Infrared Spectrometer ). Cu toate acestea, există crăpături, câmpii, sol ondulat și alte deformări în crustă care indică faptul că interiorul lunii poate fi lichid, chiar dacă ar fi trebuit să fie înghețat acum miliarde de ani.

Observațiile făcute în 2005 de nava spațială Cassini au dezvăluit caracteristici suplimentare ale suprafeței, de exemplu câmpiile netede observate de Voyager 2 au fost imaginate la rezoluție mai mare, dezvăluind regiuni relativ fără cratere, cu multe creste și escarpe mici. Mai mult, diferitele fracturi din regiunile mai vechi, acoperite de crater, au sugerat că suprafața trebuie să fi fost supusă deformării post-crater [19] și au fost descoperite mai multe zone în părți ale satelitului care nu fuseseră capturate. De la sonda Voyager , inclusiv terenul ciudat prezent lângă polul sud [14] .

Craterele

Craterele degradate, luate de Cassini la 17 februarie 2005 . Hamah Sulci este vizibil extinzându-se de la stânga la dreapta în partea de jos a imaginii. Craterele unităților de 2 ct sunt vizibile deasupra Hamah Sulci.
Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: craterele Enceladus .

Craterele de impact sunt frecvente în multe corpuri din sistemul solar. O mare parte din suprafața Enceladului are cratere. Din datele Voyager , au fost identificate trei unități geologice diferite în topografia craterelor pe baza densității craterelor în sine, de la ct 1 și ct 2 care conțin cratere cu un diametru variind între 10 și 20 km și diferite grade de degradare la cp. se referă la câmpii caracterizate de puține cratere [20] . Această subdiviziune sugerează că Enceladus și-a reînnoit suprafața în mai multe etape.

Cele mai recente observații ale lui Cassini au permis o privire mai profundă asupra unităților ct 2 și cp. Aceste observații arată că mulți crateri Enceladus au fost puternic deformați prin fracturi și relaxare vâscoasă [21] . Acestea din urmă provoacă deformarea structurilor geologice, cum ar fi craterele care s-au format pe gheața de apă în perioadele geologice din cauza efectelor gravitaționale. Craterele care suferă acest efect tind să aibă un fund în formă de cupolă sau constau doar din înălțimea marginii circulare de la suprafață. Marele crater Dunyazad este un prim exemplu al acestui fenomen și are un fund în formă de cupolă; în plus, multe alte cratere au fost modificate de fracturi tectonice: fracturile au o lățime de câteva sute de metri până la un kilometru și au modificat puternic marginea și fundul craterului. Aproape toate craterele Enceladus reprezentate de sonda Cassini din unitatea geologică ct2 prezintă semne de deformare tectonică. Aceste două deformări arată că, în timp ce solurile cu multe cratere sunt regiuni mai vechi, aproape toate craterele se află într-un anumit stadiu de degradare.

Tectonica

Voyager 2 a detectat mai multe fenomene geologice, iar cele mai recente analize sugerează că tipul predominant de deformare este cel al tectoniei plăcilor . Unul dintre cele mai semnificative exemple sunt canioanele care ajung la 200 km lungime, de la 5 la 10 km lățime și un kilometru adâncime.

Vedere în culori false a suprafeței, unde există diferite caracteristici de origine tectonică. Imagine făcută de Cassini la 9 martie 2005 .

Un alt exemplu este un tip de teren canelat format din caneluri și creste curbiliniare. Aceste benzi, descoperite de Voyager 2, separă adesea câmpiile netede de regiunile acoperite de crater. Aceste zone amintesc de fenomene similare prezente pe Ganymede , deși pe Enceladus topografia pare mai complexă: în loc să fie rectilinii, aceste benzi de pământ apar ca benzi aproximativ aliniate și uneori par să se îndoaie în sus, cu crăpături și creste pe lungimea lor.

Mozaic de înaltă rezoluție al suprafeței Enceladus.

Pe lângă fracturile profunde și solurile canelate, Enceladus are și alte tipuri de soluri: fracturi mai înguste (câteva sute de metri lățime) care au fost descoperite pentru prima dată de nava spațială Cassini. Aceste fracturi au fost observate în benzi care traversează terenul cu multe cratere, cu adâncimi de câteva sute de metri. Multe par să fi fost influențate în timpul formării lor de regulitul fragil produs de craterele de impact [21] [22] .

