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L'Unità Astronomica - prima parte
L'Unità Astronomica - prima parte

Preambolo

 La definizione la sanno tutti, si trova in tutti i libri scolastici e gli articoli divulgativi, quindi si dà per scontato che sia giusta: l'unità astronomica (ua per noi, au per gli anglofoni e anche per l' Unione Astronomica Internazionale o IAU) è la distanza media tra Sole e Terra. Semplice, no?

 Non proprio! Quella definizione che tutti conoscono è sbagliata, o meglio, è giusta ma solo in prima approssimazione! Però è talmente semplice da venir ricordata facilmente e data per vera. Come al solito, basta essere un pò critici e andare in profondità, interrogandosi sul senso delle parole, per capire quanto possa assere fuorviante quella definizione.  Lasciamo perdere per ora la definizione di "distanza" che, con Einstein, è tutt'altro che banale e deve prendere in considerazione le velocità relative e soprattutto la presenza di campi gravitazionali che distorcono lo spazio. Rimane il problema fondamentale del prendere in considerazione solo "Terra"e "Sole", magari facendo finta che la Terra giri davvero intorno al Sole!

 Chi conosce la fisica classica o si interessa di astronomia (dunque la maggior parte dei lettori di questo articolo), sa che le cose non stanno così... il modello "eliocentrico" è fondamentalmente sbagliato, nel senso che neanche il Sole sta fermo! Questo perchè le leggi di Newton agiscono su tutti i corpi e, per il principio di Azione e Reazione, anche la nostra Stella risente della gravità dei pianeti che le girano intorno e si muove continuamente sotto l'effetto di queste forze, facendo una compessa danza attorno a quello che davvero potremmo considerare un punto fermo, il Baricentro del Sistema Solare (SSB).

 Allora perchè a scuola ci insegnano che i pianeti girano attorno al Sole? Semplicemente perchè, affermando questo, commettiamo un errore molto più piccolo di quello che commettevano i nostri antenati col modello geocentrico! La scienza va per approssimazioni successive e non esistono verità assolute ma solo relative al livello di accuratezza richiesto, oltre che alla profondità delle nostre conoscenze al momento attuale!

 Qualcuno potrebbe dire che il livello di precisione richiesto è tale da poter considerare il Sole fermo al centro del Sistema Solare ma non è sempre così; senza una precisione elevata, le missioni interplanetarie fallirebbero miseramente e, dato che la nostra au è ormai nota con una precisione straordinaria, è bene sapere a cosa si riferisce esattamente quel numero!

 

Un pò di storia...

 Il primo serio tentativo per determinare la distanza Terra-Sole lo fece Aristarco nel terzo secolo aC: basandosi sull'osservazione dell'angolo formato in cielo tra il Sole e la Luna quando quest'ultima era esattamente al primo/ultimo quatro (mezza luna visibile), dedusse che tale distanza doveva essere 18-20 volte la distanza della Luna stessa; quest'ultima distanza era stata stimata anch'essa osservando le eclissi lunari e alla fine, se uniamo questi risultati a quelli quasi contemporanei di Eratostene sulle dimensioni della Terra e alla misura del diametro apparente del Sole, otteniamo una prima stima assoluta, grossolana e fortemente sottostimata, riportata nella tabella sottostante.

 Il valore suggerito da Tolomeo, per quanto approssimativo, fu adottato da astronomi arabi e occidentali fino al rinascimento. Le stime successive, ottenute da grandi astronomi 4 secoli fa, erano ancora troppo piccole rispetto al valore corretto, a causa delle misure approssimative disponibili. Un primo salto di qualità nel lo fecero gli astronomi del diciassettesimo secolo e in particolare Cassini che, sfruttando la misura di parallasse di Marte durante una opposizione, ne stimò la distanza; conoscendo i periodi di rivoluzione di Terra e Marte e quindi il rapporto tra le loro distanze (terza legge di Keplero), fece una stima finalmente ragionevole della distanza media del Sole.

