Per la sua caratteristica luminosità il pianeta è ben conosciuto sin dai primordi dell'umanità. Una delle prime civiltà a studiare i moti di Giove e degli altri pianeti visibili ad occhio nudo (Mercurio, Venere, Marte e Saturno) fu quella assiro-babilonese. Gli astronomi di corte dei re babilonesi riuscirono a determinare con precisione il periodo sinodico del pianeta; inoltre, si servirono del suo moto attraverso la sfera celeste per delineare le costellazioni zodiacali. La scoperta negli archivi reali di Ninive di tavolette recanti precisi resoconti di osservazioni astronomiche e il frequente rinvenimento di parti di strumentazioni a probabile destinazione astronomica, come lenti di cristallo di rocca e tubi d'oro (datati al I millennio a.C.), indussero alcuni archeoastronomi a ipotizzare che la civiltà assira fosse già in possesso di un "prototipo" di cannocchiale, con il quale si ritiene sia stato possibile osservare anche Giove. Anche i cinesi, noti per la raffinatezza delle loro tecniche astronomiche, riuscirono a ricavare in maniera precisa i periodi sinodici ed orbitali dei pianeti visibili ad occhio nudo. Nel 1980 lo storico cinese Xi Zezong ha annunciato che Gan De, astronomo contemporaneo di Shi Shen, sarebbe riuscito ad osservare almeno uno dei satelliti di Giove già nel 362 a.C. a occhio nudo, presumibilmente Ganimede, schermando la vista del pianeta con un albero o qualcosa di analogo. Bisognerà però attendere il XVII secolo prima che l'esistenza dei satelliti di Giove sia appurata da Galileo Galilei, che, nel 1610, scoprì i quattro satelliti medicei: Io, Europa, Ganimede e Callisto; fu però Simon Marius, che si attribuì la paternità della scoperta dei satelliti, alimentando in questo modo una fiera diatriba con Galileo, a conferire nel 1614 i nomi mitologici attualmente in uso a ciascuno di essi. Nell'autunno del 1639 l'ottico napoletano Francesco Fontana, diffusore del telescopio a oculare convergente (kepleriano), testando un telescopio di 22 palmi di sua produzione scoprì le caratteristiche bande dell'atmosfera del pianeta. Negli anni sessanta del XVII secolo l'astronomo Gian Domenico Cassini, scoprì la presenza di macchie sulla superficie di Giove e che il pianeta stesso ha la forma di uno sferoide oblato. L'astronomo riuscì poi a determinarne il periodo di rotazione,[44] e nel 1690 scoprì che l'atmosfera è soggetta a una rotazione differenziale; egli è inoltre accreditato come lo scopritore, assieme, ma indipendentemente, a Robert Hooke, della Grande Macchia Rossa. Lo stesso Cassini, assieme a Giovanni Alfonso Borelli, stese precise relazioni sul movimento dei quattro satelliti galileiani, formulando dei modelli matematici che consentissero di prevederne le posizioni. Tuttavia nel trentennio 1670-1700, si osservò che, quando Giove si trova in un punto dell'orbita prossimo alla congiunzione col Sole, si registra nel transito dei satelliti un ritardo di circa 17 minuti rispetto al previsto. L'astronomo danese Ole Rømer ipotizzò che la visione di Giove non fosse istantanea (conclusione che Cassini aveva precedentemente respinto) e che dunque la luce avesse una velocità finita (indicata con c). Di questa costante abbiamo parlato in un articolo che puoi leggere cliccando qui.