Unele dintre canelurile liniare observate de Voyager au fost împușcate la o rezoluție mai mare și curg de la nord la sud. Au fost observate și creste pe Enceladus, deși nu se extind ca cele găsite pe Europa .

Câmpii

Samarkand Sulci pe Enceladus preluat de Cassini la 17 februarie 2005 . În dreapta, porțiunea nord-vestică a Sarandib Planitia este vizibilă.

Primele câmpii netede observate de Voyager 2 s-au caracterizat prin reliefuri joase și puține cratere, detalii care indică o vârstă relativ recentă [20] . Într-una dintre ele, numită Sarandib Planitia , nu sunt vizibile cratere de impact, în timp ce spre sud-vest există escarpe. S-a observat că aceste câmpii sunt acoperite cu creste și fracturi joase. Aceste caracteristici sunt interpretate ca efectul unor deformări numite solicitări de forfecare . Imaginile de înaltă rezoluție ale lui Sarandib Planitia au dezvăluit și cratere mici, care ne permit să estimăm vârsta la 170 de milioane de ani sau 3,7 miliarde de ani, în funcție de populația obiectelor care afectează [14] [23] .

Acoperirea mai mare oferită de Cassini a permis identificarea altor regiuni în care sunt prezente zone netede și plane, în special pe emisfera anterioară (partea satelitului care este direcționată spre mișcare pe măsură ce corpul ceresc orbitează în jurul lui Saturn). Aceste noi zone nu au creste joase, ci numeroase gropi și creste care traversează în mod similar cu regiunea polară sudică. Această zonă se află în emisfera opusă față de câmpiile Sarandib și Diyar, astfel încât aceste regiuni ar fi putut fi afectate de efectele mareelor ​​cauzate de Saturn [24] .

Regiunea polară sudică

La 14 iulie 2005 , au fost realizate imagini care dezvăluiau o regiune deformată care înconjura polul sud al Enceladului. Această zonă, care atinge o latitudine de 60 ° sud spre nord, este acoperită de fracturi și creste [14] [25] , cu puține cratere. Se crede că este cea mai tânără regiune a satelitului și a tuturor celorlalte luni înghețate de dimensiuni medii: modelele cu rata de crater sugerează că vârsta este mai mică de 10-100 de milioane de ani. Aproape de centru sunt patru fracturi numite dungi de tigru limitate de creste la ambele capete. Aceste fracturi par a fi cele mai tinere structuri din regiune și sunt înconjurate de gheață de apă cu granulatie grosieră, care în culori false este verde menta, care a fost observată în altă parte la suprafață în aflorimente și fracturi [25] .

Regiunea este suficient de tânără pentru a nu fi acoperită de gheața cu granulație fină din inelul E. Rezultatele spectrografice indică faptul că materialul de culoare verde prezent în această regiune este chimic distinct de restul materialelor prezente la suprafață. De fapt, a fost detectată gheață cristalină, care ar putea fi foarte recentă (mai puțin de 1 000 de ani) sau modificată termic în trecutul recent [26] . Compuși organici simpli au fost, de asemenea, detectați în regiune, care până acum nu au fost găsiți în niciun alt satelit [27] .

Limitele regiunii polare sudice sunt marcate de o serie de văi și creste paralele în formă de Y sau V. Forma, orientarea și amplasarea acestor structuri indică faptul că au fost generate de schimbările globale ale formei Enceladus. În prezent, au fost formulate două teorii care pot explica o astfel de modificare a suprafeței. Prima teorie indică faptul că orbita ar fi putut fi plasată spre interior, crescând viteza de rotație și provocând aplatizarea de-a lungul axei de rotație a Enceladus. O a doua ipoteză sugerează că o eventuală deplasare ascendentă a unei mase de material fierbinte și cu densitate redusă în cadrul satelitului ar fi putut deplasa regiunea aflată în latitudinile medii către regiunea polară.

O consecință a teoriei aplatizării de-a lungul axei este că ambele regiuni polare ar trebui să aibă același model de deformare, totuși regiunea polară nordă are multe cratere și este mult mai veche decât polul sudic. Acest lucru ar putea fi explicat prin variații ale grosimii litosferei, susținute de corelațiile dintre discontinuitățile în formă de Y și cuspizii în formă de V de-a lungul regiunii polare sudice. Discontinuitățile și fracturile în formă de Y care au fost cauzate de tensiune de-a lungul direcției nord-sud sunt corelate cu solul de vârstă mai mică cu o litosferă mai subțire. Cuspizii în formă de V sunt adiacenți la terenuri mai vechi și conțin mai multe cratere [14] .

