Misteriose tempeste nell’atmosfera di Urano

Il cielo di Urano è diventato sempre più tempestoso. Vasti e brillanti sistemi nuvolosi stanno attraversando l’atmosfera verde bluastra del gigante gassoso. Questa intensa fase di attività atmosferica ha avuto inizio nel 2007, quando il pianeta si è avvicinato all’equinozio. Urano sperimenta le stagioni: il pianeta ruota intorno al Sole in 84 anni terrestri e l’inclinazione del suo asse supera i 97 gradi. Appare quindi letteralmente sdraiato sulla sua orbita. Per la durata di 42 lunghi anni, uno dei due poli è rivolto verso il Sole e l’altro resta in ombra. Durante l’equinozio del 2007 l’equatore del pianeta puntava verso il Sole, per cui entrambi gli emisferi erano illuminati. Ora, dopo otto anni, il polo sud sta sprofondando lentamente verso un lungo inverno. Ci si spettava di osservare un’intensa attività atmosferica solo con l’avvicinarsi dell’equinozio, invece, sorprendentemente, sono state osservate negli ultimi mesi imponenti tempeste vorticose. Il 5 e il 6 agosto il team capitanato da Heidi Hammel (Association of Universities for Research in Astronomy) e Pat Fry (Università del Wisconsin) ha effettuato delle riprese con la fotocamera NIRC2 del telescopio Keck II da 10 metri. Le osservazioni effettuate alla lunghezza d’onda di 2.2 micron hanno permesso di rilevare le nuvole al di sotto della tropopausa, una regione dell’atmosfera in cui la pressione varia da circa 300 a 500 mbar (circa la metà di quella registrata sulla superficie terrestre). Le osservazioni hanno evidenziato otto grandi tempeste nell’emisfero nord, che rappresentano il 30 per cento di tutta la luce riflessa dall’intero pianeta a quelle lunghezze d’onda. Gli astronomi amatoriali, colpiti da questa attività insolita, hanno puntato i loro telescopi verso il pianeta cercando di osservare le tempeste. Il francese Marc Delcroix è riuscito ad individuarle elaborando le immagini riprese da Régis de-Benedictis e dagli altri compagni astrofili nei mesi di settembre e ottobre. Successivamente ha condotto ulteriori osservazioni col telescopio da un metro di Pic du Midiposto sui Pirenei francesi, ottenendo importanti informazioni scientifiche. La cosa interessante delle immagini ottenute è che hanno messo in evidenza un’evoluzione delle tempeste osservate in agosto col Keck. Le osservazioni amatoriali sono state effettuate alla lunghezza d’onda di 1.6 micron, una regione dello spettro che permette di osservare le zone più interne dell’atmosfera. Ciò dimostra che le tempeste vorticose si estendono sotto lo strato di nubi, composte da cristalli di metano ghiacciato. Questi risultati interessanti hanno spinto un team di astronomi guidato da Kunio M. Sayanagi, dell’Università di Hampton, ad effettuare osservazioni professionali col celebre telescopio spaziale Hubble. Il telescopio ha ripreso l’intero pianeta il 14 ottobre osservandolo a differenti lunghezze d’onda per poter analizzare in profondità la struttura delle tempeste. De Pater, Sromovsky, Hammel e Pat Fry dell’Università del Wisconsin riporteranno oggi (12 novembre) i risultati delle osservazioni effettuate col telescopio Hubble al meeting della American Astronomical Society a Tucson, in Arizona. Questi risultati ci aiuteranno a fare luce sull’imprevedibile dinamica dell’atmosfera di questo freddo gigante blu.

