Origine ed evoluzione del Sistema solare. 23/03/2006 R. Bedogni INAF - Osservatorio Astronomico di Bologna

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1 Origine ed evoluzione del Sistema solare 23/03/2006 R. Bedogni INAF - Osservatorio Astronomico di Bologna 1

2 Il Sistema solare -il nostro giardino di casa Il nostro Sistema solare è composto da otto pianeti, Mercurio,Venere,Terra, Marte, Giove, Saturno, Urano e Nettuno tutti dotati di una loro individualità più Plutone che non è un pianeta in senso stretto ma che fa parte di una fascia di corpi celesti lontani i Plutini 2

3 Il Sistema solare visto dal Voyager II Il Voyager II che si è inoltrato, primo satellite costruito dall uomo, nello spazio interstellare, ci ha spedito, prima di lasciare definitivamente il Sistema solare questa straordinaria immagine del nostro giardino di casa. 3

4 I pianeti interni di tipo terrestre Mercurio Venere Terra Marte 4

5 Gli Asteroidi L'asteroide (951) Gaspra fotografato dalla sonda Galileo il 29 ottobre 1991 Gli Asteroidi (o pianetini ) sono corpi rocciosi abbastanza piccoli compresi in una zona chiamata Fascia degli Asteroidi tra le orbite di Marte e Giove. Solo una mezza dozzina hanno un diametro superiore ai 300 km mentre i più piccoli hanno dimensioni di qualche km. 5

6 I pianeti esterni di tipo gassoso Giove Saturno Urano Nettuno... e quelli esterni di tipo gassoso, separati dalla fascia degli Asteroidi 6

7 La fascia esterna di Kuiper del Sistema solare L immagine del Sistema solare si è profondamente evoluta nell ultimo decennio del XX secolo. Plutone non è più l unico tra i corpi celesti più distanti del Sistema solare: un gran numero di corpi ghiacciati sono stati recentemente scoperti ai confini del Sistema solare. 7

8 Distanze nel Sistema solare La distanza unitaria tramite la quale si misurano le distanza dei pianeti nel Sistema solare è l unità astronomica (U.A.) cioè la distanza media Terra - Sole = km 8

9 Distanze l anno luce (a.l.) Terra Un altra tipica unità di misura, ma soprattutto per le distanze stellari è l anno luce : lo spazio percorso dalla luce in un anno pari a circa ~ chilometri Utilizzando questa unità di misura la distanza Terra-Sole risulta solo 8 minuti luce 9

10 Distanze l anno luce (a.l.) Nel caso però di Plutone uno dei corpi celesti più lontani del Sistema solare la distanza pari a 39,5 U.A. diventa però rilevante in quanto misurabile già in ore luce ~ km 5, 3 ore Plutone 10

11 Le dimensioni dei pianeti ---- D (AU) R/R T M/M t Prot/P t Lune I e ρ (g/cm 3 ) Sole ,410 Mercurio 0,39 0,38 0,05 58,8 0 7 o 0,2056 5,43 Venere 0,72 0,95 0, ,394 o 0,0068 5,25 Terra 1,0 1,00 1,00 1,00 1 0,000 o 0,0167 5,52 Marte 1,5 0,53 0,11 1, ,850 o 0,0934 3,95 Giove 5, , ,308 o 0,0483 1,33 Saturno 9, , ,488 o 0,0560 0,69 Urano 19, , ,774 o 0,0461 1,29 Nettuno 30, , ,774 o 0,0097 1,64 Plutone 39,5 0,18 0,002 0, ,15 o 0,2482 2,03 D= distanza in Unità Astronomiche P= periodo di rotazione in giorni R T = raggio in unità di raggio terrestre=6378 km I= inclinazione dell orbita in gradi M= massa in unità di massa terrestre e= eccentricità dell orbita ρ= densità terrestre=5.52 gr/cm 3 11

12 Le dimensioni dei pianeti ---- D (AU) R/R T Sole Mercurio 0,39 0,38 Venere 0,72 0,95 Terra 1,0 1,00 Marte 1,5 0,53 Giove 5,2 11 Saturno 9,5 9 Urano 19,2 4 Nettuno 30,1 4 Plutone 39,5 0,18 Giove ha un raggio 11 volte maggiore di quello della Terra 12