Dopo due secoli privi di significative scoperte, il farmacista Heinrich Schwabe disegnò la prima carta completa di Giove, comprendente anche la Grande Macchia Rossa, e la pubblicò nel 1831. Le osservazioni della tempesta hanno permesso di registrare dei momenti in cui essa appariva più debole (come tra il 1665 e il 1708, nel 1883 ed all'inizio del XX secolo), ed altri in cui appariva rinforzata, tanto da risultare molto ben evidente all'osservazione telescopica (come nel 1878). Nel 1892 Edward Emerson Barnard scoprì, grazie al telescopio rifrattore da 910 mm dell'Osservatorio Lick, la presenza attorno al pianeta di un quinto satellite, battezzato Amaltea. Nel 1932 Rupert Wildt identificò, analizzando lo spettro del pianeta, delle bande di assorbimento proprie dell'ammoniaca e del metano. Sei anni dopo furono osservate, a sud della Grande Macchia Rossa, tre tempeste anticicloniche che apparivano come dei particolari ovali biancastri. Per diversi decenni le tre tempeste sono rimaste delle entità distinte, non riuscendo mai a fondersi pur avvicinandosi periodicamente; tuttavia, nel 1998, due di questi ovali si sono fusi, assorbendo infine anche il terzo nel 2000 e dando origine a quella tempesta che oggi è nota come Ovale BA. Nel 1955 Bernard Burke e Kenneth Franklin individuarono dei lampi radio provenienti da Giove alla frequenza di 22,2 MHz; si trattava della prima prova dell'esistenza della magnetosfera gioviana. La conferma giunse quattro anni dopo, quando Frank Drake ed Hein Hvatum scoprirono le emissioni radio decimetriche. Nel periodo compreso tra il 16 e il 22 luglio 1994 oltre 20 frammenti provenienti dalla cometa Shoemaker-Levy 9 collisero con Giove in corrispondenza del suo emisfero australe; fu la prima osservazione diretta della collisione tra due oggetti del sistema solare. L'impatto permise di ottenere importanti dati sulla composizione dell'atmosfera gioviana. Sin dal 1973 numerose sonde automatiche hanno visitato il pianeta, sia come obiettivo di studio, sia come tappa intermedia, per sfruttarne il potente effetto fionda per ridurre la durata del volo verso le regioni più esterne del sistema solare. I viaggi interplanetari richiedono un grande dispendio energetico, impiegato per provocare una netta variazione della velocità della sonda nota come delta-v (Δv). Il raggiungimento di Giove dalla Terra richiede un Δv di 9,2 km/s, confrontabile con il Δv di 9,7 km/s necessario per raggiungere l'orbita terrestre bassa. L'effetto fionda consente di modificare la velocità del veicolo senza consumare combustibile. Dal 1973 diverse sonde hanno compiuto sorvoli ravvicinati (fly-by) del pianeta. La prima fu la Pioneer 10, che eseguì un fly-by di Giove nel dicembre del 1973, seguita dalla Pioneer 11 un anno più tardi. Le due sonde ottennero le prime immagini ravvicinate dell'atmosfera, delle nubi gioviane e di alcuni suoi satelliti, la prima misura precisa del suo campo magnetico; scoprirono inoltre che la quantità di radiazioni in prossimità del pianeta era assai superiore a quella attesa. Le traiettorie delle sonde furono utilizzate per raffinare la stima della massa del sistema gioviano, mentre l'occultazione delle sonde dietro il disco del pianeta migliorò le stime del valore del diametro equatoriale e dello schiacciamento polare. 