autore anno metodo Valore (milioni di km) errore
Aristarco 270 aC triangolazione Luna-Terra-Sole + eclissi luna 9 -94%
Archimede 250 aC (citazione di Aristaco) 64 -57%
Ipparco 150 aC parallasse solare percepibile (?) 3 -98%
Tolomeo 150 aC parallasse lunare e dimensioni apparenti 7,8 -95%
Copernico 1510   9,5 -94%
Tycho Brahe 1570   8 -95%
Keplero 1600   24 -84%
Wendelin 1635 metodo di Aristasco + telescopio 89 -41%
Horrocks 1639-1662 transito di Venere 89 -41%
Huygens 1659 dimensioni Venere (discutibile) 153 2,3%
Cassini e Richer 1672 parallasse di Marte + terza legge di Keplero 138 -7,5%
Flamsteed 1672 parallasse dinamica di Marte + 3° legge di K. 130 -13%
Eulero 1770 transito di Venere (metodo di Halley) 151,2 1,1%
Lalande 1771 transito di Venere (metodo di Halley) 153,0 2,3%
Newcomb 1895 Cost. Aberrazione + transito di Venere 149,51 -0,06%
Gill 1895 parallasse degli asteroidi 149,48 -0,08%
Hinks 1909 parallasse degli asteroidi 149,37 -0,15%
Jones (IAU) 1928-1941 parallasse di EROS 149,67 0,05%
E. Rabe 1945 Ri-analisi dei dati su Eros (con perturbazioni) 149,53 -0,05%
Pettengil 1962 Osservazioni radar di Venere 149,5987 0,0006%
Pitjeva/Standish 2009 navigazione delle sonde inteplanetarie 149,5978707 0

Determinazioni storiche del valore dell' unità astronomica (per una descrizione dettagliata dei vari metodi si veda l'ottimo articolo linkato anche nella sitografia)

 Nel '700, sfruttando il metodo suggerito da Halley sui transiti di Venere davanti al Sole, si arrivò ad una prima vera stima moderna dell'unità astronomica; come si fa normalmente oggi nelle ricerce scientifiche, i dati vennero prima raccolti da molti astronomi in una campagna mondiale di osservazioni poi analizzati (oggi diremmo "ridotti") dal matematico svizzero Eulero e, indipendentemente, da Lalande; il primo ricavò un valore che si discostava di soli 1.6 milioni di km da quello corretto! Alla fine del diciannovesiomo secolo, ulteriori affinamenti (basati sulla parallasse dell'asteroide NEA Eros e anche sulla misura dell'effetto di aberrazione astronomica) portarono a definire i valori delle costanti astronomiche fondamentali e in particolare la ua, il cui nome apparve per la prima volta nel 1903. Prima di allora, infatti, piuttosto che esprimere la distanza, si preferiva parlare di "parallasse solare" che corrisponde all'angolo sottinteso dal raggio della Terra visto dal Sole (circa 8.794 secondi d'arco).

 

Un pò di fisica (classica)...

 Molte delle stime "storiche" riportate nella tabella precedente, originariamente non esprimevano l' ua come una distanza assoluta (cioè in km); semmai, l'unità relativa era proprio l'unità astronomica, il cui valore non era ben noto ma serviva a definire una scala esatta per tutte le distanze planetarie, espresse dunque relativamente alla distanza media Terra-Sole; persino l'untà di lunghezza per le distanze stellari, il Parsec, è definito a partire dall'ua. 

 Molti si ricorderanno la terza legge di Keplero: nei pianeti del Sistma Solare, c'è una proporzionalità diretta tra il quadrato del periodo di rivoluzione T e il cubo della distanza media dal Sole (il semiasse maggiore) a. Newton, con la Gravitazione Universale, mise in relazione queste due quantitè con la massa del sole M e con la costante G che porta il suo nome:

T2 / a3 = 4π2/(GM)

 Nessuna delle due quantità G e M, prese singolarmente, può essere misurata con sufficiente precisione; tuttavia il loro prodotto è ben noto dalle osservazioni astronomiche ed è stato battezzato "costante di gravitazione eliocentrica":

GM = ( a3 T2 ) · k2

 dove k è chiamata "costante gravitazionale di Gauss" e ha le dimensioni della radice quadrata di G. Secondo la definizione data dalla IAU nel 1976, l'unità astronomica è proprio quella lunghezza per la quale la costante gravitazionale di Gauss k assume il valore di 0.01720209895, quando si usano come unità di misura del tempo i giorni e per la massa la massa solare. Naturalmente, una simile definizione va bene per l'astronomia classica ma è assolutamente insoddisfacente per gli utilizzi moderni, specialmente per la navigazione interplanetaria.

 Perciò, nel 2009 la IAU, pur mantenendo la definizione di au del 1976, ridimensiona il ruolo di k a "costante ausiliaria" e stabilisce che 1 au = 149 597 870 700 m (±3 m), una incertezza scesa a un livello incredibilmente piccolo (0,2 parti su 1 miliardo!).

 Nella seconda parte vedremo come questo numero vada correttamente interpretato e perchè da pochi anni l'incertezza è scomparsa dalla sua enunciazione...

