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Il sistema solare
A. Coradini
Il Sistema Solare
Il Sistema Solare e' un insieme di corpi celesti in rotazione attorno al Sole. Ne fanno parte, oltre al Sole stesso, 8 pianeti, 2 pianeti nani, 61 grandi satelliti, alcune migliaia di asteroidi, ed un numero imprecisato di comete.
Partendo dal Sole, troviamo per primi i pianeti interni, Mercurio e Venere, poi la Terra e infine i pianeti esterni: Marte, Giove, Saturno, Urano, Nettuno.
Tra l'orbita di Marte e quella di Giove c'e' la fascia degli asteroidi.
Il declassato Plutone
Il Sistema Solare: la dinamica
Dal punto di vista
dinamico, il Sistema
Solare e' un insieme
ordinato e stabile.
Tutti i pianeti
ruotano nello stesso
verso, cioe' in senso
antiorario rispetto ad
un ipotetico
osservatore posto
sul polo nord del
Sole
Sistema Solare: le dimensioni
L'estensione totale del Sistema Solare e' di circa 6 miliardi di Km, pari a 39,3 U.A. (Distanza Terra Sole).
I corpi del Sistema Solare occupano in realta' un volume molto piccolo rispetto alle dimensioni complessive.
Il Sistema Solare e' quindi quasi "vuoto“.
Se il Sole avesse il diametro di 1 m, la Terra sarebbe di un pisello a 108 metri dal Sole, Giove sarebbe un'arancia, posta a 550 metri, e Plutone disterebbe 4 km e sarebbe meno di 1 mm di diametro
Pianeti: due
famiglie
La densità dei corpi
planetari decresce
sensibilmente ma mano
che ci si allontana dal
Sole, mentre le dimensioni
e le masse aumentano.
Questo andamento
regolare suggerisce di
suddividere i pianeti in due
famiglie.
– i pianeti terrestri (o interni)
– i pianeti giganti (o esterni)
Perché?
Le differenze tra i pianeti terrestri e giganti gassosi possono trovare una spiegazione nel fatto che nella nebulosaprotoplanetaria (la nube di materia che circondava il Sole e da cui si formarono i pianeti) la temperatura era maggiore vicino al Sole e dunque era possibile la condensazione degli elementi poco volatili(in genere i più pesanti), mentre gli altri erano spinti verso l'esterno dalla radiazione solare.
Anche la distribuzione delle distanze mostra una certa regolarità: ciascun pianeta si trova grosso modo ad una distanza doppia di quello che lo precede.
L’ipotesi della nebulosa si rafforza i dischi di gas e polvere che circondano le stelle giovani hanno temperature decrescenti verso l’esterno
La Materia Primordiale
L’angolo
dell’Universo che
chiamiamo casa, il
nostro sistema
solare, si formò circa
4.6 miliardi di anni
fa da materia che
ruotava lentamente
attorno al Sole
Il mezzo
interstellare
La materia è distribuita nell'universo in molti modi, nelle stelle, e come materia diffusa, il mezzo interstellare.
Il gas interstellare è composto principalmente da idrogeno ed elio, ma sono presenti anche piccole quantità di carbonio, azoto ed ossigeno.
Forgiati nel nucleo di stelle antiche, questi elementi pesanti si combinano, se le condizioni lo permettono, in un'ampia gamma di molecole.
Quelle molecole sono forse ancora presenti nel Sistema Solare, almeno nelle zone più fredde
Gli elementi pesanti, un tempo sotto forma di grani, sono ancora nascosti nei pianeti terrestri e ..forse nei nuclei ei pianeti gioviani
Molecole sono state osservate in tutti gli ambienti astrofisici, dalle galassie più antiche alle comete, ai satelliti dei pianeti giganti.Le molecole sono una specie di sonda che ci permette di investigare quali siano le condizioni termodinamiche delle regioni di formazione. SpettriLo spazio interstellare è un vero e proprio laboratorio in cui agiscono anche processi che sono stati presenti forse sulla terra primordiale.
L’astrochimica
Dischi di Accrescimento: una fase
“calda”
Disco di accrescimento
Sequenze di condensazione
Gli ingredienti del sistema solare cadono nelle seguenti categorie:
Metalli: ferro, nichel, alluminio. Essi condensano a T~1,600 K ed ammontano a ~ 0.2% del disco
Rocce: minerali ricchi in silice che condensano a T=500-1,300 K (0.4% del disco).
Ghiacci: composti idrogenati, come il metano (CH4), l’ammoniaca (NH3),l’acqua (H2O) che condensa a T<~150 K ed ammontano a ~ 1.4% del disco.
Gas: idrogeno ed elio che non condensano mai nel disco ed ammontano a ~98% in massa.
La condensazione
I “semi” per il processo di condensazione sono i
grani sopravvissuti alla alte temperature del
disco.
Su di essi, al decrescere della temperatura, si
condensarono ( forse) molecole che formarono sui
grani gocce di materiale, che successivamente
solidificò.
Nelle zone interne solo i composti di temperatura
più alta riuscirono a solidificare
La polvere ebbe un ruolo importante nel processo
di formazione planetaria
Condrule
• Si sono formate 4.55 Milioni di anni fa in un intervallo di 107 anni
• Sono state scaldate 1500-2000 K e raffreddate in pooche
•Non si trovano sulla Luna
•Che cosa le ha generate: fusione da impatto?alte temperature nella nebulosa solare primordiale?