13 Le orbite dei pianeti ---- D (AU) R/R T Sole Mercurio 0,39 0,38 Venere 0,72 0,95 Terra 1,0 1,00 Marte 1,5 0,53 Giove 5,2 11 Saturno 9,5 9 Urano 19,2 4 Nettuno 30,1 4 I pianeti interni I pianeti esterni Plutone 39,5 0,18 Giove ha un raggio dell orbita 5 volte maggiore di quello della Terra (1 U.A.) 13

14 Le dimensioni delle orbite dei pianeti Diametro dell orbita di Plutone circa 80 UA oltre 10 ore-luce ---- D (AU) R/R T Sole Mercurio 0,39 0,38 Venere 0,72 0,95 Terra 1,0 1,00 Marte 1,5 0,53 Giove 5,2 11 Saturno 9,5 9 Urano 19,2 4 Nettuno 30,1 4 Plutone 39,5 0,18 14

15 Pianeti terrestri e pianeti gassosi ---- D (AU) R/R t ρ (g/cm 3 ) Sole ,41 Mercurio 0,39 0,38 5,43 Venere 0,72 0,95 5,25 Terra 1,0 1,00 5,52 Marte 1,5 0,53 3,95 Giove 5,2 11 1,33 Saturno 9,5 9 0,69 Urano 19,2 4 1,29 Nettuno 30,1 4 1,64 Densità dell acqua= 1 gr/cm 3 Plutone 39,5 0,18 2,03 15

16 Mercurio, il più vicino al Sole Una delle migliori immagini di Mercurio presa da un telescopio a Terra Distanza dal Sole (U.A.) = 0,39 Distanza dal Sole (km) = Periodo di rivoluzione (anni) = 0,241 Eccentricità = 0,20561 Inclinazione rispetto all'eclittica = 7 0' Velocità orbitale media (km/sec) = 47,88 Massa (Terra = 1) = Raggio equatoriale (km) = Raggio equatoriale (Terra = 1) = 0,382 Densità media (Terra = 1) = 0,98 Accelerazione di gravità (Terra = 1) = 0,284 Velocità di fuga (km/sec) = 4,25 Periodo di rotazione = 58gg 15h 36m Inclinazione sul piano dell'orbita = 0,0 Albedo = 0,10 Magnitudine visuale massima = -1,9 Numero satelliti = 0 Noto sin dall antichità 16

17 Mercurio Mercurio è difficilmente visibile da Terra, ad occhio nudo, somiglia molto alla Luna ed è stato esplorato una sola volta nel 1973 dalla sonda Mariner

18 Venere visto dal Telescopio Spaziale HST Venere Distanza dal Sole (U.A.) = 0,72 Distanza dal Sole (km) = Periodo di rivoluzione (anni) = 0,615 Eccentricità = 0,0068 Inclinazione rispetto all'eclittica = 3 23' Velocità orbitale media (km/sec) = 35,02 Massa (Terra = 1) = 0,815 Raggio equatoriale (km) = Raggio equatoriale (Terra = 1) = 0,949 Densità media (Terra = 1) = 0,95 Accelerazione di gravità (Terra = 1) = Velocità di fuga (km/sec) =10,36 Periodo di rotazione = -243gg 0h 14.4m (RETROGRADO) Inclinazione sul piano dell'orbita = 177,3 Albedo = 0,65 Magnitudine visuale = -4,4 Numero satelliti = 0 Noto sin dall antichità 18

19 La superficie di Venere Una delle rare immagini della superficie di Venere in una delle fotografie prese dalla sonda Venera 13 nel

20 Una mappa di Venere L emisfero di Venere è stato ricostruito utilizzando le immagini radar della sonda Magellano 20

21 La regione Eistla, una porzione della superficie di Venere Le tecniche di prospezione radar della sonda Magellano permettono anche ricostruzioni tridimensionali della superficie di Venere. 21

22 Marte Marte visto dalla Mars Global Surveyor. Cortesia NASA/JPL Distanza dal Sole (U.A.) = 1,52 Distanza dal Sole (km) = Periodo di rivoluzione (anni) = 1,8808 Eccentricità = 0,093 Inclinazione rispetto all'eclittica = 1 51' Velocità orbitale media (km/sec) = 24,14 Massa (Terra = 1) = 0,107 Raggio equatoriale (km) = 3 397,2 Raggio equatoriale (Terra =1 ) = 0,532 Densità media (Terra = 1) = 0,72 Accelerazione di gravità (Terra = 1) = 0,38 Velocità di fuga (km/sec) = 5,0 Periodo di rotazione = 24h 37m 22s Inclinazione sul piano dell'orbita = 25,19 Albedo = 0,25 Magnitudine visuale = -2,01 Numero satelliti = 2 Noto sin dall antichità 22