 

 

Riferimenti
- http://memospa.overblog.com/l-unita-astronomica-o-la-faticosa-ricerca-della-distanza-del-sole#.VbX6_JOlilN
- https://it.wikipedia.org/wiki/Unit%C3%A0_astronomica
- http://www.iau.org/static/resolutions/IAU2012_English.pdf


Piccole ma dense
Rappresentazione artistica del cielo notturno visto da un pianeta al centro di una galassia ultracompatta. Le stelle visibili ad occhi nudo sarebbero più di un milione, contro le poche migliaia visibili dalla Terra.

M59-UCD3 e M85-HCC1 sono due galassie nane ultra-compatte (UCD, Ultra-Compact Dwarf).
La prima è duecento volte più piccola della Via Lattea ed ha una densità stellare diecimila volte superiore a quella in prossimità del nostro quartiere galattico; la seconda è ancora più ricca, con una densità di circa un milione di volte maggiore.

Glassie UCD M59-UCD3 e  M85-HCC1

Credit: A. Romanowsky (SJSU), Subaru, Hubble Legacy Archive

Lo studio è stato condotto da Michael Sandoval e Richard Vo, analizzando i dati raccolti dello Sloan Digital Sky Survey, dal Subaru Telescope e dal Telescopio Spaziale Hubble, combinati con le analisi spettroscopiche dello spettrometro Goodman del Southern Astrophysical Research Telescope (SOAR), all'Osservatorio di Cerro, in Cile, sul Cerro Tololo.

"I sistemi stellari ultracompatti come questi sono facili da trovare quando sai cosa cercare. Tuttavia, sono stati trascurati per decenni perché nessuno immaginava esistessero tali oggetti. Erano nascosti in piena vista", ha detto Vo. "Quando abbiamo scoperto un UCD casualmente, abbiamo deciso di cercarne altri".

La natura e l'origine delle galassie nane ultra-compatte rimane ancora poco chiara: si ritiene siano i resti di galassie normali, inghiottite in parte da un processo che deve aver rimosso le zone esterne meno affollate, lasciando i densi centri galattici.
"Uno dei migliori indizi è che alcune ospitano buchi neri supermassicci", fa notare Sandoval, proprio come i nuclei delle galassie più grandi. "Questo è plausibile", ha aggiunto, "perché le UCD si trovano nei pressi di galassie normali che avrebbero potuto dare il via al processo di stripping".

Un'altra prova è la grande abbondanza di elementi pesanti: dato che più la galassia è grande e più è efficiente la produzione di questi elementi, elevati contenuti di metalli potrebbero indicare che in ogine erano strutture molto più estese.

{mp4}20150728_1{/mp4}

L'animazione mostra il processo di formazione di una galassia nana ultra-compatta.

Ora, il giovane team cercherà di verificare queste teorie cercando di identificare un eventuale buco nero al centro di M59-UCD3.

Hiding in plain sight: record-breaking compact stellar systems in the Sloan Digital Sky Survey [abstract]

Motivated by the recent, serendipitous discovery of the densest known galaxy, M60-UCD1, we present two initial findings from a follow-up search, using the Sloan Digital Sky Survey, Subaru/Suprime-Cam and Hubble Space Telescope imaging, and SOuthern Astrophysical Research (SOAR)/Goodman spectroscopy. The first object discovered, M59-UCD3, has a similar size to M60-UCD1 (half-light radius of r_h ~ 20 pc) but is 40% more luminous (M_V ~ -14.6), making it the new densest-known galaxy. The second, M85-HCC1, has a size like a typical globular cluster (GC; r_h ~ 1.8 pc) but is much more luminous (M_V ~ -12.5). This hypercompact cluster is by far the densest confirmed free-floating stellar system, and is equivalent to the densest known nuclear star clusters. From spectroscopy, we find that both objects are relatively young (~9 Gyr and ~3 Gyr, respectively), with metal-abundances that resemble those of galaxy centers. Their host galaxies show clear signs of large-scale disturbances, and we conclude that these dense objects are the remnant nuclei of recently accreted galaxies. M59-UCD3 is an ideal target for follow-up with high-resolution imaging and spectroscopy to search for an overweight central supermassive black hole as was discovered in M60-UCD1. These findings also emphasize the potential value of ultra-compact dwarfs and massive GCs as tracers of the assembly histories of galaxies.