Enceladus (în culori false) preluat de sonda Cassini.

Criovulcanism

Pene deasupra marginii Enceladului care alimentează inelul E. Se pare că provin din zona numită dungi de tigru din apropierea polului sudic.

În urma zborurilor de zbor ale Voyager la începutul anilor 1980 , oamenii de știință au emis ipoteza că luna ar putea fi activă din punct de vedere geologic, datorită suprafeței sale tinere și reflexive și a poziției sale în inelul E [12] . Pe baza conexiunii dintre Enceladus și inelul E, se credea că Enceladus este sursa materialelor din inel, posibil prin emisiile de vapori de apă din interiorul satelitului. Cu toate acestea, sondele Voyager nu au reușit să găsească dovezi definitive.

Datele furnizate de numeroasele instrumente ale sondei Cassini au făcut posibilă detectarea fenomenelor de criovulcanism în 2005 . În aceste fenomene, materialele erupte sunt apa și alte elemente volatile, în loc de magmă. Din imaginile luate între ianuarie și februarie de nava spațială Cassini, s-a observat un panou de particule înghețate din polul sud al satelitului, chiar dacă la început s-a emis ipoteza prezenței unui artefact pe imagine. Datele din magnetometre au furnizat un indiciu că fenomenul ar putea fi real atunci când au găsit semne ale unei atmosfere pe Enceladus. De fapt, magnetometrul a înregistrat o creștere a energiei undelor electrostatice ale ionilor de lângă Enceladus. Aceste unde sunt produse de interacțiunea particulelor ionizate cu câmpurile magnetice și frecvența lor poate fi utilizată pentru a identifica compoziția, care în acest caz a fost vapori de apă [28] .

În timpul următoarelor două întâlniri, echipa științifică a stabilit că gazele din atmosfera satelitului erau concentrate în regiunea polară sudică, cu o densitate atmosferică scăzând pe măsură ce unul se îndepărta mai mult de pol. Spectrograful ultraviolet a confirmat acest rezultat prin observarea ocultațiilor sale stelare în timpul zborurilor de zbor din 17 februarie și 14 iulie. Spre deosebire de magnetometre, ultimul instrument nu a detectat atmosfera în timpul zborului din februarie, ci a detectat vapori de apă peste regiunea polară sudică în iulie [29] .

Din fericire, nava spațială a zburat prin acest nor de gaz în timpul ședinței din iulie, permițând analiza directă a instrumentelor spectrometrului de masă ionic și neutru (INMS) și a instrumentelor de analiză a prafului cosmic (CDA). În timp ce primul a măsurat compoziția gazelor, detectând în cea mai mare parte vapori de apă împreună cu elemente minore precum azot , metan și dioxid de carbon [30] , Analizorul de praf cosmic a detectat o creștere semnificativă a numărului de particule din jurul Enceladus, confirmând că luna este sursa primară a materialelor inelului E [15] . Analizele celor două instrumente au sugerat că norul de gaz traversat de sondă era de fapt un panou criovolcanic bogat în apă din regiunea polară [31] .

În noiembrie 2005, a sosit confirmarea vizuală a emanației particulelor, când sonda a captat un panou de particule înghețate pe măsură ce acesta a ieșit din regiunea polară sudică (un panou fusese imaginat mai devreme, dar a fost necesară o analiză suplimentară pentru confirmarea definitivă) [ 32] . Aceste imagini arată structura penei și dezvăluie numeroase jeturi (posibil generate de diferite puncte de emisie) într-o componentă mai slabă și mai difuză care se extinde la aproximativ 500 km de suprafață, făcând din Enceladus al patrulea corp al sistemului solar cu activitate. Vulcanic confirmat [31] cu Pământ, Triton și Io ).

Posibilă schemă pentru criovolcanismul lui Encelad.

Analiza combinată a imaginilor, spectrografia de masă și datele magnetosferice au sugerat că penele emană din camerele sub presiune subterane, asemănătoare cu gheizerele terestre [14] . Deoarece nu s-a detectat amoniac în materialele expulzate, care ar putea acționa ca un antigel, camerele sub presiune ar putea consta din apă lichidă pură la o temperatură de 270 K. Apa pură ar necesita mai multă energie pentru a se topi, provenind din forțe de maree sau radiogene. surse, comparativ cu un amestec de apă și amoniac.