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Le corone di Miranda

Miranda è una piccola luna ghiacciata di Urano. Uno dei corpi celesti più enigmatici e sorprendenti del sistema solare. In uno studio appena pubblicato dalla Società Americana di Geologia, si afferma che nonostante le sue dimensioni ridotte, la luna Miranda sia stata oggetto di processi geologici di emersione che hanno portato alla formazione di almeno tre aree caratteristiche quanto uniche sulla superficie, regioni a forma poligonale chiamate corone. Queste corone sono visibili nell’emisfero sud di Miranda e ognuna ha almeno 200 km di diametro. La corona Arden, la più grande, ha creste e avvallamenti che raggiungono i 2 km di dislivello. Elsinore, la seconda corona, ha una cintura esterna di circa 80 km di larghezza, relativamente liscia e  che si eleva dal terreno circostante per circa 100 metri. Infine Inverness mostra una forma trapezoidale con al centro una figura a forma di caporale (<) grande e luminosa. L’emisfero settentrionale di Miranda è stata mai fotografato dal Voyager 2 e quindi non sappiamo se ​​esistono altre corone anche se è ipotizzabile. Avvalendosi di modelli numerici, gli autori della pubblicazione, Noah Hammond e Amy Barripotizzano che le corone si siano formate per un fenomeno di convezione nel mantello di ghiaccio di Miranda. Il processo convettivo avrebbe spinto verso la superficie il ghiaccio reso più “caldo” dall’effetto mareale provocato dall’orbita molto eccentrica che la Luna di Urano aveva prima di stabilizzarsi. Il processo convettivo ha prodotto una estesa concentrazione di ghiaccio sotto le sedi delle corone, causando la formazione di faglie tettoniche estensionali. Un processo simile alla tettonica a placche sulla Terra, infatti il processo convettivo è una forza motrice primaria per la deformazione della superficie. Hammond e Barr scrivono che l’energia interna che ha alimentato il processo di convezione probabilmente proveniva dal riscaldamento mareale, prodotto, come detto, dall’orbita molto ellittica di Miranda. Hammond e Barr ritengono che la convezione alimentata dal riscaldamento prodotto dall’effetto mareale spiega sia le posizioni delle corone sia i modelli di deformazione all’interno delle corone stesse sia il flusso di calore stimato durante la formazione della corona.
Redazione Media Inaf

Urano: un inferno gelido

A proposito del clima che caratterizza i pianeti del  Sistema Solare (vedi articolo del 30 novembre La furia della natura: fulmini, tempeste di polvere e cicloni) ho trovato un articolo su Orione  (dicembre 2012 pagina 35 ) che parla di Urano.
Una profonda atmosfera agitata da venti che soffiano a 900 Km/h con tempeste a temperature di – 220°: questo è il quadro che emerge del pianeta Urano. Un freddo inferno rilevato in nuove immagini ad alta risoluzione realizzate nell’infrarosso dall’Osservatorio Keck nelle Hawai. Quello che una volta era considerato un pianeta piuttosto placido, si rivela al contrario alquanto bizzarro. In luce ordinaria con la sua atmosfera di un colore blu uniforme Urano ha un’aria monotona e così appare anche “da vicino” in occasione del flyby di Voyager 2 nel 1986. Al contrario le nuove tecniche infrarosse hanno evidenziato un’intensa attività atmosferica in questo pianeta gigante che ora gli scienziati stanno analizzando nei dettagli, per cercare analogie e differenze con gli altri pianeti. Nonostante la grande distanza del pianeta dal Sole (30 UA) l’unica sorgente di questa attività astronomica è l’energia solare perchè Urano non sembra possedere fonti di energia interna.
Articolo di Piero Stroppa “Il bizzarro clima di Urano ” pubblicato sull’ultimo numero di Orione)

