GIOVE

Caratteristiche generali
Dopo il Sole, Giove è il corpo più grande e di massa maggiore del Sistema Solare: raggio=11.2 Rterrestri, massa=317.8 Mterrestri, densità media=1.33 gr/cm3; il diametro di riferimento di Giove è quello misurato tra i punti dell'atmosfera dove la pressione è di 1 bar.
Confronto tra la Terra, fotografata dall'Apollo 11 e Giove fotografato dalla Cassini
Rotazione di Giove, si vede il transito di Io del 10 febbraio 2009 Il pianeta ruota su sè stesso mediamente in 9h 55m 29.685s, ma non essendo un corpo solido è soggetto ad una rotazione differenziale: le regioni polari sono più lente di 5m rispetto alle equatoriali; l'alta velocità di rotazione, 47.051 km/h, provoca il rigonfiamento equatoriale del pianeta, facilmente osservabile anche con un telescopio amatoriale, che porta ad avere una differenza fra il diametro equatoriale e quello polare di 9.275 km.
La rotazione avviene attorno ad un asse inclinato di 3.13o, che precede in 12000 anni; a causa di questa bassa inclinazione non ci sono sul pianeta delle significative variazioni stagionali.
Nel 1610 Galileo, osservando il pianeta al telescopio, scoprì 4 satelliti, gli astri medicei, che diedero una delle prime conferme della teoria copernicana e che con il loro moto hanno permesso di misurare la massa di Giove; oggi, grazie alle missioni Voyager, Cassini e all'Hubble Space Telescope si conoscono più di 60 satelliti, ma il loro numero tende ad aumentare.
Inoltre Giove, come previsto dal Lagrange, ha un numeroso stuolo di asteroidi nei punti lagrangiani L4 ed L5, denominati greci e troiani.
Avvicinamento della soanda Voyager 1 nel 1979; si vede la rotazione differenziale del pianeta

Mappa in proiezione stereografica polare delle zone e delle bande atmosferiche fotografate nel dicembre 2000 dalla sonda Cassini; sono visibili in esse gli effetti delle correnti zonali
Al telescopio
Al telescopio si presenta come un disco giallo sfavillante, dominato da una coloratissima atmosfera solcata da bande chiare, dette zone, e altre scure, dette fasce, caratterizzate rispettivamente da nubi ascendenti calde e nubi discendenti fredde, che si alternano come strisce parallele all'equatore.
Una tale configurazione è il risultato della prevalenza, almeno fino alla latitudine di 60o, di venti diretti verso levante o ponente, ovvero di correnti zonali.
L'uniformità di questo disegno è interrotta dalla cosiddetta Grande macchia rossa scoperta nel 1665 da Cassini e Hook, avente forma ovale di 39000 km di lunghezza per 14000 km di larghezza.
Grazie alle osservazioni infrarosse si è scoperto che che la Grande Macchia Rossa è più fredda delle altre nubi del pianeta, perchè lo strato più alto della macchia si trova 8 km al di sopra degli strati nuvolosi che la circondano. Nel 2010, si è scoperto che la zona più rossa della macchia corrisponde ad un "nucleo" più caldo di 3-4o C della tempesta fredda circostante.
La macchia è delimitata a nord da una corrente atmosferica molto potente che si muove verso ovest, mentre a sud è delimitata da una corrente di modesta entità che si muove verso est e anche se i venti sui lati della macchia soffiano a circa 120 km/s, all'interno di essa le correnti quasi non esistono e sono rari dei flussi di materia in entrata o in uscita.
Foto della Macchia Rossa fatta dal Voyager 1 nel 1979 e animazione delle correnti che la circondano fatta con le foto del 2008 della Cassini
Foto del'Hubble Space Telescope fatta il 23 maggio 2008 della Macchia Rossa e di 2 vortici bianchi; in basso a sinistra c' l'Ovale BA Pare che essa si stia riducendo ad un ritmo di 100 Km all'anno, mentre le variazioni di colore sembrano seguire un ciclo trentennale con passaggi da un rosso mattone acceso ad un rosa verdastro appena percettibile, tale variazione è probabilmente dovuta alla presenza di fosforo rosso o zolfo; non essendo mai scomparsa ha certamente un'età di almeno 350 anni.
L'attrito fra le diverse bande atmosferiche produce dei vortici, degli anticicloni, che all'occhio umano appaiono come macchie ovali di colore bianco. I vortici non appaiono mai nella zona equatoriale, e sono confinati nella zona in cui la velocità del vento aumenta dall'equatore verso i poli.
La loro vita è proporzionale alla loro dimensione e varia da pochi giorni a centinaia di anni: gli anticicloni con diametro di 1000-6000 km vivono 1-3 anni; tali strutture che non scendono molto in profondità, infatti si estendono solo per poche decine di chilometri sotto lo strato nuvoloso visibile.
Dal 1940 in poi sono stati osservati in continuazione tre grandi ovali biancastri, che nel 2000 si sono fusi formando la macchia denominata Ovale BA; dall'agosto 2005 l'Ovale ha iniziato a colorarsi di rosso, meritandosi il nome di Piccola Macchia Rossa. Foto della sonda Galileo fatta l'8 agosto 1997 con i 3 ovali a sinistra, a destra sequenza di foto dell'Hubble che mostra la fusione degli ovali e la nascita dell'OvaleBA