Dai dischi ai pianeti.. Una lunga
storia
Planetesimi ed Embrioni
Instabilità o
accrescimento
Disco Condrule
Formazione dei pianeti Terresti: un
passato cancellato
Le fasi successive del processo di formazione debbono spiegare come da un insieme di planetesimi, la cui composizione presumibilmente rispecchiava quella delle condriti carboniose, si passa a corpi di grandi dimensioni fortemente differenziati, come i pianeti terrestri.
– crescita gerarchica dei planetesimi;
– crescita finale attraverso mpatti non completamente distruttivi.
< meters
kilometers
Lunar (1 AU)-to-Mars (2 AU) sized
In the beginning there were planetesimals… then
“embryos”…then planets
Una Storia Violenta : impatti
delle dimensioni di Marte
Che accade dopo?
Il pianeta contiene elementi radioattivi che si scaldano rilasciando calore
Si forma un oceano di magma
Il materiale più denso forma il nucleo ancora calore!
Il materiale riscaldato, più leggero saleFormazione di”Plumes”
Nasce la geologia
Simulazioni delle “Plumes”
La convezione al lavoro!
Per gli altri pianeti vale?
Per la Luna si!
.. E con qualche
difficoltà per Marte!
I giganti
Giove ha un nucleo interno roccioso di 10- 15 masse terrestri
Saturno ha un nucleo anche maggiore (15-20 ?)
Urano e Nettuno mondi di ghiaccio
Esiste ancora una materia
primordiale nel Sistema Solare?
Tre riserve
– Cintura Asteroidale – Materia “solida” ricca in silicati, parzialmente riprocessata
nell’evoluzione della nebulosa solare primordiale
– Fascia di KuiperComete di Corto Periodo: oggetti ricchi in ghiacci,volatili e materiale organico, rapprentativi dei planetesimi formatisi nelle regioni esterne del Sistema Planetario
– Nube di OortComete di Lungo Periodo: oggetti ricchi in ghiacci e materiale organico rappresentativi delle zone di formazione di Giove ( solo parzialmente),Saturno, Urano e Nettuno
•Rossi Asteroidi con perielio
inferiore a 1.3 AU
•Verdi astroidi della fascia
principale
•Blu scuro Troiani
•Blu chiaro Comete
La Missione Near: “atterrare” su
un asteroide
•Un denso strato di polvere di 90 metri su di un asteroide di 33 x 13 x 13 Km!
•Un interno completamente fratturato
Allontaniamoci.. Comete dunque!
Le Comete Stele di Rosetta
Una immagine della stele di
Rosetta sulla quale era
presente la stessa iscrizione
in greco, demiotico e
geroglifico.
Il materiale cometario
dovrebbe permettere di
interpretare le relazioni tra
la materia primordiale del
Sistema Solare ed il mezzo
interstellare
Le comete:palle di neve sporca?
Le comete sono diverse tra loro in forma e dimensionecosi’ come nel comportamento, a volte caratterizzato daintensa attività, altre volte da un andamentosporadico.
Usualmente esse sviluppano una “nube” di materialediffuso- la coma- che cresce in dimensione e luminositàal loro avvicinarsi al Sole. Più tardi, esse sviluppanouna enorme coda che si estende in direzione antisolare.
Il nucleo cometario e’ piccolo, normalmente di meno di10 Km di diametro. Lontano dal sole il nucleocometario non e’ facilmente osservabile, essendo scuro efreddo
19P/Borrelly
•This is a composite of images acquired by NASA's Deep Space 1 spacecraft, showing
some of the features in comet Borrelly's coma, dust jets, and nucleus. The range to the
comet in this view is about 4800 kilometers (3000 miles).
•Borrelly's nucleus is about 8 kilometers (5 miles) end-to-end so the field of view is about 40
kilometers (25 miles) on each side.
Polvere
Osservare da vicino una cometa e
“catturarne” i segreti missione star
dust
Wild 2
Wild 2 ripresa dalla camera di navigazione della missione Stardust durante il periodo di massimo avvicinamento ( 2 Gennaio 2004)
Immagine presa dalla distanza 500 km (esposizione di 10-millisecondi)
Deep impact: distruggere per
vedere l’interno!
•La cometa è stata bombardata
con un proiettile di rame
•Si è creato un nuovo cratere
Gli Strumenti Scientifici dell’ Orbiter
OSIRIS: Optical, Spectroscopic, and Infrared Remote Imaging System (H.U.
Keller, Germania)
ALICE: Ultraviolet Imaging Spectrometer (S.A. Stern, USA)
VIRTIS: Visible and Infrared Thermal Imaging
Spectrometer (A. Coradini, Italia)
MIRO: Microwave Instrument for the Rosetta
Orbiter (S. Gulkis, USA)
ROSINA: Rosetta Orbiter Spectrometer for Ion and Neutral Analysis (H.
Balsiger, Svizzera)
COSIMA: Cometary Secondary Ion Mass
Analyser (J. Kissel, Germania)
MIDAS: Micro-Imaging Dust Analysis System W. Riedler, Austria)
CONSERT: Comet Nucleus Sounding (W. Kofman, Francia)
GIADA: Grain Impact Analyser and Dust Accumulator (L. Colangeli, Italia)
RPC: Rosetta Plasma Consortium
RSI: Radio Science Investigation (M. Pätzold, Germania)
Atterrare su una cometa
Una volta raggiunta la
cometa, la navicella
Rosetta si inserira’ in un’
orbita polare attorno alla
cometa.
Eseguirà dapprima una
dettagliata mappa della
superficie e, successivamente,
rilascerà un lander, che si
ancorerà alla cometa
eseguendo misure in situ.
Raggiungere Plutone