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GIOVE
 


Distanza dal Sole: 778 milioni di km Diametro all’equatore: 142.984 km

Periodo di rivoluzione: 11 anni e 10 mesi Periodo di rotazione: ~ 10 ore

Densità: 1,33 g/cm3 (acqua: 1 g/cm3) Massa: 317,9 (Terra = 1)

Inclinazione dell’orbita: 1,31° Eccentricità: 0,05

Albedo: 0,52 Diametro al polo: 134.200 km

Giove, il gigante gassoso, ha praticamente la stessa composizione chimica del Sole: idrogeno ed elio. Al centro del pianeta si ipotizza la presenza di un nucleo roccioso di dimensioni doppie rispetto a quelle della Terra. La chiave della complessa meteorologia di Giove sta nel fatto che emette due volte più calore di quanto ne riceve dal Sole: probabilmente, quando si formò, il pianeta era caldissimo e ne conserva ancora il calore.

L’atmosfera gioviana, oltre ad idrogeno ed elio, contiene tracce di diversi composti quali ammoniaca, metano, fosfina e vari idrocarburi. Probabilmente è la fosfina il responsabile, insieme ad alcuni composti dello zolfo, della caratteristica colorazione del pianeta; essa, trasportata verso gli strati più esterni, si separa in fosforo rosso (ecco la colorazione) ed idrogeno con una reazione di fotodissociazione.

Le peculiari bande di Giove sono il risultato delle diversità di temperature che determinano moti convettivi nell’atmosfera. Più precisamente, dove il gas più caldo sale (moto ascendente), si formano nubi chiare ad alta quota: cirri di cristalli d’ammoniaca dominati da venti occidentali. Al contrario, le zone scure sono generate dai flussi di gas verso il centro di Giove (moto discendente); le nubi di queste zone sono più dense, situate a quote più basse e spinte da venti orientali molto instabili. Al margine dei due tipi di strutture i venti, poiché di direzioni opposte, raggiungono velocità elevate, creando zone responsabili delle varietà di dettagli osservabili anche da Terra.

Circa 1000 km sotto le sommità delle nubi osservabili la temperatura e la pressione crescono fino a rendere l’idrogeno liquido. Ancora più sotto, ad altri 20.000 km di profondità, ad una pressione di 3 milioni di atmosfere, l’idrogeno è compresso fino d assumere le proprietà di un metallo (idrogeno metallico). I moti convettivi di questo strato sono la causa dell’intenso campo magnetico, 10 volte più potente di quello terrestre e che si estende nello spazio fino a 100 volte il raggio del pianeta.

Illustriamo adesso (si veda la figura 1) le principali caratteristiche delle varie bande e zone:

LA ZONA EQUATORIALE (EZ): è la zona centrale, quasi sempre molto chiara, ma quasi mai simmetrica rispetto all’equatore. Ospita, talvolta, dettagli complessi a rapida evoluzione, sulla scala di alcuni giorni. Presso l’equatore si osserva la Banda Equatoriale (EB), molto evanescente e spesso spezzata in segmenti.

LA BANDA EQUATORIALE SUD (SEB): solitamente è suddivisa in due componenti scure, separate da una chiara. La SEB è molto variabile nell’aspetto, andando soggetta a outburst di attività con incerta periodicità. Molti eventi interessanti sono legati a questi incrementi di attività: nell’800 era la Banda Equatoriale Nord ad esserne interessata, mentre la SEB formava una serie di pennacchi verso la EB: ora accade il contrario.

LA MACCHIA ROSSA (RS): è la più nota caratteristica gioviana poiché osservata praticamente dal 1650. Il colore varia dal rosa salmone, arancio fino al giallo-grigio. Alcune volte impallidisce talmente da risultare indistinguibile, ma la sua posizione si può determinare dall’osservazione dell’ampia baia (RHS) che scava nella SEB.

LA BANDA EQUATORIALE NORD (NEB): è una delle più attive regioni di Giove; solitamente più scura della SEB, può risultare divisa in due o tre componenti non sempre ben definite. Produce da molti anni macchie e festoni che si protendono nella EZ; questi festoni possono essere seguiti da ovali chiari, possono unirsi alla EB o ripiegarsi verso nord tornando sulla stessa NEB. La loro dinamica è incerta, anche se pare siano destinati a durare alcuni anni prima della loro scomparsa.

LA ZONA TROPICALE SUD (STrZ): è molto chiara ma spesso attraversata da complessi dettagli chiamati disturbi.

LA BANDA TEMPERATA SUD (STB): può essere una delle bande più evidenti. Ospita le aree anticicloniche note come White Oval Spots (WOS), formazioni semipermanenti. La loro storia è iniziata negli anni 40 quando furono per prima osservate e battezzate dando ad ogni estremità una lettera, quindi: WOS A-B, WOS B-C, WOS E-F. In seguito molte aree si ovalizzarono e quindi le WOS vennero a chiamarsi B-C, D-E, F-A. Negli anni 80 e 90 le WOS sono scese di estensione sotto i 10° con la F-A praticamente sparita, in concomitanza di un indebolimento della STB.

LA BANDA TEMPERATA NORD (NTB): essa non risulta sempre evidente, ma quando osservata, ha mostrato una intensa colorazione blu. A volte le due componenti si associano in un'unica larga banda e si sviluppano delle macchie scure di colore marrone-rosso.

A latitudini più elevate della NTB e della STB possono apparire occasionalmente altre bande o zone di evidenza variabile.

Alla regolarità di bande e zone si sovrappongono strutture che ne modificano l’aspetto. Nella figura 2 seguente si riportano le classificazioni più importanti:


Emilio Lo Savio (adattato da "Osservare i pianeti" – M. Falorni, P. Tanga, Media Presse Milano)