O altă metodă posibilă de generare a unui astfel de fenomen este prin sublimarea gheții de suprafață. La 14 iulie 2005, Spectrometrul cu infraroșu compozit (CIRS) a detectat o regiune fierbinte în apropierea polului sud, cu temperaturi în jur de 85-90K și zone mici ajungând la 157K. Aceste temperaturi sunt prea mari pentru a fi cauzate de încălzirea solară., Deci unele zone din regiunea polară sunt încălzite din interiorul satelitului. În astfel de condiții, gheața este suficient de fierbinte pentru a se sublima la o viteză mai mare decât suprafața, generând o pană. Stratul subteran care încălzește gheața de la suprafață ar putea fi o suspensie mixtă de apă și amoniac la temperaturi de 170 K, care ar necesita mai puțină energie pentru a produce jetul. Cu toate acestea, abundența particulelor din pene favorizează modelul „gheizerului rece” în locul modelului de sublimare a gheții [14] .

Alternativ, Kieffer și colab. (2006) au sugerat că gheizerele ar putea fi generate din hidrați de clatrat , unde dioxidul de carbon, metanul și hidrogenul sunt eliberați atunci când sunt expuși la vidul spațiului din fracturi [33] . Questa ipotesi non richiederebbe l'energia per sciogliere il ghiaccio richiesta dal modello a "geyser freddo", e spiegherebbe anche la mancanza di ammoniaca.

Nel gennaio del 2020 un team di scienziati guidati da Christopher Glein dello Southwest Research Institute (SwRI) ha fornito nuovi indizi sulla possibile presenza di vita nell'oceano nascosto di Encelado [34] . Basandosi sull'analisi dei dati provenienti dalla sonda Cassini, gli studiosi hanno evidenziato come l'anidride carbonica presente nei geyser potrebbe derivare dalle reazioni chimiche che avvengono tra il nucleo roccioso della luna e l'acqua dell'oceano. Sempre nei geyser è stata identificata la presenza di silice e idrogeno molecolare, spie della presenza di sorgenti idrotermali sul fondale [35] .

Atmosfera

Nel marzo del 2005 la NASA ha annunciato che un magnetometro sull' orbiter della sonda spaziale Cassini ha scoperto un' atmosfera significativa su Encelado, che potrebbe essere vapore acqueo ionizzato .

Nel 2006, la NASA ha confermato l'osservazione di sbuffi di vapor d'acqua dalla superficie del satellite: si tratta della prima osservazione certa di acqua non ghiacciata al di fuori della Terra. Cassini ha compiuto un primo fly-by il 17 febbraio 2005, un secondo e più ravvicinato il 9 marzo 2005.

Poiché la gravità di Encelado è troppo debole per trattenere un'atmosfera, essa deve essere rifornita da qualche fonte, la NASA ha ipotizzato vulcani di ghiaccio o geyser . Sebbene l'atmosfera è stata descritta dai suoi scopritori come "significativa", la definizione è valida solamente se paragonata alle altre lune ghiacciate; l'atmosfera di Encelado è milioni di volte più sottile di quella della Terra , ed è invisibile alla Cassini.

Struttura interna

Modello dell'interno di Encelado basato sulle recenti scoperte della sonda Cassini . Il nucleo interno di silicati è rappresentato in marrone mentre il mantello esterno ricco di ghiaccio d'acqua è rappresentato in bianco. I colori giallo e rosso rispettivamente nel mantello e nel nucleo rispettivamente rappresentano un possibile diapiro sotto il polo sud. [24]

Prima della missione Cassini-Huygens era poco nota la struttura interna di Encelado, ma i recenti sorvoli della sonda hanno fornito varie informazioni per modellare l'interno del satellite, tra cui una migliore misurazione della massa e della forma tridimensionale dell'ellissoide, le osservazioni ad alta risoluzione della superficie e nuove scoperte nella geochimica del corpo celeste.

Le stime della massa effettuate dalle sonde Voyager suggerivano che Encelado fosse costituito quasi interamente di ghiaccio [12] . In base agli effetti gravitazionali sulla sonda Cassini è stata stimata una massa molto superiore rispetto ai dati precedenti, ricavando una densità di circa 1,61 g/cm 3 . Questo dato è superiore a quello delle altre lune ghiacciate di media dimensione di Saturno, indicando che Encelado possiede una percentuale superiore di silicati e ferro . Ne consegue che l'interno del satellite potrebbe aver generato una maggiore quantità di calore dal decadimento degli elementi radioattivi.

