La nuova visione del Sistema Solare. Mario Di Martino INAF Osservatorio Astronomico di Torino

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1 La nuova visione del Sistema Solare Mario Di Martino INAF Osservatorio Astronomico di Torino

2 Casa, dolce casa... Via Lattea: galassia a spirale Una massa di 200 miliardi di Soli 30-mila anni luce

3 Guardare lontano equivale a guardare nel passato Il Sole dista 150 milioni di km, o 8 minuti luce. Lo vediamo come era 8 minuti prima. La stella più vicina è vista ora com era 4,2 anni fa. La galassia di Andromeda è vista oggi com era 2,2 milioni d anni fa. Alcune delle galassie dell Hubble Deep Field: le vediamo oggi come erano circa 11 miliardi d anni fa.

4 L universo visibile contiene circa 100 miliardi di galassie M31 in Andromeda

5 La tavolozza delle nebulose

6 Nebulose e ammassi giovani

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9 La nascita di una stella

10 Embrioni stellari

11 Altri embrioni

12 Nebulosa dell Aquila (M 16) (6.500 a.l.)

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14 La futura vita della stella dipende essenzialmente dalla sua massa iniziale Più è grande alla nascita e più corta sarà la sua esistenza Le più grandi vivono una decina di milioni di anni Le più piccoli vivono più di 10 miliardi di anni Le stelle più grandi sono anche le più calde

15 Temperatura e colore Le più calde e grandi hanno colore azzurro (giganti azzurre), le più piccole e fredde hanno colore rosso. Il Sole ha dimensioni medie ed è di colore giallo o C Temperatura superficiale Attenzione: le giganti e super-giganti rosse,, sono invece stelle ormai prossime alla loro fine

16 Adesso accendiamo la stella (ad esempio il Sole) nucleo H H H H He Fusione nucleare 4 atomi di idrogeno si uniscono per formare 1 atomo di elio e produrre energia

17 L energia che si origina nel nucleo produce una pressione che spinge verso l esterno. La forza di gravità spinge verso l interno. La stella raggiunge l equilibrio quando le due forze si equivalgono Il motore della stella è a regime

18 La stella (Sole) vive in queste condizioni stabili per circa 10 miliardi di anni producendo luce, calore, ecc., fino a che il nucleo non si trasforma tutto in elio ed il motore si spegne. Senza più pressione verso l esterno la gravità comprime il nucleo che comincia a scaldarsi sempre di più

19 La temperatura cresce fino a che un guscio di idrogeno attorno al nucleo innesca la fusione in elio. La temperatura aumenta ancora e gli strati esterni della stella si dilatano raffreddandosi. La stella si trasforma in una gigante rossa anche 100 volte più grande del Sole. La temperatura nel nucleo innesca la fusione di elio in carbonio

20 Quando il Sole sarà diventato una Gigante Rossa arriverà quasi a toccare l orbita della Terra Terra

21 La stella ha ormai una struttura a quattro strati ( come una cipolla ) : l idrogeno all esterno, il guscio di idrogeno che continua la fusione in elio, il guscio di elio che si trasforma in carbonio ed il nucleo di carbonio inerte che aumenta sempre più.

22 Per qualche decina di milioni di anni la stella riesce a mantenere un certo equilibrio. Poi il motore comincia di nuovo a fermarsi e la gravità ricomincia a comprime il nucleo. La temperatura cresce, ma il carbonio non riesce a trasformarsi in ossigeno ed il nucleo collassa, mentre gli strati esterni vengono lanciati nello spazio circostante

23 Il Sole si è trasformato in una nana bianca (100 volte più piccola del Sole), mentre nello spazio si propaga una nebulosa planetaria Alcuni esempi

24 Stelle che invecchiano

25 Le stelle più grandi del Sole (almeno 8 volte) hanno una vita molto più breve (non più di qualche decina di milioni di anni) ed anche più violenta Raggiunta in fretta la fase di gigante o supergigante rossa, la loro massa è tale da mantenere una temperatura elevatissima nel nucleo (fino ad un miliardo di gradi) e riuscire a trasformare gli elementi fino al ferro (una cipolla con molti strati). La fusione del ferro non produce più energia, anzi la assorbe, e quindi la stella compressa dalla forza di gravità esplode in modo catastrofico

