Sistema solare: i pianeti e gli altri corpi celesti

LA LEZIONE

Introduzione

Il Sistema solare è costituito, oltre che dal Sole, dai pianeti e dai loro satelliti, dai pianeti nani, dagli asteroidi e da altri oggetti rocciosi, e da un numero imprecisato di comete. La terminologia che riguarda i corpi presenti nel Sistema solare è stata aggiornata dalle delibere dell'International Astronomical Union (IAU), che nel corso dell'assemblea generale dell'agosto 2006 ha stabilito una nuova classificazione e nomenclatura; in base a essa, Plutone è stato declassato a pianeta nano.

Il confine tra i pianeti interni ed esterni è segnato dalla fascia degli asteroidi (fig.1A), un anello costituito da milioni di frammenti rocciosi di varie dimensioni. I pianeti interni sono solidi e hanno quasi tutti un’atmosfera; quelli esterni sono sfere gassose con temperature molto basse. Le orbite dei corpi che appartengono alla cintura asteroidale sono influenzate gravitazionalmente da Giove, il pianeta più grande del Sistema solare, che impedisce loro di unirsi per formare un pianeta o comunque un corpo celeste. L’attrazione gravitazione del Sole, invece, non solo trattiene i pianeti all’interno del Sistema solare, ma ne influenza anche i loro movimenti, in particolare le loro velocità lungo le orbite, che sono maggiori per i pianeti più vicini.

Fig.1A Schema delle orbite dei pianeti che gravitano intorno al Sole: sono anche indicate l'orbita del pianeta nano Plutone e quella della fascia degli asteroidi

Pianeti

I pianeti si sono formati per collisione e aggregazione di corpi più piccoli chiamati planetesimi, ossia i residui della formazione del Sole che si formarono lungo un disco di gas e polvere attorno alla nostra stella nascente. I planetesimi, scontrandosi tra loro, hanno dato luogo ai corpi maggiori. Tutti i pianeti del Sistema solare hanno una struttura interna che consiste di strati di composizione chimica diversa, con un nucleo centrale in prevalenza metallico.

La posizione dei pianeti rispetto alla Terra dipende dalla composizione dei loro movimenti con quelli della Terra attorno al Sole. Si chiama periodo siderale l’intervallo di tempo trascorso il quale un pianeta torna nello stesso punto della sua orbita attorno al Sole. Rispetto alla Terra, i pianeti assumono diverse posizioni (fig.1). Un pianeta interno (Mercurio o Venere) si dice in congiunzione inferiore se si trova nella stessa direzione del Sole e in congiunzione superiore se si trova nella direzione opposta; le due posizioni di elongazione orientale e occidentale corripondono alla massima distanza angolare dal Sole, rispettivamente a oriente e a occidente.

Un pianeta esterno si dice in congiunzione se si trova nella stessa direzione del Sole e in opposizione se si trova in direzione opposta; le due posizioni di quadratura orientale e occidentale si hanno quando il pianeta si trova a 90° rispetto alla linea Terra-Sole, rispettivamente a oriente e a occidente. Si chiama periodo sinodico l’intervallo di tempo trascorso il quale un pianeta interno torna alla congiunzione inferiore oppure un pianeta esterno torna all’opposizione.

Nel seguito sono descritte le proprietà dei pianeti del Sistema solare, a eccezione della Terra, per la quale si rinvia alla lezione specifica.

Fig.1B Posizioni dei pianeti rispetto alla Terra e al Sole

Mercurio

Si tratta del pianeta del Sistema solare più vicino al Sole. A causa di tale vicinanza, si può osservare dalla Terra soltanto poco prima dell'alba e poco dopo il tramonto, mai in piena notte. Si muove molto velocemente lungo la sua orbita, fortemente ellittica, completandola in 88 giorni e compie tre rotazioni ogni due orbite complete attorno al Sole. A causa della combinazione di questi due movimenti (rotazione e rivoluzione, fig.2), un’ipotetica persona su Mercurio dovrebbe aspettare 176 giorni per vedere due albe consecutive.