Sei anni dopo fu la volta delle missioni Voyager (1 e 2). Le due sonde migliorarono enormemente la comprensione di alcune dinamiche dei satelliti galileiani e dell'atmosfera di Giove, tra cui la conferma della natura anticiclonica della Grande Macchia Rossa e l'individuazione di lampi e formazioni temporalesche; le sonde permisero inoltre di scoprire gli anelli di Giove e otto satelliti naturali, che si andarono ad aggiungere ai cinque già noti. Le Voyager rintracciarono la presenza di un toroide di plasma ed atomi ionizzati in corrispondenza dell'orbita di Io, sulla cui superficie furono scoperti numerosi edifici vulcanici, alcuni dei quali nell'atto di eruttare. Nel febbraio del 1992 raggiunse Giove la sonda solare Ulysses, che sorvolò il pianeta ad una distanza minima di 450 000 km (6,3 raggi gioviani). Il fly-by fu programmato per raggiungere un'orbita polare attorno al Sole, ma fu sfruttato per condurre studi sulla magnetosfera di Giove. La sonda non aveva telecamere e non fu ripresa alcuna immagine. Nel 2000 la sonda Cassini, durante la sua rotta verso Saturno, sorvolò Giove e fornì alcune delle immagini più dettagliate mai scattate del pianeta. Sette anni dopo, Giove fu raggiunto dalla sonda New Horizons, diretta verso Plutone e la fascia di Kuiper. Nell'attraversamento del sistema di Giove, la sonda misurò l'energia del plasma emesso dai vulcani di Io e studiò brevemente ma in dettaglio i quattro satelliti medicei, conducendo anche indagini a distanza dei satelliti più esterni Imalia ed Elara. La prima sonda progettata per lo studio del pianeta è stata la Galileo, entrata in orbita attorno a Giove il 7 dicembre del 1995 e rimastavi oltre 7 anni, compiendo sorvoli ravvicinati di tutti i satelliti galileiani e di Amaltea. Nel 1994, mentre giungeva verso il pianeta gigante, la sonda ha registrato l'impatto della cometa Shoemaker-Levy 9. Nel luglio del 1995 è stato sganciato dalla sonda madre un piccolo modulo-sonda, entrato nell'atmosfera del pianeta il 7 dicembre; il modulo ha raccolto dati per 75 minuti, penetrando per 159 km prima di essere distrutto dalle alte pressioni e temperature dell'atmosfera inferiore (circa 28 atmosfere - ~2,8×106 Pa, e 185 °C (458 K). La stessa sorte è toccata alla sonda madre quando, il 21 settembre 2003, fu deliberatamente spinta verso il pianeta a una velocità di oltre 50 km/s, per evitare qualsiasi possibilità che in futuro potesse collidere con il satellite Europa e contaminarlo. La NASA ha progettato una sonda per lo studio di Giove da un'orbita polare; battezzata Juno, fu lanciata nell'agosto 2011 ed è arrivata nei pressi del pianeta a luglio 2016. Juno ha scoperto 8 vortici uguali al polo nord disposti ai vertici di un'ottagono (l'ottagono di Giove), con al centro un nono vortice, e 5 vortici uguali al polo sud disposti come i vertici di un pentagono con al centro un sesto vortice. In un passaggio successivo nel novembre 2019, la scoperta di un nuovo vortice ha mostrato una nuova forma della disposizione degli stessi, che diversamente da quello precedente che era un pentagono ha assunto la forma di un esagono, similmente all'esagono di Saturno. Osserviamo la possibilità di missioni future. La possibile presenza di un oceano di acqua liquida sui satelliti Europa, Ganimede e Callisto ha portato ad un crescente interesse per uno studio ravvicinato dei satelliti ghiacciati del sistema solare esterno. L'ESA ha studiato una missione per lo studio di Europa denominata Jovian Europa Orbiter (JEO); il progetto della missione è stato però implementato da quello della Europa Jupiter System Mission (EJSM), frutto della collaborazione con la NASA e studiato per l'esplorazione di Giove e dei satelliti, il cui lancio è previsto attorno al 2020. La EJSM è costituita da due unità, la Jupiter Europa Orbiter, gestita e sviluppata dalla NASA, e la Jupiter Ganymede Orbiter, gestita dall'ESA.

Lune di Giove: modelli 3D

Clicca su questo bottone per accedere ai modelli tridimensionali delle lune di Giove. Attenzione: è possibile accedervi solo da computer.