26 Il nucleo di una super-gigante poco prima della sua esplosione

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28 Si produce una supernova, una delle esplosioni più grandi dell universo, durante la quale si producono tutti gli elementi più pesanti del ferro, quali l oro, l argento, l uranio, ecc. Gli strati esterni della stella si disperdono nello Spazio sottoforma di una nebulosa La più famosa: la Nebulosa del Granchio, osservata nel 1054 e visibile in pieno giorno

29 Nebulosa del Granchio Disco di accrescimento attrorno alla stella di neutroni della Crab Resto di Supernova in Cassiopea

30 Una spettacolare supernova è stata osservata nel 1987 nella Grande Nube di Magellano (una galassia vicina alla nostra). Nell immagine che segue si vede la galassia prima (a destra) e dopo l esplosione (a sinistra). Come si può notare la luce della supernova rivaleggia con quella dell intera galassia.

31 La supernova del 1987

32 Supernova del 1994 in una galassia lontana

33 Ricapitolando Stelle con massa iniziale inferiore a 8 volte quella del Sole finiscono la loro vita espellendo una nebulosa planetaria. Stelle con massa iniziale superiore a 8 volte quella del Sole finiscono la loro vita esplodendo come supernova.

34 Cosa resta della stella originaria? Tutto dipende di nuovo dalla massa

35 Se la massa finale della stella è superiore a 1,4 masse solari, essa collassa e la materia si comprime a densità superiori a 100 milioni di tonnellate per centimetro cubo. Il guscio formato dagli elettroni non è più in grado di controbilanciare l'enorme pressione ed i nuclei atomici si avvicinano fino ad entrare in contatto tra loro: la stella diviene una stella di neutroni o pulsar. Se la massa della stella supera le 3 masse solari, la stella di neutroni non riesce più a bilanciare la forza gravitazionale: si trasforma in un buco nero, un oggetto in cui la gravità è talmente potente da non permettere che nulla sfugga da esso nemmeno la luce.

36 Stella di Neutroni Nuclei atomici a contatto Il Sole costretto in un raggio di 10 km Una portaerei compressa in un granello di sabbia Il contenuto di un cucchiaino da te peserebbe decine di milioni di tonnellate Per abbandonarla bisogna raggiungere una velocità di circa km/sec (Terra = 11 km/sec)

37 Una stella di neutroni su New York (circa 10 km di diametro)

38 Le stelle di neutroni ruotano velocemente su se stesse (anche oltre giri in un secondo) ed emettono due potenti fasci di onde radio in direzioni opposte. Se uno dei due fasci è diretto verso la Terra, si vedrà un lampo ad ogni giro, proprio come se fosse un faro nell Universo, da cui il nome di Pulsar

39 Buco Nero Un Buco Nero è una stella in cui la gravità è talmente elevata da non permettere nemmeno alla luce di uscirne fuori Un Buco Nero è quindi un oggetto invisibile Si può scoprire solo con metodi indiretti, ossia osservando gli effetti che causa su ciò che lo circonda

40 Il ciclo stellare nebulosa stella grande stella media stella piccola supernova buco nero nebulosa planetaria pulsar nana bianca morte = nascita

41 Il diagramma di Hertzsprung-Russel

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43 La formazione di un sistema planetario

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45 Vega Fomalhaut Beta Pictoris

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47 La zona di abitabilità

48 James Webb Telescope 6.5 metri di apertura

49 E-ELT 39-m TMT 30-m

50 Il sistema Solare il 24 agosto pianeti, 5 pianeti nani Haumea

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52 La risoluzione approvata dall Unione Astronomica Internazionale (24 agosto 2006) (1)Un pianeta è un corpo celeste che ( a ) orbita attorno al Sole, ( b ) ha sufficiente massa affinché l auto-gravitazione superi le forze di stato solido ed esso assuma la forma (quasi sferica) di equilibrio idrostatico, ( c ) ha eliminato i planetesimi presenti in prossimità della sua orbita. (2)Un pianeta nano ha le precedenti caratteristiche ( a ) e ( b ), ma ( c ) NON ha eliminato i planetesimi presenti in prossimità della sua orbita e ( d ) non è un satellite. (3)Tutti gli altri oggetti, non satelliti, orbitanti attorno al Sole devono essere considerati come Corpi Minori del Sistema Solare.