Novità da Saturno e Urano

Il nostro buon vecchio Sistema solare riserva ancora molti punti di domanda e molte sorprse. Moltissime le ricerche presentate in questi giorni al 44° Convegno della “Division for Planetary Sciences” della Società Astronomica Americana nel Nevada (Usa).
Tra quelle più interessanti, una nuova teoria sulla formazione delle piccole lune che orbitano attorno a Saturno. Secondo un recente studio, portato avanti da Erik Asphaug e Andreas Reufer (rispettivamente dell’Università della California e di quella di Berna) l’origine della mezza dozzina di piccoli satelliti del pianeta con gli anelli è da ricercarsi in giganteschi impatti, durante i quali diversi satelliti minori si sono fusi per formare  Titano, la luna più grande di Saturno.
I due ricercatori propongono una simulazione in computer grafica in cui il sistema di Saturno può essere paragonato a quello di Giove, un altro gigante gassoso, che ha nella sua orbita quattro grandi satelliti naturali, noti come le lune galileiane.  Asphaug e Reufer ritengono che i satelliti naturali dei giganti gassosi possano essere comparati ai pianeti che orbitano attorno a una stella come il Sole: pianeti come Saturno sono come dei piccoli sistemi planetari. «Nel nostro modello – hanno descritto – Titano è stato generato da diverse enormi collisioni, causando la formazione di lune di medie dimensioni».
Lo stesso processo potrebbe aver causato anche la formazione della nostra Luna, il cui materiale roccioso sembrerebbe simile a quello della Terra: allo stesso modo le piccole lune ghiacciate di Saturno avrebbero la stessa composizione del grande pianeta.
Asphaug ha affermato che nuove informazioni potrebbero arrivare presto dalla missione Cassini della NASA.
Al convegno di planetologia si è parlato anche del pianeta più “noioso” dell’Universo, almeno fin’ora:Urano.
Grazie a nuove tecniche utilizzate dall’Osservatorio Keck, il settimo pianeta del Sistema solare è tornato a far parlare di sè per delle nuove immagini ad alta risoluzione, le quali, grazie ai raggi infrarossi, rivelano il suo strano clima.
Nell’immagine pubblicata sul sito INAF è possibile notare l’atmosfera del pianeta di un colore tra il blu e il verde scuro: i principali elementi che la compongono sono idrogeno, elio e metano. I venti soffiano prevalentemente da est a ovest a una velocità che può raggiungere i 901 chilometri all’ora. La sua atmosfera è molto simile a quella di Nettuno, con temperature che si aggirano attorno ai -218° C: insomma, un clima non proprio adatto alla vita, ma abbastanza freddo da congelare il metano. Urano è 30 volte più lontano dal Sole rispetto alla Terra e quindi l’intensità dei raggi solari è 900 volte più debole.
Per fotografare il pianeta Larry Sromovsky, dell’Università del Wisconsin, e i suoi colleghi hanno usato nuove tecnologie agli infrarossi, per farsi strada letteralmente nelle spaventose tempeste di Urano. Al telescopio Keck II, posizionato sulla parte più alta delle Hawaii, sono bastate due notti di osservazione per generare immagini inedite e dettagliate dell’atmosfera di Urano.
di Eleonora Ferroni (INAF)