Castillo et al. 2005 suggerì che Giapeto e le altre lune ghiacciate di Saturno si siano formate velocemente dopo la formazione della nebulosa saturniana e quindi ricche di radionuclei con vita breve [36] . Questi, come l' alluminio -26 e il ferro -60 hanno un tempo di dimezzamento breve e producono calore in un tempo relativamente breve. Senza questi radionuclei brevi, l'ammontare di radionuclei a vita lunga non sarebbe stato sufficiente per evitare il congelamento rapido dell'interno, anche considerando la maggiore massa [37] .

Data la frazione relativamente elevata della massa composta di roccia, l'arricchimento di 26 Al e 60 Fe avrebbe generato un corpo celeste con un mantello ghiacciato e un nucleo planetario roccioso [38] . Il successivo riscaldamento dovuto agli effetti di marea e dalla radioattività avrebbe innalzato la temperatura del nucleo fino a 1 000 K, sufficiente a fondere il mantello interno. Tuttavia si sarebbe fuso anche parte del nucleo, formando delle camere magmatiche che si sarebbero modificate sotto la pressione gravitazionale di Saturno. Il riscaldamento da marea, come quello generato dalla risonanza con Dione o dalla librazione avrebbe sostenuto questi punti caldi fino a oggi e avrebbe fornito energia per le attività geologiche [39] .

Possibile oceano

Sul finire del 2008, gli scienziati hanno osservato pennacchi di vapore acqueo fuoriuscire dalla superficie di Encelado, dirigendosi poi verso Saturno. [40] Questo fenomeno potrebbe essere dovuto alla presenza di acqua liquida , e ciò significa che Encelado potrebbe essere in grado di supportare la vita. [41] Candice Hansen, una ricercatrice del Jet Propulsion Laboratory , ha diretto un gruppo di ricerca sui pennacchi dopo che è stato scoperto che questi raggiungono la velocità di circa 2 189 km/h . Siccome tale velocità è difficile da ottenere se non sono coinvolti liquidi, è stato deciso di investigarne la composizione. [42]

Si è scoperto così che nell' anello E circa il 6% delle particelle contiene una quantità significativa di sali di sodio, lo 0,5-2% in massa. Nella regione dei getti vicina a Encelado la frazione delle particelle "salate" aumenta del 70% in numero e più del 99% in massa. Queste particelle sono presumibilmente spray ghiacciato proveniente dall'oceano salato nel sottosuolo, mentre le particelle povere di sale si formano per nucleazione omogenea direttamente dalla fase gassosa. Le sorgenti delle particelle salate sono distribuite uniformemente lungo le " tiger stripes ", mentre le sorgenti delle particelle più "dolci" sono collegate ai getti ad alta velocità. Le particelle "salate" si muovono lentamente e per la gran parte ricadono sulla superficie della luna, al contrario di quelle più "dolci", che essendo più veloci fuggono verso l'anello E, spiegando così la sua composizione debolmente salata. [43]

La composizione dei pennacchi suggerisce che la loro origine sia un oceano salato sotto la superficie, o comunque una serie di cavità contenenti acqua salata. [44] Ipotesi alternative, quali la sublimazione dei clatrati idrati , non spiegano la formazione delle particelle salate. [43] In aggiunta, Cassini ha trovato tracce di componenti organici in alcuni granelli di polvere, [43] [45] Encelado potrebbe quindi ospitare vita extraterrestre [46] [47] .

La presenza di acqua liquida al di sotto della crosta implica che ci sia una sorgente di calore interna per mantenerla in tale stato: si pensa sia una combinazione tra il decadimento radioattivo e il riscaldamento mareale , [48] [49] in quanto quest'ultimo da solo non è sufficiente per spiegare tutto il calore. Mimas, un'altra della lune di Saturno, è più vicina al pianeta e ha un'orbita più eccentrica, e di conseguenza dovrebbe essere sottoposta a forze mareali maggiori di quelle di Encelado, ma la sua superficie vecchia e segnata implica che sia geologicamente morta.