23 Le dimensioni di Marte La superficie di Marte eguaglia quella delle terre emerse. È consistentemente più piccolo della Terra 23

24 Giove Un immagine di Giove osservato da Terra con il Nord Optical Telescope Distanza dal Sole (U.A.) = 5,20 Distanza dal Sole (km) = Periodo di rivoluzione (anni) = 11,862 Eccentricità = 0,048 Inclinazione rispetto all'eclittica = 1 18' Velocità orbitale media (km/sec) = 13,06 Massa (Terra = 1) = 317,938 Raggio equatoriale (km) = Raggio equatoriale (Terra = 1) = 11,209 Densità media (Terra = 1) = 0,24 Accelerazione di gravità (Terra = 1) = 2,34 Velocità di fuga (km/sec) = 59,6 Periodo di rotazione = 9h 50m 28s Inclinazione sul piano dell'orbita = 3,12 Albedo = 0,52 Magnitudine visuale = -2,10 Numero satelliti = più di 16 Noto sin dall antichità 24

25 Giove il gigante dei pianeti del Sistema solare Nel lontano 1972 in cui la sonda Pioneer arrivò in prossimità di Giove è iniziata l era dell esplorazione spaziale dei pianeti esterni. Le missioni Voyager I e II hanno fornito immagini straordinarie di Giove nel 1979 e

26 La macchia rossa di Giove La Macchia rossa di Giove è una regione di grande turbolenza ciclonica attiva da almeno 300 anni sulla superficie del pianeta. Quello che ancora non si comprende è come, una turbolenza di queste dimensioni, possa persistere per così tanto tempo nell amosfera di Giove. 26

27 Saturno Un immagine di Saturno osservato da Terra con il Nord Optical Telescope Distanza dal Sole (U.A.) =9,5538 Distanza dal Sole (km) = Periodo di rivoluzione (anni) =29,459 Eccentricità=0,056 Inclinazione rispetto all'eclittica =2 29 Velocità orbitale media (km/sec) =9,67 Massa (Terra=1) =95,181 Raggio equatoriale (km) = Raggio equatoriale (Terra=1) =9,449 Densità media (Terra=1) =0,13 Accelerazione di gravità (Terra=1) =0,93 Velocità di fuga (km/sec) =35,49 Periodo di rotazione =10h 13m 23s Inclinazione sul piano dell'orbita =26,73 Albedo=0,47 Magnitudine visuale=-0,67 Numero satelliti =18 20 Noto sin dall antichità 27

28 Saturno il pianeta degli anelli La caratteristica principale di Saturno, anche se presente pure in tutti gli altri pianeti giganti, sono gli anelli che lo circondano. 28

29 Urano Distanza dal Sole (U.A.) = 19,19 Distanza dal Sole (km) = Periodo di rivoluzione (anni) = 84,01 Eccentricità = 0,0461 Inclinazione rispetto all'eclittica = 0 46' Velocità orbitale media (km/sec) = 6,80 Massa (Terra = 1) = 14,531 Raggio equatoriale (km) = Raggio equatoriale (Terra = 1) = 4,007 Densità media (Terra = 1) = 0,23 Accelerazione di gravità (Terra = 1) = 0,79 Velocità di fuga (km/sec) = 21,3 Periodo di rotazione = 17h 12m Inclinazione sul piano dell'orbita = 97,86 Albedo = 0,51 Magnitudine visuale = 5,52 Numero satelliti finora noti (luglio 2001) = 21 Scopritore W. Herschel (1781) 29

30 Nettuno Distanza dal Sole (U.A.) = 30,061 Distanza dal Sole (km) = Periodo di rivoluzione (anni) = 164,788 Eccentricità = 0,0097 Inclinazione rispetto all'eclittica = 1 46' Velocità orbitale media (km/sec) = 5,45 Massa (Terra = 1) = 17,135 Raggio equatoriale (km) = Raggio equatoriale (Terra = 1) = 3,883 Densità media (Terra = 1) = 0,30 Accelerazione di gravità (Terra = 1) = 1,12 Velocità di fuga (km/sec) = 23,50 Periodo di rotazione = 16h 6m Inclinazione sul piano dell'orbita = 28,31 Albedo = 0,41 Magnitudine visuale = 7,84 Numero satelliti = 8 Scopritori Le Verrier e Galle (1846) 30

