Margherita (astronomia)
| Margherita (Urano XXIII) | |
|---|---|
 | |
| Satellite di | Urano |
| Scoperta | 29 agosto 2003 |
| Scopritori | Scott Sheppard David Jewitt |
| Parametri orbitali | |
| (all'epoca J2000) | |
| Semiasse maggiore | 14 345 000 km 0,09589 au |
| Periodo orbitale | 1697,01 giorni 4,6401 anni |
| Inclinazione sull'eclittica | 50,74° |
| Inclinazione rispetto all'equat. di Urano | 76,26° |
| Inclinazione rispetto al piano di Laplace | 56,63° |
| Eccentricità | 0,6608 |
| Dati fisici | |
| Diametro medio | 11 km |
| Superficie | 3,8×108 m² |
| Volume | 7×1011 m³ |
| Massa | 1,0×1015 kg
|
| Densità media | 1,5×103 kg/m³ |
| Acceleraz. di gravità in superficie | 0,0023 m/s² |
| Velocità di fuga | 5 m/s |
| Periodo di rotazione | ignoto |
| Temperatura superficiale |
|
| Pressione atm. | nulla |
| Albedo | 0,04? |
Margherita, o Urano XXIII, è uno dei satelliti naturali irregolari più esterni del pianeta Urano; la sua scoperta risale al 2003, ad opera degli astronomi Scott Sheppard e David Jewitt.
È il solo satellite irregolare di Urano ad avere un moto progrado. Si tratta di un piccolo satellite irregolare, dal diametro medio di circa 10 km, con ogni probabilità privo di qualsiasi attività geologica.
Scoperta
[modifica | modifica wikitesto]Fu scoperto nel 2003 da un gruppo di astronomi guidati da Scott Sheppard e David Jewitt dell'Università delle Hawaii su immagini ottenute il 29 e 30 agosto utilizzando il telescopio riflettore Subaru da 8,2 metri, situato sul Mauna Kea; al satellite fu inizialmente attribuita la designazione provvisoria S/2003 U 3.[1]
Denominazione
[modifica | modifica wikitesto]Il 29 dicembre 2005, l'Unione Astronomica Internazionale (circolare n. 8648) lo denominò Margherita come la damigella di compagnia di Ero in Molto rumore per nulla, nota commedia di William Shakespeare, assegnandogli la numerazione Urano XXIII.[2]
Parametri orbitali
[modifica | modifica wikitesto]A differenza della maggior parte degli altri satelliti esterni di Urano, Margherita ruota attorno al pianeta madre in direzione prograda. Questo fatto, unitamente alla bassa inclinazione dell'orbita del satellite (solo 56,63° rispetto al locale piano di Laplace), sembra escludere l'appartenenza di Margherita al gruppo di Sicorace, caratterizzato da orbite retrograde e da inclinazioni comprese fra 140 e 170°.
La bassa inclinazione orbitale di 56,63° è vicina al limite di stabilità del sistema. Le inclinazioni intermedie comprese nell'intervallo 60 < i < 140 sono prive di satelliti a causa del Meccanismo di Kozai.[3] In questa regione di instabilità, le perturbazioni solari all'apoapside fanno acquisire ai satelliti un'elevata eccentricità che porta a collisioni o all'espulsione in periodo compreso tra una decina di milioni e un miliardo di anni. Il periodo di precessione degli apsidi (Pw) di Margherita è di circa 1,6 milioni di anni,[4] per cui si ritiene che in un lontano futuro il satellite possa essere espulso dal sistema di Urano.[5]
L'orbita di Margherita è soggetta a perturbazioni solari e planetarie che comportano una variazione dei suoi parametri orbitali in tempi relativamente ridotti. In un periodo di 8.000 anni, la sua eccentricità orbitale è passata da 0,68 a 0,81 nel 2010,[6] facendone in quel momento il satellite con la più alta eccentricità nel Sistema solare. Tuttavia l'eccentricità media di 0,75 di Nereide è più elevata come valore medio.[4]
Margherita orbita attorno a Urano su un'orbita prograda, molto fortemente ellittica con estremi compresi tra 4862955 e 23827045 km dal suo centro (semiasse maggiore 14345000 km o 561,3 raggi di Urano). Il tempo impiegato per orbitare attorno a Urano è di circa 1694 giorni, pari a circa 4,64 anni terrestri. Questo periodo è quasi uguale a quello impiegato dal pianeta nano Cerere per orbitare attorno al Sole.
Origine
[modifica | modifica wikitesto]Si ritiene che Margherita sia un oggetto catturato dalla fascia di Kuiper e non abbia avuto origine nel disco di accrescimento al momento della formazione del sistema di Urano. È probabile che il satellite fosse originariamente un oggetto della fascia di Kuiper, divenuto poi un centauro e infine catturata da Urano. L'esatto meccanismo di cattura non è noto. Le ipotesi vanno dall'afflusso di gas dal disco protoplanetario, alle interazioni nell'ambito delle interazioni tra corpi multipli, alla cattura da parte della massa in rapido aumento di Urano. I parametri orbitali indicano che Francisco appartiene allo stesso gruppo dinamico di Calibano e Stefano e quindi questi satelliti probabilmente condividono un'origine comune.
Note
[modifica | modifica wikitesto]- ^ IAUC 8217: S/2003 U 3; 157P; AG Dra, su www.cbat.eps.harvard.edu. URL consultato il 24 gennaio 2024.
- ^ IAUC 8648: Sats OF URANUS; 2005mf, 2005mg; C/2005 U7, C/2005 U8, C/2005 Y1, su www.cbat.eps.harvard.edu. URL consultato il 24 gennaio 2024.
- ^ S. S. Sheppard, D. Jewitt e J. Kleyna, An Ultradeep Survey for Irregular Satellites of Uranus: Limits to Completeness, in The Astronomical Journal, vol. 129, n. 1, 2005, pp. 518–525, Bibcode:2005AJ....129..518S, DOI:10.1086/426329, arXiv:astro-ph/0410059.
- ^ a b Jacobson, R.A. (2003) URA067, Planetary Satellite Mean Orbital Parameters, su ssd.jpl.nasa.gov, JPL/NASA, 28 giugno 2007. URL consultato il 23 gennaio 2008.
- ^ M. Brozovic e R. A. Jacobson, The Orbits of the Outer Uranian Satellites, in The Astronomical Journal, vol. 137, n. 4, 4 marzo 2009, pp. 3834–42, Bibcode:2009AJ....137.3834B, DOI:10.1088/0004-6256/137/4/3834.
- ^ IAU-MPC Natural Satellites Ephemeris Service, su minorplanetcenter.org, IAU: Minor Planet Center. URL consultato il 26 gennaio 2008. (Select Uranian, deselect Ephemerides and select Orbital Elements)
Altri progetti
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