Il pianeta è quasi privo di atmosfera e la sua superficie è conseguentemente secca e accidentata e segnata da migliaia di crateri formati dall'impatto con meteoriti, somigliando a quella della Luna.

La superficie è caratterizzata dalla presenza di catene montuose lunghe e tortuose e da grandi altopiani interrotti da pianure lievemente ondulate. La temperatura media superficiale è di 167 °C. Poiché Mercurio non ha quasi atmosfera (composta soltanto dagli atomi del vento solare, ossigeno, sodio ed elio), l'intenso calore solare non è comunque trattenuto e le escursioni termiche sono elevate, da 467 °C a -183 °C.

Mercurio è il secondo corpo più denso del Sistema solare, dopo la Terra: la struttura interna è costituita da un nucleo di ferro che occupa quasi l’85% del diametro complessivo e che probabilmente produce il debole campo magnetico del pianeta. Le osservazioni ai radiotelescopi hanno evidenziato la possibile presenza di acqua ghiacciata nelle regioni polari, nel fondo di crateri molto profondi. Mercurio è stato raggiunto nel marzo 2011 dalla sonda MESSENGER, lanciata nell’agosto 2004. I dati fisici e i parametri orbitali aggiornati di Mercurio aggiornati possono essere consultati al seguente indirizzo web della NASA.

fig.2 Moti di rivoluzione e di rotazione di Mercurio

Venere

Venere è il secondo pianeta del Sistema solare in ordine di distanza dal Sole e il più luminoso del cielo. È coperto da spesse nubi che riflettono gran parte della luce solare. Tali nubi intrappolano anche il calore solare penetrato all'interno e riemesso dalla superficie, per cui, per effetto serra, la temperatura raggiunge sul pianeta valori molto elevati (fig. 3A e 3B). Questo pianeta è pertanto più caldo di Mercurio, nonostante si trovi a maggiore distanza dal Sole. La pressione è 90 volte maggiore rispetto a quella della Terra. L'atmosfera è composta soprattutto di biossido di carbonio, con tracce di acido solforoso, e praticamente assenza di vapore acqueo. La superficie è assai simile a quella che avrebbe la Terra se non vi fossero gli oceani ed è coperta per circa il 20% di pianure, per il 70% di altopiani e per il 10% di rilievi. È presente un’intensa attività vulcanica, con i flussi di lava che danno luogo ad ampie fenditure.

fig.3 A, Andamento della temperatura T con l'altitudine h nelle atmosfere di Venere (curve a tratto

continuo) e della Terra (curva tratteggiata. B, Modello dell'effetto serra nell'atmosfera di Venere

La struttura interna è costituita da un nucleo simile a quello terrestre, con elementi metallici (ferro e nichel) e silicati, da un mantello di roccia fusa che intrappola la radiazione solare e costituisce la maggior parte del pianeta, e da una crosta costituita da silicati e più spessa di quella terrestre. Venere non possiede lune, non ha un campo magnetico, forse a causa della sua lenta rotazione assiale, ed è l'unico pianeta il cui periodo di rotazione è più lungo di quello di rivoluzione.

Per quanto riguarda la sua visibilità, presenta fasi simili a quelle della Luna (fig.4).

fig.4 Fasi di Venere: rappresentazione del fenomeno (A) e

immagini del pianeta, a partire dalla fase piena (B)

Quando nel corso della sua orbita si trova nel punto più distante dal Sole (congiunzione superiore) appare al massimo della luminosità (fase piena); diventa, invece, invisibile (fase minima) nella posizione di congiunzione inferiore, cioè quando si trova alla distanza minima dalla Terra, perché in tale situazione l’emisfero illuminato dal Sole è quello opposto alla Terra. Attorno a Venere è entrata in orbita nell’aprile 2006 la sonda Venus express, lanciata nel novembre 2005.

I dati fisici e i parametri orbitali aggiornati di Venere possono essere consultati al seguente indirizzo web della NASA.

Marte

Marte è il quarto pianeta del Sistema solare in ordine di distanza dal Sole. È un piccolo corpo roccioso la cui superficie è stata modificata da vulcanismo, impatti con altri corpi, movimenti tettonici e fenomeni atmosferici. All'osservazione appare di colore rossastro per la presenza di ossidi di ferro al suolo. L’aspetto attuale della superficie di Marte è il risultato di processi di erosione e di sedimentazione durati centinaia di milioni di anni.