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56 Le leggi di Keplero Le leggi di Keplero, formulate dall astronomo tedesco nel 1610, descrivono il moto dei pianeti attorno al Sole. Prima Legge L'orbita descritta da un pianeta è un'ellisse, di cui il Sole occupa uno dei due fuochi.

57 Le leggi di Keplero Seconda Legge Il raggio vettore che unisce il centro del Sole con il centro del pianeta descrive aree uguali in tempi uguali.

58 Le leggi di Keplero Terza Legge I quadrati dei periodi di rivoluzione dei pianeti sono direttamente proporzionali ai cubi dei semiassi maggiori delle loro orbite.

59 La Legge di Gravitazione La legge di gravitazione di Newton formulata nel 1666 spiega perché i pianeti si muovono secondo le leggi di Keplero Qualsiasi oggetto dell'universo attrae ogni altro oggetto con una forza diretta lungo la linea che congiunge i baricentri dei due oggetti, di intensità direttamente proporzionale al prodotto delle loro masse ed inversamente proporzionale al quadrato della loro distanza.

60 Tutti i pianeti orbitano attorno al Sole nella stessa direzione (senso antiorario guardando in basso dall alto del polo nord del Sole) Tutti i pianeti, ad eccezione di Venere, Urano e Plutone ruotano su se stessi nello stesso senso: Nella figura sopra, per ciascun pianeta, è riportato l angolo di inclinazione dell asse di rotazione rispetto alla perpendicolare al piano dell orbita

61 I pianeti Interni Dati: Diametro Massa Densita Rivoluzione Rotazione Temperatura Satelliti Atmosfera Mercurio Venere Terra Marte km km km km kg/m kg/m kg/m kg/m 3 88 giorni 224 giorni 365 giorni 6 ore 687 giorni 58 giorni 16 ore 243 giorni (Retrogrado) 23 ore 56min 24 ore 37 min 480 C/-180 C 480 C 22 C 20 C/-110 C No No 1 2 No CO 2, H 2 SO 4 N 2, O 2 CO 2

62 I pianeti Giganti Dati: Diametro Massa Densita Rivoluzione Rotazione Temperatura Satelliti Atmosfera Giove Saturno Urano Nettuno km km km km kg/m kg/m kg/m kg/m 3 11 anni 10 mesi 29 anni 6 mesi 84 anni 165 anni 9 ore 50 minuti 10 ore 15 minuti 18 ore 19 ore -150 C -180 C -210 C -220 C H 2, He H 2, He H 2, He, CH 4 H 2, He,CH 4

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64 ALBEDO E la frazione di luce incidente che viene riflessa. L'albedo massimo è 1, quando tutta la luce incidente viene riflessa. L'albedo minimo è 0, quando nessuna frazione della luce viene riflessa.

65 Mercurio Il pianeta più piccolo, vicino al Sole, veloce Mario Di Martino Osservatorio Astrofisico di Torino

66 PUNTI DEL DISCORSO 1) Caratteristiche 2) Prova della Relatività Generale 3) Struttura Interna 4) Superficie 5) Atmosfera 6) Missioni Spaziali

67 Caratteristiche del pianeta Massa: 3.3 x kg = masse terrestri Raggio: 2439 km = raggi terrestri Densità: 5.43 g/ cm 3 Velocità di fuga: 4.2 Km/sec Albedo: Magnitudine apparente: da 1 a -2 Periodo di rotazione: giorni Parametri orbitali Periodo Orbitale: giorni Distanza media dal Sole: x 10 7 km (= AU) Velocità orbitale media: 47.9 km/s Inclinazione orbitale: Eccentricità dell orbita:

68 Prova della Relatività Generale Mercurio, con la sua vicinanza al Sole e l alta eccentricità, ha fornito una delle 3 prove classiche della Teoria della Relatività generale: il perielio di Mercurio avanza di 574 /secolo; di questi 42.98/secolo sono giustificabili solo con la Relatività Generale.