Atmosfera
Grafico ottenuto dai dati del maggio 2008 della sonda atmosferica della Galileo Per esplorare in modo diretto Giove nel 1989 è stata lanciata la sonda Galileo, comprendente un'astronave madre, Orbiter, e un modulo di discesa, Probe, che è stato fatto cadere sul pianeta il 7 dicembre 1995 attaccato a un paracadute: ha attraversato l'atmosfera e raggiunto una pressione di 24x105 Pa (24 volte quella sulla Terra a livello del mare); in quel punto la temperatura era di 100 K (comunque lontani dal punto critico di liquefazione dell'H, che a quella pressione è di 10 K).
Il Probe ha trasmesso dati preziosi, che hanno modificato le nostre conoscenze di Giove. Le dense nubi sono immerse in un'atmosfera costituita da idrogeno molecolare, elio e in minima parte da metano, ammoniaca e acqua. Sono proprio questi ultimi che danno alle nubi il loro colore caratteristico.
Poichè l'accelerazione gravitazionale di Giove è superiore di quella degli altri pianeti giganti gassosi, la sua atmosfera è la più compressa sia negli strati pi interni che in quelli esterni. La temperatura nella termosfera, al livello corrispondente a 0.1 bar, è di circa 100 K.
La tempestosità di Giove è testimoniata dalla presenza di lampi molto intensi fotografati dai Voyager sul lato non illuminato del pianeta che il Probe ha rilevato essere, tuttavia, in numero inferiore a quelli terrestri (da 3 a 10 volte inferiore che sulla Terra).
Lampi fotografati nell'emisfero notturno di Giove dalla sonda Galileo nel 1997
Disegno che mostra come  avvenuto lo scontro e filmati fatti utilizzando quanto fotografato dall'Hubble durante l'impatto e delle onde d'urto prodotte La loro esistenza, unita ai principali elementi costituenti la Grande Macchia Rossa, in seguito ad esperimenti di laboratorio, hanno rilevato la presenza di nitrile, importante costituente degli amminoacidi.
Nel 1994, mentre si avvicinava a Giove, la sonda Galileo ha assistito all'impatto della cometa Shoemaker-Levy 9 sul pianeta.

Struttura interna
Poiché l'abbondanza di elio è poco più della metà di quella della fotosfera solare (rapporto fra il numero di atomi He/H=0.04) si è pensato che l'elio mancante si stia spostando lentamente verso il centro del pianeta aumentando così l'energia irradiata da Giove (circa 2 volte e mezza quella ricevuta dal Sole).
Questo eccesso di energia emessa potrebbe anche essere il prodotto residuo del riscaldamento a causa del collasso gravitazionale, avvenuto durante il primo stadio della sua formazione.
Se Giove avesse avuto una massa circa 13 volte maggiore, la temperatura prodotta in seguito alla contrazione subita sarebbe stata sufficiente a innescare un processo di fusione nucleare, dando origine ad una nana bruna.
L'interno di Giove ha una triplice struttura: un nucleo roccioso, che potrebbe essere servito nella fase iniziale della formazione del pianeta come un nucleo di condensazione, circondato da uno strato di idrogeno metallico liquido e da uno strato di idrogeno molecolare liquido.
Infatti dai dati della sonda Galileo si è stimato che sotto l'atmosfera, a 14.000 km dalla sommità delle nubi, dove la pressione supera 2x1011 Pa, avvenga una transizione nell'oceano di idrogeno molecolare ed elio atomico liquidi, a causa della quale i legami molecolari e atomici si rompono. Gli elettroni formano un gas immerso in protoni e atomi di elio, generando un liquido conduttore di corrente e opaco alla radiazione, simile ad un metallo fuso che è stato chiamato idrogeno metallico liquido.
Disegno che mostra la struttura interna di Giove

