Urano

Urano, il settimo pianeta del sistema solare in ordine di distanza dal Sole, il terzo in ordine di grandezza, ma il quarto per massa. Rispetto a Giove e Saturno, giganti gassosi maggiori, si differenzia insieme a Nettuno in quanto, oltre alla presenza abbondante di idrogeno ed elio, l'atmosfera contiene una proporzione elevata di "ghiacci", come l'acqua, l'ammoniaca e il metano, inoltre tracce di idrocarburi.
Quella di Urano è anche l'atmosfera più fredda del sistema solare, con una temperatura minima che può scendere fino a -224 °C. Possiede una complessa struttura di nubi ben stratificata, in cui si pensa che l'acqua si trovi negli strati inferiori e il metano in quelli più in quota. L'interno del pianeta al contrario sarebbe composto principalmente di ghiacci e rocce, mentre piuttosto che di idrogeno liquido.
Una delle caratteristiche più insolite del pianeta è l'orientamento del suo asse di rotazione. Tutti gli altri pianeti hanno il proprio asse quasi perpendicolare al piano dell'orbita, mentre quello di Urano è quasi parallelo, come se fosse adagiato su un fianco. Ruota quindi esponendo al Sole uno dei suoi poli per metà del periodo di rivoluzione, alternando 42 anni di luce ed altrettanti di buio. Inoltre, poiché l'asse è inclinato, anche se di poco, oltre 90°, la rotazione è tecnicamente retrograda: Urano, come Venere, ruota nel verso opposto rispetto a quello di tutti gli altri pianeti del sistema solare in 17 ore e 14 minuti, mentre a circa 60 gradi sud, l'atmosfera visibile ruota molto più velocemente del pianeta, completando una rotazione in meno di 14 ore. Il periodo della sua rivoluzione attorno al Sole è di circa 84 anni terrestri con un'orbita sovrapponibile all'eclittica (ha una inclinazione di 0,7°).
Non è chiara la ragione dell'insolita inclinazione dell'asse di rotazione, 97,77°, in quanto l'ipotesi di un impatto con un corpo celeste di grande massa, non spiegherebbe come mai anche le lune principali hanno un'orbita inclinata di circa 98° rispetto al piano dell'eclittica dei pianeti.
Un'immagine composita infrarossa dei due emisferi di Urano ottenuta con l'ottica adattiva Keck Telescope nel 2004 mostra un pianeta di colore azzurro/verde mare.
Come gli altri pianeti giganti, Urano possiede un sistema di anelli planetari, una magnetosfera e numerosi satelliti. Nel 1986 la sonda Voyager 2 mostrò Urano come un pianeta senza alcun segno distintivo sulla sua superficie, senza le bande e tempeste tipiche degli altri giganti gassosi. Tuttavia, osservazioni successive condotte dalla Terra hanno mostrato cambiamenti legati alle stagioni e un aumento dell'attività climatica quando il pianeta si avvicina all'equinozio.
L'unica sonda che ha esplorato Urano è stata la Voyager 2, a causa della enorme distanza che ci separa e per la necessità di complesse sonde ad alimentazione endogena, non potendo contare su pannelli fotovoltaici. La sonda Voyager 2 raggiunse il massimo avvicinamento al pianeta il 24 gennaio 1986, a una distanza di circa 81.500 km. Non riscontrò fasce parallele e neppure nubi, fino a quando, dopo un trattamento filtrato delle immagini apparvero sia le nubi sia le altre formazioni.
La sonda scoprì anche nuove lune, trasmise immagini degli anelli e documentò attività geologica sulle lune maggiori.

