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