 

Press release:
- http://www.noao.edu/news/2015/pr1504.php


Forse Marte non era caldo e umido ma un mondo ghiacciato
Forse Marte non era caldo e umido ma un mondo ghiacciato

Per decenni gli scienziati hanno dibattuto sul clima passato di Marte. L'idea prevalente, anche alla luce delle recenti scoperte del rover della NASA Curiosity all'interno del cratere Gale, è che 3 o 4 miliardi di anni fa, il Pianeta Rosso era caldo ed umido come la Terra. Eppure, potrebbe farsi strada un'altra storia in cui l'acqua sarebbe rimasta bloccata in ghiaccio per la maggior parte del tempo, rendendo difficile la vita.

Robin Wordsworth, assistente professore in scienze ambientali e ingegneria al Harvard John A. Paulson School of Engineering and Applied Sciences, ha utilizzato un modello di circolazione atmosferica 3D per confrontare il ciclo dell'acqua su Marte nell'ambito di due scenari tra il Noachiano (da 4100 a 3800 milioni di anni fa) ed il primo Esperiano (da 3500 a 1800 milioni di anni fa). Nel primo, il Pianeta Rosso era caldo, umido e accogliente con una temperatura media globale di 10 gradi Celsius, nell'altro era un mondo freddo e ghiacciato con una temperatura media globale di -48 gradi Celsius (anche noi avevamo giocato con questa interpretazione circa tre anni fa).

Gli autori dello studio ritengono il secondo più probabile, in base a ciò che sappiamo sulla storia del Sole e sull'inclinazione dell'asse di rotazione del pianeta. I loro risultati sono stati presentati sulla rivista Journal of Geophysical Research: Planets.

Comparison of “warm and wet” and “cold and icy” scenarios for early Mars in a 3-D climate model [abstract]

We use a 3-D general circulation model to compare the primitive Martian hydrological cycle in “warm and wet” and “cold and icy” scenarios. In the warm and wet scenario, an anomalously high solar flux or intense greenhouse warming artificially added to the climate model are required to maintain warm conditions and an ice-free northern ocean. Precipitation shows strong surface variations, with high rates around Hellas basin and west of Tharsis but low rates around Margaritifer Sinus (where the observed valley network drainage density is nonetheless high). In the cold and icy scenario, snow migration is a function of both obliquity and surface pressure, and limited episodic melting is possible through combinations of seasonal, volcanic, and impact forcing. At surface pressures above those required to avoid atmospheric collapse (∼0.5 bar) and moderate to high obliquity, snow is transported to the equatorial highland regions where the concentration of valley networks is highest. Snow accumulation in the Aeolis quadrangle is high, indicating an ice-free northern ocean is not required to supply water to Gale crater. At lower surface pressures and obliquities, both H2O and CO2 are trapped as ice at the poles and the equatorial regions become extremely dry. The valley network distribution is positively correlated with snow accumulation produced by the cold and icy simulation at 41.8 obliquity but uncorrelated with precipitation produced by the warm and wet simulation. Because our simulations make specific predictions for precipitation patterns under different climate scenarios, they motivate future targeted geological studies.

Marte, che riceve  solo il 43% dell'energia solare che arriva sulla Terra, all'inizio della sua storia, era illuminato da un Sole più giovane, il 25% meno luminoso di quanto non lo sia ora. In aggiunta, l'inclinazione estrema dell'asse di rotazione del pianeta, faceva puntare i poli verso il Sole, mentre i ghiacci occupavano la zona equatoriale, dove oggi vediamo segni di drenaggio e di erosione.

Tuttavia, "lo scenario freddo e gelido non è perfetto", ha detto Wordsworth. Mentre questo modello spiega l'accumulo di ghiaccio all'equatore, qualcosa doveva anche intervenire per scioglierlo, scolpendo le valli che conosciamo. Secondo l'autore, quindi, il clima gelido sarebbe stato interrotto da episodi sporadici in cui, impatti di meteoriti ed eruzioni vulcaniche, avrebbero momentaneamente riscaldato il pianeta.

"Sappiamo dai rover e dai dati basati sugli orbiter, che c'erano laghi antichi su Marte", ha detto Davide Ehlmann, scienziato planetario del California Institute of Technology e del Jet Propulsion Laboratory. "Le domande chiave sono: quanto tempo sono durati? Erano episodici o persistenti? E la pioggia, la neve e lo scioglimento dei ghiacci erano sufficienti ad alimentarli?".
Questa ricerca è solo l'inizio per rispondere a tali domande.