Curiosità extra: variazioni nella grande macchia rossa e altre tempeste

La Macchia varia notevolmente di gradazione, passando dal rosso mattone al salmone pastello, e talvolta anche al bianco; non è ancora noto cosa determini la colorazione rossa della macchia. Alcune teorie, suffragate dai dati sperimentali, suggeriscono che possa essere causata dai medesimi cromofori, in quantità differenti, presenti nel resto dell'atmosfera gioviana. Non è noto se i cambiamenti che la Macchia manifesta siano il risultato di normali fluttuazioni periodiche, né tanto meno per quanto ancora essa durerà; i modelli fisico-matematici suggeriscono però che la tempesta sia stabile e quindi possa costituire, al contrario di altre, una formazione permanente del pianeta. Tempeste simili a questa, anche se temporanee, non sono infrequenti nelle atmosfere dei pianeti giganti gassosi: per esempio, Nettuno ha posseduto per un certo tempo una Grande Macchia Scura, e Saturno mostra periodicamente per brevi periodi delle Grandi Macchie Bianche. Anche Giove presenta degli ovali bianchi (detti WOS, acronimo di White Oval Spots, Macchie Ovali Bianche), assieme ad altri marroni; si tratta tuttavia di tempeste minori transitorie, per questo prive di una denominazione. Gli ovali bianchi sono in genere composti da nubi relativamente fredde poste nell'alta atmosfera; gli ovali marroni sono invece più caldi, e si trovano ad altitudini medie. La durata di queste tempeste si aggira indifferentemente tra poche ore o molti anni. Nel 2000, nell'emisfero australe del pianeta, si è originata dalla fusione di tre ovali bianchi una formazione simile alla GRS, ma di dimensioni più piccole. Denominata tecnicamente Ovale BA, la formazione ha subito un'intensificazione dell'attività e un cambiamento di colore dal bianco al rosso, che le è valso il soprannome di Red Spot Junior. Infine Juno ha scoperto 8 vortici uguali al polo nord disposti ai vertici di un ottagono (l'ottagono di Giove), con al centro un nono vortice, e 5 vortici uguali al polo sud disposti come i vertici di un pentagono (il pentagono di Giove), con al centro un sesto vortice, poi trasformatosi in un esagono. Sono simili all'esagono di Saturno.

Gioviani caldi

Nello sfondo: un gioviano caldo

Un pianeta gioviano caldo (anche noto come Giove caldo, o più raramente con l'appellativo di pianeta di tipo Pegasi) è un pianeta extrasolare la cui massa è confrontabile o superiore a quella di Giove (1,9×1027kg), ma che, a differenza di quanto avviene nel sistema solare, dove Giove orbita a circa 5 UA dal Sole, orbita molto vicino alla propria stella madre, tipicamente tra 0,5 UA (75×106km) e 0,015 UA (2,2×106km). Un tipico pianeta gioviano caldo è otto volte più vicino alla superficie della propria stella rispetto a quanto Mercurio dista dal Sole. La temperatura di questi oggetti è quindi di solito elevatissima, da qui l'aggettivo caldo. Il più conosciuto di questi e modello base di tale classe di pianeti, è 51 Pegasi b, soprannominato Bellerofonte. È stato inoltre il primo pianeta extrasolare scoperto (1995) in orbita attorno a una stella simile al Sole. HD 209458 b, soprannominato Osiris, è un altro gioviano caldo molto conosciuto per il fatto che perde dalle 100 alle 500 milioni di tonnellate di idrogeno al secondo sotto l'effetto del vento stellare del proprio astro madre, in ragione della sua orbita dal raggio di sole 0,047 UA. Questi pianeti appartengono generalmente alle classi IV e V della classificazione di Sudarsky, anche se la loro composizione si può discostare sensibilmente dalla definizione, come per esempio WASP-12 b, più simile a un pianeta di carbonio. 

• I pianeti gioviani caldi hanno una maggiore possibilità di transitare davanti alla propria stella madre, quando osservati dalla Terra, rispetto ad altri pianeti dalle dimensioni simili ma dall'orbita più grande.
• La loro densità è generalmente minore di quella di Giove, a causa dell'alto livello di insolazione; questo si riflette sui metodi per la determinazione del loro raggio, resa ancor più difficoltosa dal fenomeno dell'oscuramento al bordo che impedisce di stabilire precisamente il momento di inizio e di termine del transito.
• Si ritiene che tutti abbiano subìto un processo di migrazione planetaria, perché il materiale presente nelle parti più interne del disco protoplanetario non è tale da rendere possibile la formazione di un gigante gassoso in situ.
• Sono tutti accomunati da una bassa eccentricità orbitale. Questo perché la loro orbita è stata resa circolare, o è in fase di circolarizzazione, dal processo di librazione. Tale processo causa anche la sincronizzazione dei periodi di rotazione e di rivoluzione del pianeta, forzandolo così in un regime di rotazione sincrona e quindi a rivolgere sempre la stessa faccia alla stella madre. Si dice che il pianeta è in una situazione di blocco mareale.
• Mostrano di possedere un forte rimescolamento atmosferico, prodotto dai venti ad alta velocità che ridistribuiscono il calore del lato diurno nel lato notturno, rendendo così la differenza di temperatura tra i due lati relativamente bassa.