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70 Per Einstein lo spazio e il tempo si uniscono in un nuova entità detta spazio-tempo. La massa dice allo spazio-tempo come curvarsi e lo spazio-tempo curvato dice alla massa come muoversi (John Wheeler)

71 IL PERIODO DI ROTAZIONE È 2/3 DI QUELLO DI RIVOLUZIONE Rotazione: 58,6 giorni Rivoluzione: 88 giorni Questo fatto, unito all alta eccentricità, fa sì che il Sole al perielio culmini sempre sullo stesso meridiano o sul meridiano opposto, detti: poli caldi (T = 480 C). All afelio il Sole culmina sui meridiani a 90 detti poli tiepidi (T = 250 C).

72 TRANSITI DI MERCURIO SUL SOLE Avvengono nei mesi di maggio e novembre a intervalli di 7, 13 e 46 anni per quelli di novembre, 13 e 33 anni per quelli di maggio. L ultimo si è verificato l 8 novembre Il prossimo il 9 maggio 2016 Inizio: 11:12 UT Fine: 18:42 UT

73 Fra tutti i pianeti rocciosi Mercurio è quello che ha il nucleo metallico in proporzione più grande (3/4 del raggio). Sovrapposto ad esso c è un mantello di silicati e una crosta spessa. STRUTTURA INTERNA

74 Mercurio

75 Ai crateri sono stati dati i nomi di scrittori, musicisti e pittori

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77 Sulla superficie di Mercurio si trovano pianure intercrateriche e pianure lisce, che somigliano vagamente ai mari lunari.

78 I crateri di Mercurio sono in media più grandi di quelli della Luna o di Marte, perché, essendo Mercurio più vicino al Sole, i proiettili che li hanno generati erano più veloci che non nelle regioni più esterne.

79 CALORIS PLANITIA E uno dei più grandi bacini di impatto del Sistema Solare con un diametro di km.

80 Quando Mercurio si è raffreddato, si è contratto in modo disomogeneo, per cui si notano delle scarpate. FAGLIE E SCARPATE

81 CAMPO MAGNETICO 100 volte più debole di quello terrestre

82 ATMOSFERA Su un pianeta così piccolo e caldo le molecole di gas tendono a superare la velocità di fuga e a disperdersi nello spazio. Nel 1985 si scoprì che su Mercurio è presente una debole atmosfera (la pressione è di atmosfere) composta da gas probabilmente espulsi dalle rocce a causa dell incessante bombardamento delle particelle del vento solare: OSSIGENO MOLECOLARE 42% SODIO 29% IDROGENO MOLECOLARE 22% ELIO 6% POTASSIO 0.5%

83 Acqua ai poli

84 VICINO AI POLI LA TEMPERATURA È -150 C. IL GHIACCIO D ACQUA FORSE PORTATO DALLE COMETE PUO RESISTERE PER LUNGHI TEMPI

85 MISSIONI PASSATE: MARINER 10 ( ) Ha fotografato il 45% della superficie e ha scoperto che Mercurio possiede un debole campo magnetico (1/80 di quello terrestre).

86 MISSIONI IN CORSO: SONDA MESSENGER Partita il 3/8/2004, è arrivata il 6/4/2009. E protetta dalla radiazione solare da uno scudo termico. Fotografa tutta la superficie, confermando se ai poli c è ghiaccio.

87 Messenger

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93 Bacino Caloris D = 680 km

94 Concentrazioni di massa MASCON

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97 km/h cratere ~16 metri

98 MISSIONI FUTURE: BEPI COLOMBO Lancio previsto 2016