A differenza della Terra, dove questi fenomeni sono dipesi per la massima parte dall’azione delle acque correnti, su Marte il ruolo principale è stato svolto dal vento, che ha a mano a mano sgretolato le rocce superficiali, che poi si sono ossidate e idratate. La polvere dei deserti viene sollevata, di tanto in tanto, da venti impetuosi che la trasportano nelle regioni polari dove essa si deposita formando spessi strati di sedimenti. Le zone oscure, invece, devono il loro colore a rocce basaltiche, più giovani e quindi più compatte.

Marte possiede calotte polari ghiacciate, ben visibili al telescopio. Il clima è cambiato più di una volta, probabilmente a causa di modificazioni della sua orbita. Geologicamente sono importanti il Monte Olimpo (alto 27 km e largo 600 km) e un sistema di canyon equatoriale. Si pensa che su Marte siano stati presenti anticamente fiumi, laghi e, forse, oceani. L'acqua liquida sarebbe poi scomparsa dalla superficie, restando sotto forma di ghiaccio nella crosta; è possibile che acqua liquida si trovi tuttora in profondità.

La struttura interna di Marte (fig.5) si compone di una sottile crosta costituita da solida roccia, con uno spessore di circa 50 km; dal sottostante mantello, composto da roccia fusa più densa di quella del mantello terrestre; da un piccolo nucleo, probabilmente costituito da ferro. Il fatto che il nucleo sia solido è probabilmente il motivo della mancanza di campo magnetico su Marte (secondo le teorie più accreditate, infatti, per generare un campo magnetico occorre che nel pianeta vi sia un nucleo metallico fluido).

fig.5 Struttura interna di Marte

Possiede due lune, Phobos e Deimos, il cui diametro è rispettivamente di 27 e 15 km. Entrambe presentano una superficie ricca di crateri e potrebbero essere state asteroidi catturati dalla gravità di Marte.

Marte è oggetto di un’intensa attività di esplorazione attraverso numerose missioni, soprattutto della NASA. Mars odyssey ha preso il volo nell’aprile 2001 ed è stato

inserito in orbita attorno a Marte nell’ottobre successivo. Anche l’agenzia spaziale europea ESA (European Space Agency) ha rivolto il proprio interesse verso Marte, con il lancio nel giugno 2003 dell’orbiter Mars Express e del lander Beagle 2, quest’ultimo rilasciato sulla superficie del pianeta nel dicembre 2003 ma andato purtroppo perduto; la sonda orbitante continua invece la sua attività di osservazione. Tra il giugno e il luglio del 2003 la NASA ha inviato verso Marte due rovers, nell’ambito della missione Mars exploration rover, prima Spirit e successivamente Opportunity, sbarcati rispettivamente nel cratere Gusev e nell’area di Meridiani planum. Spirit non dà più segnali dal marzo del 2010; Opportunity è invece tuttora operativo. Nell’agosto 2005 la NASA ha lanciato Mars reconnaissance orbiter, che ha raggiunto Marte nel marzo 2006, per lo studio dei cambiamenti stagionali del contenuto di acqua e polvere dell’atmosfera e la ricerca di ulteriori evidenze della presenza di antichi mari sulla superficie marziana. Nel maggio 2008 la sonda Phoenix Mars lander, partita nell’agosto dell’anno precedente, è atterrata sul pianeta rosso, ne ha studiato l’ambiente e ha cercato prove della presenza di acqua e di forme primordiali di vita; problemi irrisolvibili ai pannelli solari ne hanno fatto perdere i contatti a partire dal novembre successivo. Nell’agosto del 2012 il rover Curiosity della sonda Mars science laboratory è atterrato mediante paracadute su Marte per analizzare il terreno della sua superficie e nel febbraio 2013 ha perforato ed estratto polvere da analizzare da una roccia marziana con venature chiare selezionata per la possibile presenza passata di acqua. I dati fisici e i parametri orbitali aggiornati di Marte possono essere consultati al seguente indirizzo web della NASA.