Campo magnetico
Disegno della magnetosfera gioviana e del toroide di Io, in rosso Giove esercita potenti forze magnetiche su una vasta regione dello spazio circostante. La sua magnetosfera è così estesa che, se fosse visibile, apparirebbe nel cielo più grande della Luna piena.
Si ritiene che l'intenso campo magnetico (pari a 4 Gauss all'equatore), la cui causa sembrano essere i moti convettivi all'interno dello strato di idrogeno metallico, faccia da barriera alle particelle cariche del vento solare e le costringa a deviare per evitare l'invisibile ostacolo.
Sul suo bordo anteriore, volto verso il Sole, si forma un'onda d'urto; dalla parte opposta il campo magnetico interplanetario trasportato dal vento solare si fonde con quello di Giove, formando una lunga e turbolenta "coda magnetica", che si estende fino a intersecare l'orbita di Saturno.
All'interno della magnetosfera le particelle cariche ivi intrappolate formano delle intense letali fasce di radiazioni, pericolose perfino per l'incolumità dei circuiti elettronici delle sonde che vi si sono avventurate.
Tali particelle non sembrano provenire dal vento solare, bensì dalle emissioni vulcaniche del satellite Io che, come gli altri satelliti galileiani, si muove all'interno della magnetosfera; inoltre sembra che siano le responsabili della costante presenza ai poli del pianeta delle aurore.
Foto di un'aurora polare di Giove Disegno che mostra lo spazio attorno a Giove

Mosaico di foto scattate dalla sonda Galileo mentre si trovava nel cono d'ombra del pianeta
Anelli
All'interno dell'orbita di Io, le sonde Voyager hanno scoperto deboli anelli di polvere, a soli 50.000 km sopra le nubi del pianeta, dei quali i più interni sono entro il suo limite di Roche. Essi sono costituiti da tre componenti dall'aspetto diverso: l'anello di alone, l'anello principale e gli anelli Gossamer.
L'anello di alone, o diffuso, è il più interno e spesso: del materiale è stato trovato 10.000 km al di sopra del suo piano. Si estende da 100.000 km a 122.500 km dal centro del pianeta, la sua densità diminuisce allontanandosi dal pianeta e non mostra una struttura interna chiara: è un denso toroide di particelle.
L'anello principale è eccezionalmente sottile, solo 6330 km con una massa complessiva di 107109 kg, ma è il più brillante. Si estende da 122.500 km a 129.000 km dal centro del pianeta ed è costituito dalle polveri espulse dai satelliti Metis e Adrastea, che sono i suoi satelliti pastore.
Disegno che mostra la struttura del sistema di anelli di Giove
Immagine del 1994 di Giove e dei suoi anelli dell'Infrared Telescop delle Hawaii Gli anelli Gossamer, cioè garza, sono due deboli fasce esterne che prendono il nome dai satelliti che li hanno originati e che li delimitano esternamente: anello Gossamer interno, o di Amaltea, e anello Gossamer estrerno, o di Tebe; alcuni ritengono che tali anelli potrebbero essere il residuo di una antica popolazione di piccoli oggetti prossimi a Giove, distrutti dalle reciproche collisioni e dalle forze mareali gioviane.
Maggiori dettagli sugli anelli di Giove possono essere trovati nel contributo in power point di Alice Nava "Gli anelli dei pianeti".

 

Tabella riassuntiva sul Sistema Solare

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© Loretta Solmi, 2011