Nell'aprile del 2014 è apparsa la notizia su Science che nuove prove sono emerse a sostegno dell'ipotesi dell'oceano di acqua liquida sotto la superficie ghiacciata. Da studi effettuati sulle analisi gravitazionali effettuate dalla sonda Cassini gli astronomi affermano che esiste nell'emisfero meridionale del pianeta un oceano 30–40 km sotto lo strato superficiale di ghiaccio, profondo 8 km e la cui massa totale è paragonabile a quella del Lago Superiore della Terra. Come il nucleo della luna, il fondale marino potrebbe essere roccioso, e questo creerebbe un ambiente favorevole ad alcune forme di vita. [50] [51] [52]

I dati della navicella spaziale Cassini hanno rivelato complesse molecole organiche provenienti da Encelado, rafforzando l'idea che questo mondo oceanico ospiti condizioni adatte alla vita. Potenti bocche idrotermali mescolerebbero il materiale proveniente dal nucleo poroso pieno d'acqua della luna con l'acqua proveniente dal suo oceano sottosuperficiale. Tale materiale viene rilasciato nello spazio, sotto forma di vapore acqueo e grani di ghiaccio. [53]

Cielo di Encelado

Raffigurazione artistica della superficie di Encelado.

Visto da un ipotetico osservatore sulla superficie di Encelado, Saturno avrebbe un diametro visibile di almeno 30°, sessanta volte più grande di quello della Luna vista dalla Terra. [54] Siccome la rotazione di Encelado è sincrona con il periodo orbitale e quindi mantiene sempre una faccia rivolta verso Saturno, il gigante gassoso non si sposterebbe mai nel cielo di Encelado (e sarebbe sempre invisibile dal lato opposto).

Gli anelli sarebbero visti da un angolo di soli 0,019° e apparirebbero come una linea stretta e luminosa che attraversa il disco di Saturno, con un'ombra chiaramente visibile. Come per la Luna, Saturno possiederebbe delle fasi, variando dalla fase piena alla fase nuova in circa 16 ore. Dal satellite il Sole avrebbe un diametro di soli 3,5 minuti d'arco, nove volte più piccolo rispetto alla Luna vista dalla Terra.

Un osservatore potrebbe vedere la luna Mimas (il satellite maggiore situato all'interno dell'orbita di Encelado) transitare su Saturno circa ogni 72 ore, con un diametro massimo di circa 26 minuti d'arco, circa lo stesso della Luna terrestre. Le lune Pallene e Metone apparirebbero invece puntiformi, mentre Teti raggiungerebbe una dimensione massima di un grado di arco (il doppio della Luna), ma sarebbe visibile solo dalla faccia non rivolta verso Saturno.