Giove

Giove è il pianeta più grande del Sistema solare e il quinto in ordine di distanza dal Sole. È un pianeta gassoso costituito soprattutto da idrogeno ed elio. Le sue dimensioni sono quasi le massime per un pianeta: il suo diametro è 11 volte quello della Terra e la sua massa 300 volte maggiore. Se la sua massa fosse stata 50÷100 volte maggiore sarebbe diventato una stella, e per questo è definito ‘Sole mancato’. All'osservazione appare striato, a causa della presenza di bande chiare e scure create dai forti venti orizzontali dell'atmosfera superiore. I venti soffiano in flussi continui e in direzioni opposte. Sono presenti anche strutture vorticose, la più estesa delle quali è la grande macchia rossa, un immenso vortice in rotazione antioraria nell'emisfero sud, lungo 26000 km, osservato da oltre 300 anni. Si ritiene che sia composta principalmente da ammoniaca in forma gassosa e da nuvole ghiacciate.

Il nucleo di Giove probabilmente non è solido. Con la rotazione del pianeta, il liquido interno, carico elettricamente, genera un campo magnetico molto intenso, la cui 'coda' si estende fino all'orbita di Saturno. Giove possiede molte lune e un sistema di anelli. Le quattro lune più grandi sono Io, Europa, Ganimede e Callisto. Gli anelli, individuati per la prima volta dalle sonde Voyager 1 e 2, sono composti dalle polveri che provengono dalle quattro lune interne del pianeta. La struttura interna del pianeta è schematizzata nella fig.6.

fig.6 Rappresentazione schematica della struttura interna di Giove

L’ultima sonda a raggiungere Giove è stata New Horizons, diretta verso Plutone. La successiva sarà Juno, lanciata dalla NASA nell’agosto del 2011 e che raggiungerà il pianeta nel luglio del 2016. Gli obiettivi annoverano lo studio dell’atmosfera di Giove, per valutare in particolare la quantità di acqua presente e le proprietà delle nubi in movimento; la formulazione di una mappa dei campi magnetici e gravitazionali del pianeta, al fine di comprenderne meglio la struttura interna; l’esplorazione della magnetosfera nelle zone vicino ai poli, dove le aurore forniscono importanti informazioni sull’interazione tra il campo magnetico e l’atmosfera. I dati fisici e i parametri orbitali aggiornati di Giove possono essere consultati al seguente indirizzo web della NASA, mentre i dati sulle lune di Giove possono essere consultati a questo altro link sempre della NASA.

Saturno

Saturno è il sesto pianeta del Sistema solare in ordine di distanza dal Sole. È un pianeta gassoso composto soprattutto da idrogeno (75%) ed elio (25%), con tracce di metano e di ghiaccio d'acqua. Con l'aumento della pressione, in profondità, l'idrogeno atmosferico diventa gradualmente liquido e poi liquido metallico. Si pensa che esista un nucleo roccioso con una massa dieci volte quella terrestre. La regione equatoriale è spazzata da violenti venti dell'atmosfera superiore.

Saturno possiede un complesso sistema di anelli che orbitano attorno all’equatore, esteso centinaia di migliaia di chilometri e costituito da materiale di ghiaccio d'acqua grande da pochi micrometri a qualche decina di metri, e numerose lune. La più grande, Titano, è nascosta da una spessa atmosfera ricca di azoto, che rende il suo ambiente simile a quello della Terra primordiale. L'asse magnetico di Saturno è quasi parallelo a quello di rotazione,

ma rovesciato rispetto a quest'ultimo.