Struttura

Urano è composto da un nucleo roccioso (silicati, ferro, nichel) al centro con una massa di appena 0,55 quella terrestree un raggio inferiore al 20% del raggio totale, da un mantello ghiacciato nel mezzo che costituisce la parte più consistente, pari a 13,4 masse terrestri e uno strato gassoso composto da idrogeno ed elio all'esterno, di massa pari a mezza massa terrestre. La densità del nucleo di Urano è di circa 9 g/cm³, con una pressione al centro di 8 milioni di bar e una temperatura di circa 4.700 °C. Il mantello non è costituito da ghiaccio nel senso convenzionale del termine, bensì da un fluido contenente acqua, ammoniaca e altre sostanze volatili.
La massa di Urano complessiva è quindi circa 14,5 volte quella della Terra, ma con una densità di 1,27 g/cm³ Urano, superiore solo a quella di Saturno, risulta il meno massiccio dei pianeti giganti, nonostante sia leggermente più grande di Nettuno. Questo indica che Urano è composto principalmente di acqua, ammoniaca e metano congelati.
Urano non possiede una crosta solida, ma il gas atmosferico diventa sempre più denso procedendo verso l'interno dove diventa liquido. Per convenzione si considera la superficie del corpo il punto dove la pressione atmosferica è pari a 1 atmosfera terrestre per cui il raggio equatoriale e il raggio polare di Urano risultano pari rispettivamente a circa 25.560 ± 4 e 24.970 km risultando una sfera schiacciata ai poli.
Per la relativamente bassa pressione Urano (come Nettuno) non presenta un mantello di idrogeno metallico liquido come Giove e Saturno. Il nucleo roccioso di Urano è relativamente poco massiccio e gli attriti ed i moti convettivi prodotti dalla rotazione su asse orizzontale fanno si che poco calore salga in superficie, per cui il calore irradiato da Urano è poco al di sopra dell'energia solare assorbita dalla sua atmosfera e questo lo rende il pianeta più freddo del sistema solare (-224 °C), nel contempo gli scarsi scambi termici fra gli strati più profondi e quelli superficiali di Urano potrebbero essere alla base delle modeste perturbazioni atmosferiche di questo pianeta.

Atmosfera e clima

Osservazione

In buone condizioni di cielo, e quando si conosce la sua posizione, Urano è appena visibile ad occhio nudo come una stella di magnitudine 5,5-6. All'opposizione, che si verifica ogni anno e 4 giorni, con un ingrandimento di 500 volte assume le dimensioni angolari della Luna. Alla luce visibile Urano non mostra particolarità della sua superficie anche con i più potenti telescopi. Immagini riprese all'infrarosso evidenziano invece bande e vortici di temeperatura (e quindi di colore apparente) distinti. Pur essendo stato visto fin dall'antichità fu sempre scambiato per una stella in quanto i suoi spostamenti rispetto alle stelle "fisse" sono estremamente lenti. Lo stesso Herschel lo scambiò inizialmente per una cometa e solo successivamente lo identificò con un pianeta più lontano di Saturno.

Anelli e satelliti

Urano è circondato da 13 anelli sottili appena percettibili e da 27 satelliti, di cui 18 regolari e 9 irregolari. A differenza dei nomi dei satelliti del sistema solare, derivati dalla mitologia greco-romana, a quelli di Urano è stato dato il nome di uno dei personaggi delle opere di William Shakespeare e di Alexander Pope.
Le orbite dei satelliti regolari di Urano sono pressoché circolari e giacciono entro pochi decimi di grado dal piano equatoriale di Urano, per cui le loro orbite sono quasi perpendicolari al piano orbitale dei pianeti del Sistema Solare. Questo fatto, associato alla relativa vicinanza delle lune ad Urano e fra di loro ed al particolare campo magnetico (solo 1/3 di quello terrestre) e gravitazionale di Urano, determinano interferenze orbitarie dei satelliti.
Si ritiene che i satelliti si siano formati da un disco di gas e polvere formatosi attorno a Urano per qualche tempo dopo a seguito del tremendo impatto che molto probabilmente ha dato al pianeta la sua inclinazione estrema. Gli anelli sono troppo deboli per essere osservati con strumenti amatoriali e furono scoperti nel 1977 da un aereo/osservatorio per analizzare l'occultazione di una stella da parte di Urano. L'osservazione fu poi integrata dalla sonda spaziale Voyager 2 che portò il numero di anelli a 11, finchè il telescopio spaziale Hubble fotografò due nuovi anelli esterni nel 2005, con un diametro due volte più grande degli anelli precedentemente conosciuti, tanto da costituire il "secondo sistema di anelli" di Urano. l'Osservatorio Keck ha rivelato che il più esterno è blu mentre l'altro è rosso. Quello pù esterno appare costituito da particelle rilasciate dalla superficie di Mab. L'anello Epsilon, l'ultimo degli anelli interni è accompagnato dai satelliti "pastori" Cordelia e Ophelia.