Notizie da Titania, regina delle Fate

Titania è il satellite principale del pianeta Urano. Titania fu scoperta l’11 gennaio 1787 dall’astronomo tedesco William Herschel che nella stessa occasione, scoprì anche Oberon.
Il suo nome fu suggerito nel 1852 da John Herschel, figlio dello scopritore, allorché l’astronomo William Lassell aveva scoperto anche Ariel e Umbriel;  Lassell aveva appoggiato lo schema proposto da Herschel nel 1847 per i sette satelliti allora conosciuti di Saturno, che prevedeva di utilizzare i nomi dei fratelli e delle sorelle di Crono (il Saturno della mitologia greca), e nel 1848 aveva battezzato Iperione, in accordo con lo schema di Herschel, l’ottavo satellite di Saturno da lui scoperto. Lassell accettò di buon grado anche la proposta di nomenclatura dei satelliti uraniani, che da allora (caso unico fra i pianeti del sistema solare) non vengono battezzati in onore di divinità antiche, ma con i nomi di personaggi delle opere di William Shakespeare o di Alexander Pope. Titania, in particolare, è la Regina delle Fate e sposa di Oberon nel Sogno di una notte di mezza estate di William Shakespeare.
L’8 settembre 2001 è stata visibile da Terra l’occultazione di una debole stella da parte di Titania; è così stato possibile ottenere misure più accurate del suo diametro e della sua atmosfera. I dati hanno rivelato un’assenza totale di atmosfera al di sopra di una pressione superficiale di 3 millipascal.
La superficie di Titania è caratterizzata dalla presenza di un enorme canyon, il Messina Chasmata, assai più grande del Gran Canyon terrestre e paragonabile alle Valles Marineris di Marte o ad Ithaca Chasma su Teti (un satellite di Saturno).
Titania è composta per circa il 50% di ghiaccio d’acqua, per il 30% di silicati e per il 20% di composti organici del metano.
Le uniche immagini ravvicinate di Titania sinora disponibili provengono dalla sonda Voyager 2, che ha fotografato la superficie del satellite nel corso del suo fly-by del sistema di Urano, nel gennaio 1986. In quel periodo l’emisfero meridionale del satellite era rivolto verso il Sole.
La sonda spaziale Voyager 2 è stata una delle prime esploratrici del sistema solare esterno. Fu lanciata il 20 agosto 1977 dalla NASA da Cape Canaveral, a bordo di un razzo Titan-Centaur, poco prima della sua sonda sorella, la Voyager 1, in un’orbita che l’avrebbe portata più tardi a visitare i pianeti. Le due sonde Voyager sono identiche.
L’orbita in cui fu immessa la sonda la portò a sfiorare i due pianeti giganti, Giove e Saturno. Durante il viaggio, i tecnici si resero conto che potevano sfruttare un allineamento planetario piuttosto raro per far proseguire la sonda verso Urano e Nettuno. Dalla Voyager 2 vengono la maggior parte delle informazioni che abbiamo su questi due pianeti.
Da allora la sonda prosegue indisturbata verso l’esterno del Sistema Solare. La Voyager 2 ha visitato quattro pianeti: Giove, Saturno, Urano e Nettuno.
Passando accanto ai primi due, la Voyager 2 integrò le immagini e gli studi fatti dalla Voyager 1. I passaggi vicino a Urano e Nettuno furono invece i primi (e a tutt’oggi gli unici) incontri ravvicinati con questi due pianeti. Da allora la sonda si sta allontanando dal Sole seppure a velocità più bassa rispetto alla Voyager 1.
La Voyager 2 è ancora funzionante ed è attualmente il terzo oggetto artificiale più distante dalla Terra, dopo la sonda Voyager 1 e Pioneer 10, la Voyager 2 non sorpasserà mai la prima, mentre sorpasserà la seconda nel 2022 (non considerando il diverso progressivo leggero rallentamento delle due sonde).
Il 10 dicembre 2011 la Voyager 2 si trovava nell’eliosheath alla distanza di 97,135 UA[4] (equivalenti a 13,464 ore luce o 14,531 miliardi di km) dal Sole.
La sonda si sta allontanando dal Sole alla velocità di 15,450 km/s, pari a 3,259 UA all’anno; la sua velocità è in leggerissimo rallentamento.
La Voyager 2 è alimentata da una batteria RTG che le permetterà di funzionare, seppure in modo limitato, fino al 2025.
Tuttavia nel 2025 la comunicazione con la sonda sarà molto improbabile, perché il giroscopio, che permette di tenere orientata l’antenna verso la Terra, smetterà di funzionare nel 2015 quando è previsto che la sonda si trovi a una distanza dal Sole compresa tra 106 e 110 UA.
Secondo le previsioni la Voyager 2 dovrebbe raggiungere e analizzare l’eliopausa pochi anni dopo la Voyager 1 (quest’ultima ha raggiunto l’eliopausa nel 2010, successivamente potrebbe raggiungere e analizzare anche lo spazio interstellare e l’ipotetico muro d’idrogeno (situato tra l’eliopausa e il bow shock), però sarà impossibile che la sonda sia ancora funzionante quando raggiungerà il bow shock situato a circa 230 UA dal Sole nel 2052, se mantenesse l’attuale velocità costante, in realtà occorrerà più tempo a causa del progressivo leggero rallentamento della sonda.
Tra circa 296.000 anni passerà a circa 4,3 anni luce dalla stella Sirio, distante da noi 8,6 anni luce.
Come il Voyager 1, anche Voyager 2 porta con sé un disco registrato d’oro (il cosiddetto Voyager Golden Record) che contiene immagini e suoni della Terra, assieme a qualche istruzione su come suonarlo, nel caso qualcuno lo trovasse. I contenuti della registrazione furono selezionati da un comitato presieduto da Carl Sagan.