La struttura di Saturno (fig.7) non sarebbe sostanzialmente diversa da quella di Giove, salvo una più completa differenziazione degli strati più interni. Al centro del pianeta vi sarebbe un nucleo roccioso di silicati e metalli, circondato da un guscio di materiali ghiacciati. Intorno a questo nucleo solido, avente un raggio di 10.000 o 15.000 km, si estenderebbe un mantello di idrogeno liquido nel quale si distinguerebbero, come su Giove, due strati: uno interno di idrogeno metallico, cioè idrogeno ionizzato, e uno esterno di idrogeno molecolare. Al di sopra dell’oceano di idrogeno liquido si estende l’atmosfera: tuttavia, il passaggio dalla fase liquida a quella gassosa avviene gradualmente, senza un confine netto.

fig.7 Rappresentazione schematica

dell'ipotetica struttura interna di Saturno

Gli anelli sono probabilmente residui di comete disintegratesi dopo essere state intrappolate dal campo gravitazione del pianeta. Si distinguono due anelli (denominati A e B) separati da uno spazio vuoto (divisione di Cassini) e, all’interno dell’anello A, un altro spazio vuoto (divisione di Encke); si ha inoltre l’anello C, più interno. La fig.8 mostra schematicamente la

struttura degli anelli A, B e C, evidenziando le lacune più notevoli (oltre alla divisione di Cassini e alla divisione di Encke, quelle dette di Huygens, di Maxwell e di Keeler). Sono stati anche scoperti altri anelli, assai rarefatti, sia all’interno sia all’esterno dei tre principali: l’anello D, che si estende dai limiti dell’atmosfera di Saturno fino all’anello C, e gli anelli F, G ed E, che si trovano oltre il bordo esterno dell’anello A. Un anello più grande è stato scoperto nel 2009, ampio fino a 12 milioni di km circa dal pianeta e con un’orbita inclinata di 27° rispetto agli altri anelli.

Saturno è stato raggiunto dalla sonda Cassini, che si è inserita nell’orbita del pianeta nel luglio del 2004, a quasi 7 anni dal suo lancio. Pochi mesi dopo, il 25 dicembre 2004 ha sganciato il lander Huygens sulla luna Titano: atterrato il 14 gennaio 2005, ha raccolto immagini e rumori ambientali. La missione è ancora in corso, ribattezzata Cassini solstice. I dati fisici e i parametri orbitali aggiornati di Saturno possono essere consultati al seguente indirizzo web della NASA, mentre i dati sulle lune di Saturno possono essere consultati al seguente indirizzo web pure della NASA.

fig.8 Rappresentazione schematica della struttura degli anelli A, B e C di Saturno

Urano

Urano è il settimo pianeta del Sistema solare in ordine di distanza dal Sole. È un pianeta gassoso la cui atmosfera è composta da idrogeno ed elio, con una piccola quantità di metano e tracce di acqua e ammoniaca. Più dell'80% della sua massa è contenuta in un esteso nucleo liquido, costituito principalmente da materiali ghiacciati e da materiali più densi in profondità. Nell'atmosfera sono presenti sistemi nuvolosi a diverse altezze; alcune nubi sono molto luminose. L'asse di rotazione è attualmente

quasi orizzontale rispetto al piano dell'orbita, forse a causa di una collisione avvenuta a epoche primordiali (fig.9). Malgrado ciò, per la lontananza dal Sole le differenze di temperatura tra notte e giorno non sono rilevanti. L'asse magnetico è fortemente inclinato (60°) rispetto all'asse di rotazione e spostato dal centro del pianeta di 1/3 di raggio. Urano possiede molte lune e un sistema di anelli.

fig.9 Confronto tra le dimensioni e le rotazioni della Terra e di Urano

La struttura interna ricorda quella di Giove e Saturno ed è composta da tre strati (fig.10): uno esterno gassoso costituito principalmente da idrogeno, metano ed elio, un mantello intermedio ghiacciato con acqua, metano e ammoniaca e un nucleo roccioso composto da ferro, nichel e silicati. Voyager 2 è l’unica sonda che finora ha raggiunto il pianeta. Il campo magnetico di Urano ha la peculiarità di derivare da un

dipolo fortemente eccentrico e inclinato di 60° rispetto all’asse di rotazione del pianeta. Poiché anche Nettuno possiede un campo magnetico simile, si pensa che la struttura dei campi magnetici dei due pianeti sia dovuta al fatto che essi sono generati da correnti elettriche che circolano in strati relativamente poco profondi.