Note

  1. ^ Luciano Canepari , Encelado , in Il DiPI – Dizionario di pronuncia italiana , Zanichelli, 2009, ISBN 978-88-08-10511-0 .
  2. ^ Planetary Body Names and Discoverers
  3. ^ Cassini Images of Enceladus Suggest Geysers Erupt Liquid Water at the Moon's South Pole Archiviato il 25 luglio 2011 in Internet Archive .. Retrieved March 22, 2006.
  4. ^ Blue, J.; (2006)Categories for Naming Planetary Features . Accessed November 16, 2006.
  5. ^ Blue, J.; (2006); New Names for Enceladus Archiviato il 13 novembre 2014 in Internet Archive ., 13 novembre 2006. Accessed November 16, 2006.
  6. ^ Herschel, W. (1795) Description of a Forty-feet Reflecting Telescope , Philosophical Transactions of the Royal Society of London, Vol. 85, pp. 347–409 (reported by M. Arago (1871), Herschel Archiviato il 13 gennaio 2016 in Internet Archive ., Annual Report of the Board of Regents of the Smithsonian Institution, pp. 198–223)
  7. ^ Frommert, H.; and Kronberg, C.;William Herschel (1738–1822) Archiviato il 23 agosto 2006 in Internet Archive .. Accessed May 29, 2006
  8. ^ Soylent Communications, William Herschel . Accessed May 29, 2006
  9. ^ Planetary Society, Cassini's Tour of the Saturn System Archiviato il 25 agosto 2009 in Internet Archive .. Retrieved March 31, 2006.
  10. ^ Voyager Mission Description . Accessed May 29, 2006
  11. ^ a b Terrile, RJ ; and Cook, AF; (1981); Enceladus: Evolution and Possible Relationship to Saturn's E-Ring . 12th Annual Lunar and Planetary Science Conference, Abstract 428
  12. ^ a b c Rothery, David A.,Satellites of the Outer Planets: Worlds in their own right , Oxford University Press, 1999, ISBN 0-19-512555-X .
  13. ^ Moomaw, B.; Tour de Saturn Set For Extended Play , Spacedaily.com, 5 febbraio 2007. Accessed February 5, 2007.
  14. ^ a b c d e f g Porco, CC ; et al. (2006); Cassini Observes the Active South Pole of Enceladus , Science, Vol. 311, No. 5766, pp. 1393–1401
  15. ^ a b Spahn, F.; et al. ; (2006); Cassini Dust Measurements at Enceladus and Implications for the Origin of the E Ring , Science, Vol. 311, No. 5766, pp. 1416–1418
  16. ^ NASA, Cracks on Enceladus Open and Close under Saturn's Pull , 16 maggio 2007.
  17. ^ Verbiscer, A. ; French, R. ; Showalter, M. ; and Helfenstein, P. ;
  18. ^ Spencer, JR; et al. ; (2006); Cassini Encounters Enceladus: Background and the Discovery of a South Polar Hot Spot , Science, Vol. 311, No. 5766, pp. 1401–1405
  19. ^ Rathbun, JA; et al. ; (2005); Enceladus' global geology as seen by Cassini ISS Archiviato il 4 aprile 2008 in Internet Archive ., Eos Trans. AGU, Vol. 82, No. 52 (Fall Meeting Supplement), abstract P32A-03
  20. ^ a b Smith, BA , et al. ; (1982);A New Look at the Saturn System - The Voyager 2 Images , Science, Vol. 215, pp. 504–537
  21. ^ a b Turtle, EP; et al. ; Enceladus, Curiouser and Curiouser: Observations by Cassini's Imaging Science Subsystem Archiviato il 4 marzo 2016 in Internet Archive ., Cassini CHARM Teleconference, 28 aprile 2005
  22. ^ Barnash, AN; et al. ; (2006); Interactions Between Impact Craters and Tectonic Fractures on Enceladus Archiviato il 13 novembre 2014 in Internet Archive ., Bulletin of the American Astronomical Society, Vol. 38, No. 3, presentation no. 24.06
  23. ^ Senza degli esempi di riferimento, per determinare l'età assoluta si può usare solo la conta dei crateri. Sfortunatamente, la comunità scientifica non ha trovato una spiegazione condivisa per il flusso di oggetti impattatori nel sistema solare esterno.
  24. ^ a b Nimmo, F.; and Pappalardo, RT; (2006); Diapir-induced reorientation of Saturn's moon Enceladus , Nature, Vol. 441, pp. 614–616
  25. ^ a b Enceladus in False Color . Retrieved March 22, 2006.
  26. ^ Cassini Finds Enceladus Tiger Stripes are Really Cubs Archiviato il 18 ottobre 2008 in Internet Archive ., 30 agosto 2005. Retrieved May 29, 2006.
  27. ^ Brown, RH; et al. ; (2006); Composition and Physical Properties of Enceladus' Surface , Science, Vol. 311, No. 5766, pp. 1425–1428
  28. ^ Dougherty, MK; et al. ; (2006); Identification of a Dynamic Atmosphere at Enceladus with the Cassini Magnetometer , Science, Vol. 311, No. 5766, pp. 1406–1409
  29. ^ Hansen, CJ; et al. ; (2006); Enceladus' Water Vapor Plume , Science, Vol. 311, No. 5766, pp. 1422–1425
  30. ^ Waite, JH; et al. ; (2006); Cassini Ion and Neutral Mass Spectrometer: Enceladus Plume Composition and Structure , Science, Vol. 311, No. 5766, pp. 1419–1422