La stella 34 Tauri? Nooo io sono Urano!

Il sito del Circolo Astrofili di Talmassons, da 15 anni su Internet, è veramente molto interessante (bellissime le foto!) e vale la pena di essere consultato. Questo articolo si Urano (pianeta di cui non si parla molto spesso) è stato ripreso da questo sito (www.castfvg.it). Visitatelo, ve lo consiglio.
Una Stella per Amica

Urano, settimo pianeta del Sistema Solare per distanza dal Sole, non era noto nei tempi antichi, ma venne scoperto casualmente al telescopio da William Herschel, il 13 marzo 1781 durante una ricerca di stelle doppie. Esso venne sempre scambiato per una semplice stella, al punto che nel 1690 John Flamsteed lo catalogò come la stella 34 Tauri! Herschel lo chiamò “the Georgium Sidus” (il Pianeta di Giorgio) in onore del suo protettore, Re Giogio III d’Inghilterra (King George III of England); altri in seguito lo designarono “Herschel”. Il nome Urano (Uranus in latino) fu proposto per la prima volta dall’astronomo Bode in conformità con gli altri nomi dei pianeti, rispettando la designazione classica che si rifà alla mitologia, ma il suo nome non venne usato frequentemente sino al 1850. Nella mitologia greca Urano era marito di Gaia, mentre Crono era suo figlio e Giove suo nipote. Esso è stato visitato dalla sonda spaziale, il Voyager 2, il 24 gennaio 1986; gran parte delle conoscenze fisico-chimiche sul pianeta le sappiamo grazie a questa missione e, solamente negli ultimi anni, il Telescopio Spaziale Hubble e i grandi telescopi a Terra hanno iniziato a studiarlo abbastanza sistematicamente, come il suo “fratello” Nettuno.
Viste le sue dimensioni fa parte anch’esso dei pianeti giganti e presenta diverse analogie con Giove, Saturno e Nettuno. Urano ha un’albedo pari a 0,56, dista dal Sole poco più di 19,1 Unità Astronomiche (pari a circa 2 miliardi e 870 milioni di Km), compie una rivoluzione in 84,01 anni. Ha inoltre un raggio equatoriale di circa 25.000 km e una massa pari a 87.000 miliardi di miliardi di tonnellate circa 14 volte e mezzo quella della Terra. E’ composto principalmente da roccia e vari tipi di ghiaccio (però in misura minore), quindi presenta una densità media piuttosto bassa. Sia Urano che Nettuno hanno una parte centrale (core) abbastanza simile a quelle di Giove e Saturno, eccetto per la parte dell’inviluppo d’idrogeno metallico liquido che circonda il nucleo vero e proprio e del fatto che il materiale sia distribuito in maniera più o meno uniforme. L’orbita di Urano ha un’eccentricità di 0,0461 ed è inclinata di soli 0,77 gradi sul piano dell’eclittica, con un’importante particolarità: il suo asse di rotazione, a differenza di quello di tutti gli altri pianeti, giace quasi esattamente nel piano della sua orbita (l’inclinazione è di circa novantotto gradi). Questo fatto comporta un’importante conseguenza: quando nel percorrere l’orbita l’asse viene a trovarsi diretto verso il Sole, una zona polare è sempre illuminata e l’altra sempre oscura, con ciò interrompendo il consueto ciclo giorno-notte. Le regioni polari ricevono, a causa di questa particolarità, una quantità di radiazione maggiore delle zone equatoriali. Nessun altro pianeta del Sistema Solare presenta questa caratteristica: essa potrebbe essere dovuta a una collisione molto violenta con un altro corpo di grandi dimensioni, in epoche molto remote poco dopo la formazione del Sistema Solare. Il pianeta possiede un’atmosfera, composta per l’83% di idrogeno, per il 15% di elio e per il 2% di metano, con tracce di acetilene ed altri idrocarburi; anche qui sono presenti sistemi di nubi simili a quelle di Giove e Saturno, spinti da forti venti e confinate in bande orizzontali; tuttavia l’intensità delle correnti è meno intensa. I venti soffiano con velocità comprese tra 140 e 570 Km/h. Il colore azzurro di questo pianeta gli deriva dal metano presente nell’alta