Si pensa che i gioviani caldi si formino a una distanza dalla stella oltre la frost line, dove i pianeti possono formarsi per accrescimento secondario da roccia, ghiaccio e gas. Il pianeta in seguito migra verso le regioni interne del sistema, dove si assesterà in un'orbita stabile, e di solito ciò avviene tramite una migrazione di tipo II o per interazioni con altri pianeti. La migrazione avviene durante la fase di disco protoplanetario, e si ferma tipicamente quando la stella entra nella fase T Tauri. I forti venti stellari a questo punto soffiano via il materiale rimanente della nebulosa, bloccando i processi di accrescimento e migrazione. L'eccessiva vicinanza del pianeta alla stella può causare anche l'abrasione della sua atmosfera, tramite il processo di fuga idrodinamica, sotto l'azione dei potenti venti stellari. Questi pianeti sono anche definiti "pianeti dal periodo ultracorto".

Come scoprire un gioviano caldo

Transito

La scoperta avviene monitorando per molto tempo la luce di una stella, e se questa hai dei picchi di bassa luminosità a intervalli regolari allora se ne studia la curva di luce. Dalla forma di questa curva si può risalire all'esistenza e in seguito al diametro di un eventuale oggetto transitante. Un pianeta gioviano è di diametro ragguardevole, sia rispetto agli altri pianeti del suo stesso sistema e sia rispetto al diametro della stella stessa. Essendo inoltre molto vicino alla stella madre è molto più facile che dalla Terra lo si veda transitare davanti ad essa, in quanto il diametro e la vicinanza compensano l'eventuale inclinazione dell'orbita, che renderebbe il pianeta non transitante se avesse un'orbita più larga. A dimostrazione di ciò, la gran parte dei pianeti extrasolari finora scoperti dalle missioni dedicate ai pianeti transitanti appartiene a questa categoria. Servono quindi strumenti sempre più precisi per rilevare pianeti sempre più piccoli. Ultimamente l'aumento di sensibilità degli strumenti per lo studio dei transiti stellari, quali i telescopi delle missioni CoRoT e Kepler, ha portato ad un netto aumento del numero dei pianeti nettuniani e superterrestri transitanti rispetto ai gioviani caldi. L'ulteriore evoluzione delle tecnologie impiegate probabilmente porterà a breve anche alla scoperta dei primi pianeti di dimensioni terrestri e delle prime esolune.

Velocità radiali

Un pianeta gioviano caldo, essendo molto vicino alla propria stella, esercita su questa un'attrazione gravitazionale che la fa oscillare. Dalla Terra possiamo, tramite l'effetto doppler, misurarne e calcolarne la velocità e periodo di oscillazione e, conoscendo la massa della stella, ricavare massa e orbita del pianeta. Tale sistema ci permette di scoprire il pianeta anche se questo non si interponesse direttamente tra di noi e la stella. Di nuovo sono i gioviani caldi la categoria a essere più rilevata con tale sistema, in quanto solo un pianeta molto massiccio e molto vicino alla propria stella può influenzarla abbastanza da generare oscillazioni rilevabili dai nostri strumenti. Un pianeta come Giove posto alla distanza di un gioviano caldo genera effetti migliaia di volte maggiori che alla distanza a cui si trovano i giganti gassosi del sistema solare. Tale metodo è utilizzato essenzialmente da osservatori a terra, quali il progetto HARPS.