I dati fisici e i parametri orbitali aggiornati di Urano possono essere consultati all' indirizzo web della NASA mentre i dati sulle lune di Urano possono essere consultati al seguente indirizzo web sempre della NASA.

fig.10 Rappresentazione schematica dell'ipotetica struttura interna di Urano

Nettuno

Nettuno è l'ottavo pianeta in ordine di distanza dal Sole, attorno al quale compie una rivoluzione completa ogni 165 anni. In realtà, a causa dell'orbita fortemente ellittica di Plutone, ogni 248 anni, per 20 anni, Nettuno si trova a essere il pianeta più distante dal Sole. La sua atmosfera è composta da idrogeno, elio e metano (quest'ultimo conferisce al pianeta il caratteristico colore blu, perché assorbe la luce rossa) e si fonde su un nucleo più pesante grande all'incirca quanto la Terra. Ha un campo magnetico intenso circa il doppio di quello terrestre. Possiede diverse lune e un sistema di anelli; la luna più grande,Tritone, orbita in senso opposto rispetto alla rotazione del pianeta ed è in graduale avvicinamento verso Nettuno, con il quale colliderà nel giro di 10÷100 milioni di anni, formando un vasto sistema di anelli. Voyager 2 è l’unica sonda che abbia condotto finora un’esplorazione diretta del pianeta. La fig.11 mostra una possibile struttura interna del pianeta. Partendo dal

centro, si distinguono: un nucleo roccioso di silicati e metalli, circondato da un guscio di materiali ghiacciati (H2O, NH3 e

CH4); un mantello di idrogeno molecolare

liquido e, infine, un’atmosfera gassosa. I dati fisici e i parametri orbitali aggiornati di Nettuno possono essere consultati al seguente indirizzo web della NASA mentre i dati sulle lune di Nettuno possono essere consultati al seguente indirizzo web sempre della NASA.

fig.11 Rappresentazione Ipotetica struttura interna di Nettuno

Altri corpi

Alla luce della nuova classificazione del 2006 da parte dell'International Astronomical Union (IAU), si definisce pianeta nano un corpo celeste che orbitando attorno al Sole ha una massa sufficientemente grande da fargli assumere una forma approssimativamente sferica ma che non ha ‘ripulito’ dagli altri corpi celesti la regione prossima alla sua orbita. L’ultima condizione non fa rientrare il corpo nella categoria

dei pianeti, indipendentemente dalla sua dimensione.

Si definisce invece plutoide un corpo celeste che percorre un’orbita attorno al Sole con semiasse maggiore superiore a quello dell’orbita di Nettuno, di sufficiente massa affinché la sua gravità gli conferisca equilibrio idrostatico e forma quasi sferica e che non abbia pulito la propria fascia orbitale; questa definizione è stata introdotta dall’IAU nel 2008. Un plutoide si può considerare sia come pianeta nano sia come oggetto transnettuniano: Plutone ne è un esempio.

Plutone

Plutone è un corpo piccolo e freddo del Sistema solare ancora non visitato da alcuna sonda. Le sue piccole dimensioni, paragonabili a quelle di un gruppo di corpi che orbitano nella stessa regione, ha dato luogo a un acceso dibattito sull'opportunità di considerarlo un pianeta, risolto, come detto, nel 2006 con la nuova definizione. Possiede probabilmente un nucleo roccioso circondato da un mantello d'acqua ghiacciata. La sua orbita è fortemente ellittica, tanto che ogni rivoluzione completa, per 20 anni, si trova più vicino al Sole di Nettuno (l'ultima volta ciò è accaduto tra il 1979 e il 1999). Sulla sua superficie sembrano esserci metano, azoto e monossido di carbonio ghiacciati. Plutone possiede calotte polari e larghe macchie scure vicino all'equatore. Oltre a Caronte, grande all'incirca la metà di esso e che orbita mostrando sempre la stessa faccia, altre due piccole lune sono state scoperte nel 2005 dal telescopio spaziale Hubble e sono state denominate Nix e Hydra. I dati fisici e i parametri orbitali aggiornati di Plutone possono essere consultati al seguente indirizzo web della NASA.