atmosfera, il quale assorbe la luce rossa e riflette quella azzurra. Urano, come Giove e Saturno è circondato da un sistema di ben 11 anelli, molto tenui e meno estesi di quelli di Saturno. La scoperta del sistema d’anelli del pianeta venne effettuata nel 1977 da un team d’astronomi che stava seguendo l’occultazione di una stella da parte del pianeta. Accortisi che la curva fotometrica della stella aveva avuto due avvallamenti simmetrici prima e dopo l’occultazione vera e propria da parte del pianeta, avevano subito capito che ci doveva essere un sistema d’anelli attorno a Urano. Analizzando più in dettaglio la curva fotometrica si notò che la diminuzione dei fotoni non era regolare, ma saliva e scendeva, denotando un sistema ad addensamenti multipli (cioé a più anelli circondanti il pianeta). Essi hanno un’albedo pari a solo 0,03, sono composti di grani di polvere abbastanza fini e di corpi più grossi, con dimensioni fino a 10 metri Anche Urano possiede un campo magnetico ma, rispetto a quello degli altri pianeti, è molto particolare: infatti non è centrato sul nucleo del pianeta ed è inclinato di quasi 60 gradi rispetto al suo asse di rotazione. La sua origine è ignota: si pensava che fosse da attribuire ad uno strato liquido conduttore compreso tra un ipotetico nucleo roccioso e l’atmosfera. Tuttavia, come Nettuno, non possiede lo strato di idrogeno liquido di Giove e Saturno e, anche se la sua struttura interna è ancora per lo più ignota, sembra che sia differente da quella dei primi due pianeti giganti.
Esso contiene comunque, quasi certamente, un nucleo roccioso. Il pianeta ha un complesso sistema di satelliti, del quale i cinque principali sono: Ariel, Umbriel, Titania, Oberon e Miranda. Questi corpi sono primevi, cioè contemporanei per formazione al pianeta, mentre gli altri 16 sono probabilmente corpi acquisiti in un secondo tempo, per cattura gravitazionale. Dieci di essi vennero scoperti dal Voyager 2 nel 1986 (Cordelia, Ophelia, Bianca, Cressida, Desdemona, Juliet, Portia, Rosalind, Belinda e Puck), mentre Caliban e Sycorax vennero scoperti nel 1997. Altri quattro se ne sono aggiunti dopo che osservazioni da terra ne hanno individuato la presenza. Al contrario degli altri corpi del Sistema Solare, i satelliti di Urano non hanno i nomi presi dalla mitologia greca o romana, ma da opere di Shakespeare e Pope. Miranda – con solo 472 km di diametro – è il più piccolo (e il più vicino) fra i cinque maggiori satelliti di Urano. E’ anche l’oggetto del sistema di Urano al quale il Voyager 2 passò più vicino, a solamente 30.000 km di distanza.
La sua struttura geologica è particolarmente bizzarra e interessante: il particolare più evidente è una grande e luminosa area a forma di 7 il cui processo di formazione è sconosciuto.
Il terreno corrugato, e la zona circostante di forma trapezoidale più scura, hanno relativamente pochi crateri da impatto, quindi devono essersi formati successivamente alla prima era, quella del bombardamento dei planetesimi originari. Il terreno più fortemente craterizzato è invece più antico.
Un’ipotesi possibile è che Miranda si sia riaggregato dopo un catastrofico impatto, tale da aver letteralmente frantumato il satellite. Nel 2003 furono scoperti altri due satelliti, S/2003 U1 e S/2003 U2, con un diametro compreso fra i 12 e i 16 km, con la seconda luna leggermente più grande. Esse sono così poco luminose da essere sfuggite ai sensori del Voyager 2, capace di scoprire una pletora di ben dieci satelliti nel 1985-86. Essi sono i primi due satelliti del sistema di Urano scoperti dalla Terra in cinquant’anni (dal lontano 16 febbraio 1948), quando Gerard P. Kuiper scoprì Miranda, uno dei satelliti maggiori collocato a 130.000 km dal centro del pianeta. In realtà la scoperta non venne fatta da un telescopio a terra, ma dall’Hubble Space Telescope il 25 agosto 2003.