Oberon

Orbita intorno a Urano a una distanza media di 584.000 km essendo il più lontano dei cinque satelliti principali del pianeta. È in rotazione sincrona, con un periodo orbitale e di rivoluzione di circa 13,5 giorni. Oberon è per dimensioni il secondo satellite di Urano, dopo Titania, con una densità di 1,63 g/cm³.
Osservazioni spettroscopiche hanno confermato la presenza di cristalli di ghiaccio sulla superficie del satellite.
La sua superficie è ghiacciata e ricoperta da crateri e non mostra tracce evidenti di attività tettonica.
Oberon è il secondo satellite più scuro di Urano dopo Umbriel. La sua superficie è generalmente rossastra. La superficie di Oberon è la più craterizzata tra tutti i satelliti di Urano, alcuni crateri hanno un diametro superiori a 200 km, come Amleto (206 km).
Le uniche immagini ravvicinate di Oberon sinora disponibili provengono dalla sonda Voyager 2, che ha fotografato la superficie del satellite nel corso del suo fly-by del sistema di Urano, il 24 gennaio 1986. L'immagine mostra diversi grandi crateri da impatto nella superficie ghiacciata di Oberon circondati da raggi luminosi. Abbastanza prominente vicino al centro del disco di Oberon è un grande cratere con un picco centrale chiaro, messo in evidenza dal fondo coperto da materiale molto scuro. L'altra caratteristica topografica sorprendente è una grande montagna, alta circa 6 km, che sporge dal bordo in basso a sinistra.

Titania

Titania è la luna più grande di Urano, con una densità di 1,71 g/cm³, molto superiore alla densità media dei satelliti di Saturno, ad indicare una composizione di ghiaccio d'acqua e di roccia e materiale carbonioso. A parte l'acqua, l'unico altro composto identificato sulla superficie di Titania mediante spettroscopia infrarossa è l'anidride carbonica (CO2), di origine non chiara, ma potrebbe indicare la presenza di una tenue atmosfera. La sua superficie è per lo più rossastra, più chiara rispetto a quella di Oberon.
La superficie di Titania è meno craterizzata di quelle di Oberon e di Umbriel. Il diametro dei crateri varia da pochi chilometri a 326 km per il cratere Gertrude. Alcuni crateri (ad esempio, Ursula e Jessica) sono circondati da materiale espulso (ejecta) luminoso, raggiere di ghiaccio relativamente fresco. Tutti i grandi crateri di Titania presentano fondi piatti e picchi centrali, a parte Ursula che ha un pozzo al centro. Il più importante tra i canyon di Titania è Messina Chasmata, che si estende per circa 1.500 chilometri dall'equatore fin quasi al polo sud.
La geologia di Titania è stata influenzata da due forze concorrenti: la formazione di crateri da impatto e la ripavimentazione endogena. I processi endogeni più recenti sono stati soprattutto di natura tettonica e hanno causato la formazione dei canyon, che sono in realtà crepe giganti della crosta di ghiaccio. La rottura della crosta è stata causata dall'espansione globale di Titania del 0,7% circa.

Umbriel

Umbriel è caratterizzata dalla superficie più scura fra tutti i satelliti di Urano ed ha una densità di 1,4 g/cm³. La superficie del satellite è pesantemente craterizzata, ma è priva della raggiera luminosa che si diparte solitamente dai crateri. Umbriel è, fra i cinque satelliti naturali maggiori di Urano, quello che mostra un'attività geologica meno pronunciata.
Il satellite si compone principalmente di ghiaccio d'acqua, e per il resto di silicati e ghiaccio di metano (la maggior parte di quest'ultimo si trova sulla superficie). Il cratere prominente sul terminatore è di circa 110 km di diametro e ha un picco centrale luminoso. In alto, sull'equatore della luna, è stata ripresa l'immagine più brillante a forma di anello del diametro di circa 140 km, nota con il nome di cratere Wunda, verosimilmente un deposito di ghiaccio a coprire un cratere da impatto.

Ariel

Ariel è la più luminosa e la quarta in ordine di grandezza delle 27 lune conosciute di Urano. Gran parte della conoscenza dettagliata di Ariel deriva da un unico sorvolo di Urano effettuato dalla sonda Voyager 2 nel 1986, che è riuscita a riprendere l'immagine di circa il 35% della superficie della luna.
La sua densità di 1,67 g/cm³ indica una composizione mista di ghiaccio e materiale roccioso più o meno in parti uguali. Ariel ha una superficie complessa composta da un ampio terreno craterizzato attraversato da un sistema di scarpate di faglia, canyon e creste. La superficie mostra segni di attività geologica più recente rispetto ad altre lune di Urano, molto probabilmente a causa delle forze di marea legate alla sua vicinanza ad Urano. Anche Ariel, come tutte le lune di Urano, ha una rotazione sincrona ed orbitando alla distanza di circa 190.000 km si trova completamente all'interno della magnetosfera di Urano e viene colpito da plasma magnetosferico co-rotante con il pianeta all'emisfero che si trova dalla parte opposta rispetto alla direzione dell'orbita con imbrunimento della superficie e cattura delle particelle cariche della magnetosfera.
Attualmente Ariel non appare in risonanza orbitale con altri satelliti di Urano, ma in passato potrebbe essere stato in risonanza 5:3 con Miranda e prima ancora 4:1 con Titania che, assieme all'attrito mareale di Urano potrebbe essere in parte responsabile di un antico riscaldamento delle parti interne della luna.
A parte l'acqua, l'unico altro composto identificato sulla superficie di Ariel dalla spettroscopia infrarossa è il biossido di carbonio (CO2). Ariel è il più luminoso dei satelliti di Urano.
La superficie di Ariel mostra all'osservazione crateri da impatto, canyon, scarpate, creste e depressioni. La superficie di Ariel sembra essere stata modellata da un processo tettonico associato a criovulcanesimo, ovvero all'eruttazione di un magma costituito da una soluzione di acqua ed ammoniaca semicongelata (il punto di fusione dell'ammoniaca acquosa è -103°C).