Una crosta continentale su Marte?
a. MAHLI 0512MH0001630000200884R00 target Clinton; b. MastCam right 0358MR1458000000E1 target Little Wind River; c. RMI 0514MR022000000 taget Sparkle; d. Mastcam100 target Harrison; e. RMI e Mastcam target Harrison; f. MasrCam 0421MR1726000000E1 targer Becraft

In situ evidence for continental crust on early Mars [abstract]

Understanding of the geologic evolution of Mars has been greatly improved by recent orbital, in situ and meteorite data, but insights into the earliest period of Martian magmatism (4.1 to 3.7 billion years ago) remain scarce. The landing site of NASA’s Curiosity rover, Gale crater, which formed 3.61 billion years ago within older terrain, provides a window into this earliest igneous history. Along its traverse, Curiosity has discovered light-toned rocks that contrast with basaltic samples found in younger regions. Here we present geochemical data and images of 22 specimens analysed by Curiosity that demonstrate that these light-toned materials are feldspar-rich magmatic rocks. The rocks belong to two distinct geochemical types: alkaline compositions containing up to 67 wt% SiO2 and 14 wt% total alkalis (Na2O + K2O) with fine-grained to porphyritic textures on the one hand, and coarser-grained textures consistent with quartz diorite and granodiorite on the other hand. Our analysis reveals unexpected magmatic diversity and the widespread presence of silica- and feldspar-rich materials in the vicinity of the landing site at Gale crater. Combined with the identification of feldspar-rich rocks elsewhere and the low average density of the crust in the Martian southern hemisphere, we conclude that silica-rich magmatic rocks may constitute a significant fraction of ancient Martian crust and may be analogous to the earliest continental crust on Earth.

La ricerca si è concentrata sulle rocce di colore chiaro trovate da Curiosity lungo la strada percorsa all'interno del cratere Gale, a Yellowknife Bay per esempio. Queste potrebbero rappresentare la prima prova di una crosta continentale su Marte.

"Lungo il percorso del rover abbiamo visto delle belle rocce con grandi cristalli brillanti, abbastanza inaspettate per Marte", ha detto Roger Wiens del Los Alamos National Laboratory, scienziato di punta sullo strumento ChemCam. "Come regola generale, i cristalli di colore chiaro hanno una minore densità e sono abbondanti nelle rocce ignee che formano i continenti della Terra", ha aggiunto.

Marte finora era stato visto come un pianeta quasi interamente basaltico, con rocce ignee scure, relativamente dense, simili a quelle che compongono la crosta oceanica terrestre. Tuttavia, il cratere Gale, scavato da un impatto 3,6 miliardi di anni fa in un terreno più antico, ha offerto una finestra sulla storia geologica del pianeta.

I 22 target studiati dal rover e selezionati per questa ricerca, sono stati classificati come rocce ricche di feldspati, con qualche quarzo, inaspettatamente simili alla granitica crosta continentale terrestre.

Frammento igneo chiamato Harrison

Frammento igneo chiamato Harrison, incastonato in un conglomerato trovato nel cratere Gale.
Credit: NASA/JPL-Caltech/LANL/IRAP/U. Nantes/IAS/MSSS

Secondo Violaine Sautter, primo autore dello studio, questi componenti della crosta marziana primitiva hanno una forte somiglianza con ciò che i geologi chiamano TTG, Tonalite, Trondhjemite, Granodiorite, considerati i resti della prima crosta continentale del periodo Archeano (tra 3800 e 2500 milioni di anni fa).

Tali risultati non confermano attività magmatica o presenza di placche tettoniche ma suggeriscono che sarebbero potute esistere sull'antico Pianeta Rosso. I campioni di roccia presi in esame potrebbero provenire, ad esempio, dalla parziale fusione di basalti durante un movimento di subduzione. La teoria supporterebbe, inoltre, idee parallele di altri gruppi di ricerca, come quelle di An Yin, geologo planetario presso UCLA che, analizzando centinaia di immagini catturate dal Mars Odyssey e dal Mars Reconnaissance Orbiter della NASA, è convinto di aver individuato segni inconfondibili della tettonica a placche nella Valles Marineris.


Un viaggio a Imhotep
Un viaggio a Imhotep

Imhotep si trova vicino all'equatore della cometa ed è una zona relativamente piatta rispetto alla forma complessiva del nucleo.
La sua superficie liscia, che copre circa 0,8 chilometri quadrati, aveva catturato l'attenzione degli scienziati fin dalle prime immagini ma era diventata famosa per il macigno di 45 metri "Cheope" che, imponente, è facilmente riconoscibile anche nelle riprese da distanze maggiori.

Qui sotto un dettagli 3D della regione Imhotep, basato sulle immagini di OSIRIS acquisite il 22 novembre 2014 da una distanza di 31 chilometri dal centro della cometa. La scala dell'immagine è 56 centimetri/pixel.