Asteroidi

Si tratta di piccoli corpi solidi, orbitanti intorno al Sole, per la maggior parte in una regione detta fascia degli asteroidi compresa fra le orbite di Marte e di Giove (v. fig.1). Nessun asteroide è visibile a occhio nudo: i più brillanti sono Vesta e Cerere, quest’ultimo il più grande asteroide. Le determinazioni più accurate delle dimensioni di un asteroide si ottengono sfruttando il passaggio di una stella dietro il suo disco: dalla durata delle eclissi, osservate da luoghi diversi della Terra e, quindi, da angoli di vista differenti, si ricavano i diametri di varie sezioni del corpo, che permettono poi di ricostruirne la forma. Le occultazioni, però, sono eventi piuttosto rari, sicché con questo procedimento si è riusciti a studiare soltanto una decina di oggetti. Informazioni importanti, per molti asteroidi, sono state ottenute misurando la loro luminosità sia nel visibile che nell’infrarosso: la prima rappresenta la frazione della luce solare riflessa dal corpo; la seconda, la sua emissione termica.

Entro la fascia degli asteroidi, le orbite non sono distribuite uniformemente, ma si distinguono dei ‘vuoti’ che, dal nome del loro scopritore, prendono il nome di lacune di Kirkwood. Tali lacune corrispondono, secondo la terza legge di Keplero, a periodi orbitali che stanno in determinati rapporti (per es., 4/1, 3/1, 5/2) con quello di Giove. Si pensa che la mancanza di asteroidi su queste orbite sia dovuta agli effetti perturbativi del campo gravitazionale di Giove. Infatti, se l’asteroide si trova in uno stato di risonanza col moto di Giove (per es., percorre tre orbite mentre Giove ne percorre una), esso viene a trovarsi, a intervalli regolari di tempo, in un’identica posizione rispetto al pianeta: ne consegue che le perturbazioni prodotte dall’attrazione gravitazionale di questo si sommano l’una all’altra, allontanando progressivamente l’asteroide dalla sua orbita originaria.

Gli asteroidi in grado di provocare una catastrofe sulla Terra sono quelli più grandi di un kilometro. Per calcolare qual è la probabilità che tali corpi colpiscano il nostro pianeta si utilizzano tecniche statistiche basandosi sull'assunzione che circa 65 milioni

di anni fa un asteroide grande 10 km colpì la Terra provocando probabilmente l'estinzione dei dinosauri, e che un tale impatto si verifichi approssimativamente ogni 100 milioni di anni. È necessario inoltre sapere quanti più asteroidi di 1 km ci sono rispetto a quelli di 10 km (i corpi più piccoli di 5 km sono però difficili da scoprire). Secondo calcoli effettuati utilizzando i dati della Sloan Digital Sky Survey (una mappa di un quarto di cielo), c'è una possibilità su 5000 che un asteroide colpisca in modo catastrofico la Terra nei prossimi cento anni.

Dallo studio della composizione chimica degli asteroidi è possibile ricostruire la storia della formazione dei corpi del Sistema solare. L’agenzia giapponese JAXA (Japan aerospace exploration agency) ha spedito la sonda Hayabusa verso l’asteroide NEA 25143 Itokawa: partita nel maggio 2003, ha incontrato Itokawa nel settembre 2005 e nel novembre successivo è atterrata sull’asteroide raccogliendo alcuni campioni di materiale; è rientrata sulla Terra nel 2010. Nel 2011 la missione Dawn, lanciata nel 2007, ha raggiunto l’asteroide Vesta e arriverà su Cerere nel 2015.

Comete

Le comete sono piccoli corpi ghiacciati composti di polvere, roccia e molecole organiche ricche di carbonio. Orbitano attorno al Sole come i pianeti, dai quali però differiscono sia per le caratteristiche fisiche sia per quelle orbitali; fortemente perturbate dall’attrazione dei pianeti e, in misura minore, da forze non gravitazionali. Nella forma tipica, una cometa appare composta di un nucleo, più o meno brillante, circondato da una sorta di nebulosità luminosa detta chioma; nucleo e chioma (talora indistinguibili uno dall’altra) formano la testa, dalla quale parte, allorché la cometa si avvicina al Sole, lo strascico luminoso, a volte lunghissimo, che forma la coda.