Miranda

Trovandosi ad una distanza di circa 130.000 km da Urano, Miranda è il più vicino al pianeta tra i suoi principali satelliti. L'orbita è significativamente inclinata rispetto al piano orbitale di Urano forse in conseguenza di risonanze orbitali 3: 1 con Umbriel e 5: 3 con Ariel avute in passato, da cui poi sarebbe sfuggita.
Le immagini ravvicinate di Miranda provengono dalla sonda spaziale Voyager 2, quando ha dovuto avvicinarsi al limite massimo ad Urano, per avere la spinta sufficiente per proseguire il suo viaggio verso Nettuno. È stato fotografato soltanto l'emisfero meridionale della luna, illuminato dalla luce solare durante il passaggio a circa 35.000 km, molto più vicino rispetto alle altre lune. Le immagini riprese rivelano una passata attività geologica nettamente superiore a quella che ha interessato le altre lune del pianeta.
Con una densità di 1,2 g/cm³ e il meno denso dei principali satelliti di Urano. La superficie sembra essere composta da ghiaccio d'acqua mista a composti di silicati e carbonati, con presenza anche di ammoniaca (3%), vi si possono distinguere tre tipi di superficie: (1) un terreno apparentemente antico e craterizzato costituito da dolci colline sommerse e crateri ormai erosi di medie dimensioni, le regiones chiamate "Mantova", "Efeso", "Sicilia" e "Dunsinane"; (2) un terreno scanalato con valli lineari e creste sviluppate a scapito o in sostituzione del primo tipo di terreno (corona Inverness, Arden, Elsinore, ), (3) un terreno complesso visto lungo il terminatore, in cui creste e depressioni (graben) curvilinee sono intersecati e bruscamente troncate. Proprio sul terminatore si osserva un punto in cui una faglia è sprofondata e delimitata da due scarpate ripide, fino a 20 km di altezza (rupe Verona, rupe Argier), di collegamento a due pianori montuosi.
La presenza delle coronae potrebbe essere la testimonianza di un movimento di convezione termica con risalita in superficie di materiale più caldo dall'interno della luna (criovulcanismo) e che giustificherebbe una differenziazione parziale di Miranda, ovvero un nucleo di silicati di circa 100 km e un mantello di ghiacci di 135 km che vanno o sono andati incontro a parziale fusione per le forze mareali generate da Urano. Le possibili variazioni di densità locale dell'interno della luna potrebbe essere una causa dello spostamento dell'asse di rotazione di Miranda, che è uno dei pochi corpi celesti del sistema solare che presentano una circonferenza all'equatore di lunghezza inferiore rispetto alla circonferenza polare.
Dalla superficie di Miranda il pianeta Urano risulterebbe 40 volte più grande della nostra Luna piena vista dalla Terra.

I satelliti irregolari

I satelliti irregolari noti sono nove: Francisco, Calibano, Stefano, Trinculo, Sicorace, Margherita, Prospero, Setebos e Ferdinando. Si ritiene che si tratti di asteroidi o comete catturate durante un loro transito in prossimità di Urano e presentano orbite di maggiori dimensioni, più eccentriche e inclinate rispetto al piano equatoriale di Urano. Esclusa Margherita, tutti hanno un moto retrogrado di rivoluzione ed una inclinazione sul piano di Laplace fra i 140 ed i 170° e costituiscono il gruppo di Sicorace.
Margherita, la cui orbita ha un raggio medio di circa 14,3 milioni di km ha rotazione prograda e una inclinazione orbitale di solo 57°.