Rosetta OSIRIS Imhotep anaglyph

Rosetta OSIRIS Imhotep anaglyph
Credit :  ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA; acknowledgment: D. Romeuf (University Claude Bernard Lyon 1, France) -  Processing: Elisabetta Bonora & Marco Faccin / aliveuniverseimages.com

Il grafico seguente è una mappa geomorfologia del territorio. Vediamola in dettaglio (una buona occasione per godersi qualche immagine di OSIRIS!).

Imhotep - mappa

Copyright ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

Terreni lisci

Coprono circa un terzo di Imhotep e mostrano bassi livelli gravitazionali.
Le immagini ad alta risoluzione (30 cm / pixel) mostrano materiale a grana fine, con grani fino ad un massimo di qualche decina di centimetri. Lo spessore della polvere sembra variare tanto che, in alcuni punti, può essere esposta la superficie sottostante.

I terreni lisci sono considerate aree piuttosto indisturbate che si evolvono lentamente, dove il materiale ha tempo di accumularsi.

Imhotep - regioni lisce

Questa immagine è stata ripresa dalla narrow-angle camera di OSIRIS il 5 ottobre 2014. La scala è di 34 cm/pixel.
Copyright ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

Terreni rocciosi

In questo caso, il termine "roccioso" è usato solo per distinguere alcune zone dai terreni lisci ma bisogna ricordare che la cometa è estremamente porosa e la sua densità è comunque molto bassa, circa 470 kg / m3.
I terreni rocciosi rappresentano il materiale ben consolidato alla periferia di Imhotep. Sono luoghi in cui l'erosione, dovuta principalmente alla sublimazione, ha giocato e sta giocando un ruolo importante.

Bacini di accumulo

Dominano Imhotep. Sono aree preferenziali dove sia il materiale fine che i sassi più grandi si accumulano preferenzialmente.
In tutto ne sono stati individuati sei e coprono circa i due terzi di questa regione.

L'aspetto quasi circolare potrebbe essere ricondotto ad antichi vuoti sul nucleo della cometa, riempiti di detriti dall'erosione e successivi crolli.

Imhotep - bacini di accumulo

Credits: ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

Terrazze

Sono state osservate in vari punti della cometa e suggeriscono una forte stratificazione interna. Gli strati in Imhotep hanno uno spessore relativamente costante, di pochi metri, il che implica un processo ripetitivo, forse per compattazione di depositi successivi di materiale.

Imhotep - terrazze

Al centro, terrazze nei pressi di un bacino.
L'immagine è stata ripresa da OSIRIS il 5 settembre 2014, da una distanza di 43,5 km. La risoluzione è 80 cm/pixel.
Copyright ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

Zone luminose

Sono aree che appaiono blu nelle immagini a colori della cometa, suggerendo la presenza di ghiaccio d'acqua.

Imhotep - aree luminose

Questa immagini a colori è stata ottenuta combinando tre frame: un blu a 480 nm, un verde a 536 nm e un arancione a 649 nm, ripresi da OSIRIS il 5 settembre 2014 da una distanza di 43 km dal centro della cometa. La scala è 81 centimetri / pixel.
Copyright ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

Caratteristiche rotonde

Sono formazioni quasi circolari che hanno, in alto, sia una depressione che un altopiano di materiale fine che, a volte, sembra rigonfiarsi oltre il bordo. Molte di queste caratteristiche sembrano impilate una sull'altra. La loro formazione non è chiara ma potrebbero essere antichi condotti di degassamento.

Imhotep - caratteristiche rotonde

Questa immagine è stata ripresa il 31 ott 2014 da una distanza di 33 km dal centro della cometa. La scala è 63 centimetri / pixel.
Copyright ESA/Rosetta/MPS for OSIRIS Team MPS/UPD/LAM/IAA/SSO/INTA/UPM/DASP/IDA

Massi

Ne sono stati contati 2.207 solo nella regione Imhotep, con dimensioni da 2 metri (il limite inferiore delle osservazioni) a 90 metri.
Si trovano per lo più isolati e, considerate le loro dimensioni, difficilmente sarebbero stati depositati da eventi di degassamento.
A questa categoria appartiene anche il famoso "Cheope", già nominato all'inizio di questo post.

 

Qui sotto, l'ultima immagine ripresa dalla NavCam a bordo della sonda dell'ESA Rosetta, pubblicate nella ribrica #CometWatch
E' stata scattata il 14 luglio 2015, da una distanza di 161 chilometri dal centro della cometa. La scala è circa 13.7 m/pixel.