  31. ^ a b NASA's Cassini Images Reveal Spectacular Evidence of an Active Moon Archiviato il 29 aprile 2008 in Internet Archive ., 6 dicembre 2005 . Retrieved March 22, 2006.
  32. ^ Spray Above Enceladus Archiviato il 25 febbraio 2006 in Internet Archive .. Retrieved March 22, 2005
  33. ^ Susan W. Kieffer, Lu, Xinli; Bethke, Craig M.; Spencer, John R.; Marshak, Stephen; and Navrotsky, Alexandra, A Clathrate Reservoir Hypothesis for Enceladus' South Polar Plume , in Science , vol. 314, n. 5806, 2006, pp. 1764–1766.
  34. ^ ( EN ) Christopher R. Glein e J. Hunter Waite, The carbonate geochemistry of Enceladus' ocean , in Geophysical Research Letters , n/a, n/a, pp. e2019GL085885, DOI : 10.1029/2019GL085885 . URL consultato il 29 gennaio 2020 .
  35. ^ Nell'oceano di Encelado possibili condizioni di vita , su la Repubblica , 27 gennaio 2020. URL consultato il 29 gennaio 2020 .
  36. ^ Castillo, JC; et al. ; (2005); 26 Al in the Saturnian System - New Interior Models for the Saturnian satellites Archiviato il 30 settembre 2007 in Internet Archive ., Eos Transactions AGU, Vol. 82, No. 52 (Fall Meeting Supplement), abstract P32A-01
  37. ^ Castillo, JC; et al. ; (2006); A New Understanding of the Internal Evolution of Saturnian Icy Satellites from Cassini Observations , 37th Annual Lunar and Planetary Science Conference, Abstract 2200
  38. ^ Schubert, G.; et al. ; (2007); Enceladus: Present Internal Structure and Differentiation by Early and Long Term Radiogenic Heating , Icarus, in press
  39. ^ Matson, DL; et al. ; (2006); Enceladus' Interior and Geysers - Possibility for Hydrothermal Geometry and N 2 Production , 37th Annual Lunar and Planetary Science Conference, abstract 2219
  40. ^ ( EN ) Enceladus rains water onto Saturn , su esa.int , 26. URL consultato il 28 ottobre 2012 .
  41. ^ ( EN ) Seth Borenstein, AP Science Writer,, Plumes from Saturn's Moon May Contain Water , su space.com , 26. URL consultato il 28 ottobre 2012 .
  42. ^ ( EN ) The Associated Press, Astronomers find hints of water on Saturn moon , in News9 , 27 novembre 2008. URL consultato il 28 ottobre 2012 .
  43. ^ a b c ( EN ) F. Postberg, J. Schmidt, J. Hillier ,S. Kempf, R. Srama, A salt-water reservoir as the source of a compositionally stratified plume on Enceladus , in Nature , vol. 474, 22, pp. 620-622, DOI : 10.1038/nature10175 . URL consultato il 28 ottobre 2012 .
  44. ^ ( EN ) Jeanna Bryner, http://www.space.com/6883-ocean-hidden-saturn-moon.html , su space.com , 24. URL consultato il 28 ottobre 2012 .
  45. ^ ( EN ) http://www.esa.int/esaSC/SEMSZ2037PG_index_0.html , su esa.int , 22. URL consultato il 28 ottobre 2012 .
  46. ^ ( EN ) Salt water caverns may be beneath surface of Saturn moon , in The Telegraph , 24 giugno 2009. URL consultato il 1º maggio 2019 (archiviato dall' url originale il 13 novembre 2014) .
  47. ^ Una luna di Saturno il luogo migliore per la vita aliena , in ANSA.it , 11 luglio 2016.
  48. ^ ( EN ) Richard Black, Saturn's moon 'best bet for life' , su news.bbc.co.uk , BBC NEWS, 10. URL consultato il 28 ottobre 2012 .
  49. ^ ( EN ) A Hot Start Might Explain Geysers on Enceladus , su jpl.nasa.gov , Jet Propulsion Laboratory News, 12. URL consultato il 28 ottobre 2012 .
  50. ^ Alexandra Witze, Icy Enceladus hides a watery ocean , in Nature , DOI : 10.1038/nature.2014.14985 .
  51. ^ L. Iess et al. , The Gravity Field and Interior Structure of Enceladus , in Science , vol. 344, n. 6179, 4 aprile 2014, pp. 78–80, DOI : 10.1126/science.1250551 .
  52. ^ Luna Saturno nasconde oceano che potrebbe ospitare vita , su ansa.it .
  53. ^ ( EN ) Complex Organics Bubble up from Ocean-world Enceladus , su nasa.gov , 27 giugno 2018.
  54. ^ Il diametro angolare di Saturno rispetto ad Encelado in radianti è stato calcolato dividendo il diametro di Saturno per il semiasse maggiore dell'orbita di Encelado; per convertire questo valore in gradi si può moltiplicare per 180/pi.

Altri progetti

Collegamenti esterni

Informazioni generali

Galleria d'immagini

Controllo di autorità LCCN ( EN ) sh2007003231
Sistema solare Portale Sistema solare : accedi alle voci di Wikipedia sugli oggetti del Sistema solare
Estratto da " https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Encelado_(astronomia)&oldid=122450907 "