I satelliti di Urano

I principali satelliti di Urano sono cinque. Le dimensioni sono simili a quelle dei satelliti di Saturno, con l’eccezione di Titano, ma hanno densità superiori e questo ci dice che la loro composizione è diversa in quanto contengono maggiori quantità di materiali rocciosi.
Il più piccolo di questi satelliti è Miranda, scoperto nel 1948 dall’astronomo americano G. Kuiper. Ha un diametro di circa 470 chilometri ed orbita intorno al pianeta ad una distanza di 129.390 chilometri. La sua temperatura superficiale è di – 190°C. La superficie di Miranda è veramente stupefacente presentando diversi tipi di terreno contrastanti. Vi si osservano pianure ondulate ricche di crateri e zone di forma trapezoidale oppure ovoidale, striate di fasce parallele come dei campi da corsa. Sono visibili formazioni giovani sovrapposte a formazioni antiche e viceversa il che fa pensare che intere regioni esterne siano migrate verso l’interno e che regioni dall’interno siano affiorate in superficie. Si notano catene di montagne, terreni caotici ricoperti da crateri, colate di acqua ghiacciata, gigantesche spaccature della crosta, scarpate impressionanti che raggiungono profondità di 20.000 metri e fosse spettacolari profonde fino a 15.000 metri.
Il satellite è un condensato di tutte le bizzarrie di natura geologica incontrate su altri piccoli corpi del Sistema Solare. Come mai un corpo così piccolo contiene una varietà così grande e stupefacente di strutture geologiche di età e natura contrastanti? L’unico modo per spiegarlo è supporre che l’astro originario sia stato più volte frantumato e che i pezzi si siano successivamente aggregati per auto-gravitazione, ridando vita al satellite.
Ariel fu scoperto dall’astronomo inglese William Lassell nel 1851 e dista da Urano 191.000 chilometri. Ariel ha un diametro di 1170 chilometri. Ha una densità molto alta indice di una composizione di ghiacci d’acqua, metano e ammoniaca, misti a buone quantità di rocce. Il paesaggio è molto vario, cosparso di crateri, con un intreccio complicato di valli, di faglie scoscese, di lunghi canali sinuosi che tagliano grandi pianure particolarmente lisce. Queste strutture sono un chiaro indice di un’attività tettonica, presente sul satellite anche in epoche non troppo lontane.
William Lassell ha scoperto nel 1851 anche il satellite Umbriel che dista da Urano 266.000 chilometri. Ha un diametro di 1190 chilometri. La sua densità è di poco inferiore a quella di Ariel. Umbriel è il satellite più scuro di Urano: la sua superficie è la stessa che aveva circa 4,5 miliardi di anni fa, quando si è formato.
Scoperto da William Herschel nel 1787, Titania è il più grande satellite di Urano. Ha un diametro di 1600 chilometri e dista dal pianeta 436.300 chilometri. Ha la più alta densità fra tutti e cinque i satelliti, pertanto ha una composizione prevalentemente di ghiaccio con una buona quantità di materiali rocciosi.
Scoperto contemporaneamente a Titania da Herschel nel 1787, Oberon è il più esterno dei grandi satelliti di Urano da cui dista 583.500 chilometri. Ha un diametro di 1550 chilometri ed una densità indicante una composizione di ghiacci miste a rocce. Oberon ha una superficie scura disseminata di crateri da impatto che testimoniano la sua antica età.
Da: Francesco Biafore “In viaggio nel Sistema Solare” Orione pag. 122-125

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