ESA Rosetta 14 July 2015

ESA Rosetta 14 July 2015
Credit: ESA/Rosetta/NAVCAM, CC BY-SA IGO 3.0 - Processing: Elisabetta Bonora & Marco Faccin / aliveuniverseimages.com

 

Press release:
- http://blogs.esa.int/rosetta/2015/07/20/inside-imhotep-2/


Ghiacciai azotati, montagne esotiche, atmosfera nebbiosa: New Horizons regala viste inedite di Plutone
Retroilluminato dal Sole, Plutone appare come un anello con un alone luminoso, visto dalla sonda della NASA New Horizons, il 16 luglio da una distanza di 2 milioni di chilometri.

L'incredibile immagine in apertura, ripresa alle 03:35 UTC circa del 16 luglio, da una distanza di 2 milioni di chilometri, lascia letteralmente senza fiato. Sapevamo che New Horizons, superato Plutone, si sarebbe voltata per osservare il Sole tramontare e sorgere dietro il pianeta nano: durante l'occultazione, lo spettrometro UV Alice aveva il compito di studiare la sua atmosfera. Tuttavia, credo che nessuno, scienziati compresi, si immaginava una vista del genere. Quando è stata presentata questa foto durante la conferenza trasmessa ieri sera su NASA TV, non credevo ai miei occhi: non poteva trattarsi di Plutone, quello era Titano! Ho elaborato immagini simili decine di volte e la somiglianza è davvero impressionante.

Qui sotto sotto una foto di Titano ripresa dalla sonda della NASA Cassini il 22 ottobre 2010 affiancata da Emily Lakdawalla a quella di New Horizons, ridimensionata in scala. Sia la luna di Saturno che Plutone sono ripresi con un angolo di fase di 165 gradi.

Titano e Plutone

Credit: NASA / JPL / JHUAPL / SwRI / Emily Lakdawalla

Al momento, questa foto è stata rilasciata solo in bianco e nero, cioè non sono disponibili frame con filtri diversi che potrebbero darci un'idea del colore reale dell'atmosfera di Plutone. Ma non ho saputo resistere e, utilizzando le ultime tre immagini raw di LORRI rilasciate nel catalogo, riprese tutte con un'esposizione di 150 millisecondi, a distanza di un secondo l'una dall'altra, ho sfruttato le naturali ed impercettibili variazioni di illuminazione catturate da LORRI come fossero filtri, per ricavare informazioni colore.

Non so quanto il risultato ottenuto si avvicini ai veri colori dell'atmosfera di Plutone ma la sua somiglianza con Titano è così ancora più strabiliante.

Pluto Haze LORRI 2015-07-14 stack rgb

Pluto Haze LORRI 2015-07-14 stack rgb
Credit: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute - Processing: Elisabetta Bonora & Marco Faccin / aliveuniverseimages.com

Le osservazioni in occultazione sono iniziate circa 7 ore dopo il massimo avvicinamento da una distanza di 130 chilometri da Plutone.
L'analisi preliminare mostra due livelli distinti di foschia: uno a circa 80 chilometri sopra la superficie e l'altro ad un'altitudine di circa 50 chilometri.

Plutone - nebbie atmosferiche

L'atmosfera di Plutone, in falsi colori, in basso sinistra, rivela strutture complesse all'interno dei diversi strati.
Credit: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute

Studiare l'atmosfera di Plutone offre indizi su cosa accade in superficie:
"Le nebbie rilevate in questa immagine sono un elemento chiave nella creazione dei composti complessi di idrocarburi che danno alla superficie di Plutone il suo colore rossastro", ha detto Michael Summers, co-ricercatore della missione presso la George Mason University di Fairfax, in Virginia. "E' la prima immagine dell'atmosfera di Plutone!", ha aggiunto.

"Sapevamo dell'atmosfera di Plutone da 25 anni ed ora siamo in grado di vederla", ha continuato Summers, "Ci sono strati distinti di foschia con struttura e meteorologia".
"La foschia si estende per circa 160 chilometri, che è cinque volte di più del previsto".

I modelli suggeriscono che la formazione delle nebbie è causata dalla luce solare ultravioletta che rompe le molecole di metano, un idrocarburo semplice presente sia nell'atmosfera del pianeta nano che in quella della luna di Saturno, Titano. La ripartizione del metano provoca l'accumulo di idrocarburi più complessi, come ad esempio etilene ed acetilene, individuati nell'atmosfera di Plutone da New Horizons. Le particelle più fredde condensano e ghiacciano, non solo formando nebbie ma ricadendo anche sulla superficie sotto forma di "tholins", un termine creato da Carl Sagan nel 1979 per descrivere i materiali esotici sulla superficie di Titano.