Le comete vengono chiamate con il nome degli scopritori, preceduto da una P se il loro periodo è inferiore a 200 anni. Tra le comete più notevoli va ricordata l a P-Halley: si tratta di una cometa periodica (periodo approssimato 77 anni), di cui sono stati individuati ben 30 ritorni a partire dal 280 a.C.; il suo nucleo è stato fotografato nel 1986 dalla sonda Giotto.

La struttura più estesa e più spettacolare di una cometa è la coda. Si distinguono due tipi di code, spesso, ma non sempre, presenti simultaneamente in una stessa cometa

(fig.12): le code di tipo I o code ioniche e le code di tipo II o code di polvere. Entrambe le code si sviluppano in direzione opposta al Sole: tuttavia le code ioniche hanno andamento quasi rettilineo, mentre le altre hanno la caratteristica forma ricurva.

fig.12 Le code di una cometa (A); la loro posizione durante l'orbita attorno al Sole (B)

Si pensa che la maggior parte delle comete si addensi in una specie di guscio sferico (detto Nube di Oort), situato agli estremi confini del Sistema solare. Queste comete sono legate gravitazionalmente al Sole in modo molto debole. Il campo gravitazionale di una delle stelle più vicine al Sole perturba di tanto in tanto il moto di una di esse, strappandola alla nube e facendola perdere nello spazio interstellare, oppure spingendola verso le regioni interne del sistema solare. La scoperta della Fascia di

Kuiper (asteroidi al di là dell’orbita di Nettuno) ha gettato una nuova luce sull’origine della comete di periodo più breve, le cui orbite mal si conciliano con una provenienza dalla Nube di Oort. Si ipotizza dunque che le comete abbiano due origini diverse: quelle di periodo medio o lungo proverrebbero dalla Nube di Oort, quelle di breve periodo dalla Fascia di Kuiper (fig.13).

fig.13 Nube di Ooort e fascia di Kuiper

Anche le comete conservano informazioni sulla composizione primordiale del Sistema solare, poiché provengono dalle sue regioni più esterne e trascorrono la maggior parte della loro vita in un ambiente che non è stato alterato dai processi di formazione planetaria. Nel gennaio 2004 Stardust (partita nel 1999) ha attraversato la chioma della cometa 81P/Wild-2 a circa 240 km dal nucleo, che è apparso piccolo (circa 5 km di diametro) e ricco di crateri. Nel settembre 2001 Deep Space 1 (lanciata nel 1998) ha attraversato la chioma di 19P/Borrelly e ne ha analizzato il nucleo, acquisendo immagini e spettri. Nel luglio 2005 la sonda Deep impact ha sganciato un modulo impattatore sul nucleo della cometa 9P/Tempel-1 per studiarne la fuoriuscita di materiale. Gli scarsi risultati ottenuti hanno spinto alla sua estensione nell’ambito della missione EPOXI, che nel 2010 ha raggiunto e studiato la cometa 103P/Hartley; prossimo obiettivo, il raggiungimento e l’osservazione dell’asteroide 2002 GT, nel 2020. Per avere immagini di un nucleo cometario migliori di quelle di Deep impact dovremo aspettare l’arrivo della sonda Rosetta verso la cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko, che avverrà nel 2014, con l’atterraggio sul nucleo del lander Philae.

Meteore e meteoriti

Le meteore sono frammenti di comete o di asteroidi che entrano nell’atmosfera terrestre e bruciano per attrito lasciando una traccia luminosa, spesso denominata di ‘ stelle cadenti’. Durante un anno la Terra attraversa zone dello spazio nel quale ci sono maggiori concentrazioni di particelle che penetrano nell’atmosfera.

I meteoriti sono invece i corpi celesti che dopo aver attraversato l’atmosfera terrestre precipitano al suolo. Ogni anno sulla Terra cadono migliaia di meteoriti, la maggior parte dei quali in mare o in zone desertiche. L’area più favorevole alla raccolta di meteoriti è l’Antartide, i cui ghiacci conservano per lungo tempo i frammenti rocciosi caduti al suolo.