Una simulazione ha mostrato che la migrazione di pianeti gioviani attraverso il disco protoplanetario interno (la regione che nel sistema solare è occupata dai pianeti rocciosi e dalla cintura di asteroidi, approssimativamente tra 5 e 0,1 UA) non è distruttiva così come si potrebbe pensare. Più del 60% del materiale del disco sopravvive venendo disperso verso orbite esterne dal gigante gassoso, insieme a planetesimi e protopianeti. Il disco è così in grado di riformarsi e la formazione planetaria di riprendere. Nella simulazione sono stati in grado di formarsi pianeti fino a due masse terrestri nella fascia abitabile, dopo che il gigante gassoso si è stabilizzato a 0,1 UA. La simulazione mostra inoltre che, per il mescolamento dei materiali del sistema planetario interno con materiali provenienti da quello esterno, gli eventuali pianeti terrestri formatisi dopo il passaggio del gigante in migrazione sarebbero particolarmente ricchi di acqua, gli ipotetici pianeti oceano, mentre, al contrario, potrebbero essere carenti di materiali rocciosi. Tuttavia, esistono ancora diversi dubbi sulla possibile formazione di pianeti terrestri abitabili ove è presente un gioviano caldo nelle parti interne del sistema. È stato scoperto che molti gioviani caldi possiedono orbite retrograde, e ciò pone in discussione le teorie sulla formazione dei sistemi planetari. È probabile che questo fenomeno sia dovuto, più che a un disturbo dell'orbita del pianeta, al ribaltamento della stella stessa durante le prime fasi di formazione del proprio sistema, dovuto all'interazione tra il campo magnetico della stella e il disco protoplanetario. Combinando nuove osservazioni con i vecchi dati si è scoperto che più della metà dei gioviani caldi studiati ha orbite disallineate con l'asse di rotazione delle loro stelle madri, e ben sei hanno moto retrogrado.

Pianeti dal periodo ultracorto

I pianeti dal periodo ultracorto sono una classe di gioviani caldi il cui periodo di rivoluzione è inferiore al giorno terrestre; essi si trovano solo attorno a stelle di massa inferiore alle 1,25 masse solari. Orbitano più vicino alla loro stella di ogni altro oggetto descritto precedentemente, con semiassi dell'orbita dell'ordine di solo qualche milione di chilometri. Molto spesso il pianeta è talmente vicino alla propria stella che il vento stellare di questa ne sta consumando l'atmosfera, strappando milioni di tonnellate di gas ogni secondo. Pianeti gioviani a 0,02 UA dalla stella perderanno durante la propria vita fino al 5-7% circa della propria massa, mentre una distanza inferiore può causare la totale evaporazione dell'involucro gassoso, lasciando come residuo il nucleo roccioso completamente spogliato. Tali oggetti possiedono masse di una decina circa di masse terrestri, sono più densi di un pianeta di tipo terrestre e sono definiti pianeti ctoni. Un esempio di pianeta gigante dal periodo ultracorto è WASP-18 b, probabilmente nella stessa situazione di abrasione atmosferica del già citato HD 209458 b, mentre CoRoT-7 b è il primo rappresentante scoperto della classe dei pianeti ctoni.

Puffy Planets

Tradotto letteralmente pianeti paffuti, gonfi, sono pianeti giganti gassosi dal grande raggio e dalla bassa densità, e per questo anche chiamati saturniani caldi, per la somiglianza della loro densità con quella di Saturno. Sono gioviani caldi la cui atmosfera, fortemente riscaldata dalla stella molto vicina e dal calore interno, si espande e gonfia, fino a fuoriuscire talvolta dal campo gravitazionale del pianeta e ad essere strappata via dal vento stellare. Sei pianeti rappresentativi di questa categoria sono stati rilevati con il metodo del transito; in ordine di scoperta sono HAT-P-1 b, CoRoT-1 b, TrES-4, WASP-12 b, WASP-17 b, e Kepler-7 b. La gran parte di questi pianeti hanno masse inferiori alle due masse gioviane, perché pianeti più massicci avrebbero anche gravità maggiore, che contribuirebbe a contenere il raggio del pianeta entro valori simili a quelli di Giove stesso. Alcuni gioviani caldi rilevati con il metodo delle velocità radiali potrebbero essere puffy planets, ma non conoscendone i raggi non se ne ha la certezza. Nel 2019, osservazioni col telescopio spaziale Hubble su tre pianeti scoperti nel 2012 e orbitanti attorno alla giovane stella di tipo solare Kepler-51, hanno rivelato delle densità ancora minori, meno di un decimo di quella dell'acqua, comprese tra 0,034 e 0,064 g/cm³. Per comparazione, il pianeta meno denso del sistema solare, Saturno, con una densità di 0,69 g/cm³ è circa 20 volte più denso dei pianeti di Kepler-51.