Gli scienziati, in precedenza, avevano calcolato che le temperature sarebbero state "troppo alte" per la formazione di nebbie ad altitudini superiori ai 30 chilometri, per cui questo sarà un nuovo mistero da risolvere.

Inoltre, durante l'occultazione i dati rilevati da REX (Radio Science EXperiment), un radiometro passivo che misura la composizione atmosferica e la temperatura, hanno mostrato che, mentre negli ultimi 25 anni si è visto un inspiegabile aumento della pressione atmosferica, ora si sta bruscamente dimezzando: questo potrebbe indicare che l'atmosfera del pianeta nano si sta congelando a causa dell'aumentata distanza dal Sole.
"Si potrebbe dire, dal passaggio della luce del Sole e delle onde radio attraverso l'"aria" plutoniana, che la pressione era solo circa 10 microbar in superficie (1 microbar è circa un milionesimo della pressione dell'aria sulla Terra al livello del mare)", è stato dichiarato durante la conferenza.

Con l'occasione sono state mostrate anche altre immagini globali di Plutone e della "Tombaugh Regio", il cuore del pianeta nano.
"Sapevamo che la missione su Plutone avrebbe portato alcune sorprese ed ora, 10 giorni dopo l'avvicinamento, possiammo affermare che la nostra aspettativa è stata più che superata", ha dichiarato John Grunsfeld, amministratore associato della NASA per il Science Mission Directorate.
"Con ghiacci che scorrono, chimica esotica sulla superficie, catene montuose e foschia, Plutone sta mostrando una varietà di geologia planetaria veramente emozionante".

Quattro immagini di LORRI sono state combinate insieme con le informazioni colore raccolte con lo strumento Ralph per ottenere questa vista di Plutone in falsi colori da una distanza di 450.000 chilometri.

Plutone

Credit: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute

Qui sotto una versione ad alta risoluzione ottenuta da Marco Di Lorenzo, dall'unione di due frame, aumentando il dettaglio.

Plutone - colori reali

Credit: NASA/JHUAPL/SWRI/ Marco Di Lorenzo/Ken Kremer/kenkremer.com

Ma le immagini più interessanti sono viste ravvicinate della superficie in cui, oltre alle imponenti montagne di ghiaccio, ci sono segni inconfondibili di un'attività geologica recente. I frame rilasciati si concentrano sulla Sputnik Planum, un'affascinante zona pianeggiante nel "cuore" di Plutone, caratterizzata da crepe ghiacciate.

A circa -235 gradi Celsius, sembra che i ghiacciai riescano a scorrere in modo simile a quanto accade sulla Terra, un comportamento finora osservato solo sulla superficie di due mondi, il nostro e Marte.
"Nella zona meridionale del cuore, adiacente alla scura regione equatoriale, un antico terreno pesantemente caratterizzato da crateri sarebbe stato invaso da depositi di ghiaccio molto più recenti", ha affermato Bill McKinnon, della squadra di geologi della missione alla Washington University di St. Louis.

"Se ci fosse ancora del calore proveniente dall'interno di Plutone, allora questo potrebbe permettere ad eventuali ghiacci superficiali di muoversi e seguire una pista", ha spiegato McKinnon.

"L'acqua ghiacciata alla temperature di Plutone non si muove da nessuna parte, è immobile e fragile", ha detto ai giornalisti.
"Ma pensiamo che i ghiacci che formano la pianura siano composti di azoto, monossido di carbonio e metano ghiacciati che sono geologicamente più morbidi e malleabili, anche alle condizioni di Plutone, tanto da poter fluire come i ghiacciai sulla Terra".

Qui sotto un mosaico (una nostra elaborazione) degli ultimi frame rilasciati della Sputnik Planum. Le immagini raw non sono di ottima qualità, sia perché New Horizons le sta trasmettendo compresse (in modalità "lossy") e sia perché vengono fornite in formato jpg, che di per sé è già un formato compresso. Tuttavia, il consiglio è quello di aprirlo a dimensione intera dal nostro album di Flickr perché è un bel 8615 x 5411 pixel!

Pluto 14 July, 2015 LORRI mosaic

Credit: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute - Processing: Elisabetta Bonora & Marco Faccin / aliveuniverseimages.com

Qui sotto un dettaglio annotato della regione nord-occidentale della Sputnik Planum.

Sputnik Planum - regione nord-occidentale

Credit: NASA/Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory/Southwest Research Institute

Ovviamente, però, vale la pena ricordare che siamo solo all'inizio della scoperta di Plutone e le sue lune: il team di missione ha dichiarato di aver ricevuto solo il 4-5% dei dati raccolti durante il flyby, su un totale di 50 gigabit.

Stay tuned!