31 La formazione del Sistema solare fatti e problemi a cui deve rendere conto una buona teoria di formazione planetaria 1. Le orbite dei pianeti 2. La rotazione dei pianeti attorno al proprio asse 3. La composizione dei pianeti (e del Sole) 4. L età del Sistema solare 5. La durata del processo di formazione 6. Il problema del momento angolare 31

32 Le orbite dei pianeti Le orbite dei pianeti sono prossime al piano dell eclittica cioè al piano orbitale terrestre ed il Sole è il loro centro (con inclinazione media ~ 1,75 º ) Sono praticamente circolari (con eccentricità media ~ 0,04) Anomalie di Mercurio (e ~ 0,2) e Plutone (non un pianeta) I pianeti ruotano tutti nello stesso senso (diretto) attorno al Sole 32

33 La rotazione dei pianeti attorno al proprio asse I pianeti ruotano attorno al proprio asse in senso diretto (da Ovest ad Est) esclusi Venere, Urano e Plutone 33

34 La rotazione dei pianeti attorno al proprio asse Il caso di Urano Urano a differenza di tutti gli altri pianeti non ruota attorno al Sole ma rotola! 34

35 La composizione dei pianeti interni I pianeti interni più vicini al Sole (quelli "Terrestri") presentano una struttura "rocciosa. Mercurio, Venere, Terra e Marte sono costituiti infatti da un nucleo metallico circondato da uno strato di silicati. Nel passato tutti e quattro furono modificati dall'attività vulcanica e tettonica. Oggi solo la Terra è tettonicamente attiva anche se i gas prodotti dai vulcani formarono le atmosfere di Venere e di Marte. 35

36 La composizione dei pianeti esterni I quattro pianeti esterni (Giove, Saturno, Urano e Nettuno) contengono il 99 % del materiale del Sistema solare escluso il Sole. Sono degli sferoidi di gas di idrogeno ed elio con miscugli di metano, ammoniaca, ed acqua. Il gas di idrogeno nell'interno di Giove e Saturno condensò in idrogeno liquido alle maggiori profondità. Tutti e quattro hanno, probabilmente, un nucleo costituito da metalli, silicati ed acqua. Tre dei pianeti esterni irradiano più calore di quanto ne ricevano dal Sole. Curiosamente solo Urano non presenta questo eccesso di calore 36

37 Il problema dei tempi E`essenziale riuscire a stabilire quando si è formato il Sistema solare e quanto è durato il processo di formazione. Per dare una risposta a queste due domande è necessario introdurre il metodo di determinazione dell età delle rocce terrestri, lunari e, soprattutto, dei meteoriti. 37

38 L età del Sistema Solare Le misure fatte con questi elementi radioattivi su campioni di meteoriti mostrano che l'età del Sistema solare è approssimativamente 4,55 miliardi di anni. 38

39 La durata del processo di formazione La nube primordiale Inoltre le misure delle abbondanze del Pu 244 (Plutonio) e dello I 129 (Iodio), che hanno dei tempi di decadimento più corti, danno una indicazione relativa al tempo necessario per la condensazione del materiale planetario. Essi mostrano che non sono stati necessari più di 100 milioni di anni per la formazione dei pianeti dopo che il materiale protosolare si è isolato da quello interstellare. 39

40 La durata del processo di formazione Quest'ultima stima dell intervallo di tempo in cui si è formato il Sistema solare (100 milioni di anni) potrebbe corrispondere al momento in cui la nube protosolare è passata attraverso uno dei bracci a spirale della Galassia. Ciò implica che il Sole ed i pianeti si sono formati contemporaneamente durante il passaggio in una parte della Galassia più densa e piena di polveri. 40

41 Le teorie di formazione planetaria I contributi fondamentali alla meccanica celeste di Keplero, Galileo e Newton permisero di definire una nuova visione del mondo, un sistema completo ed esauriente fondato su leggi fisiche e non solo su presupposti filosofici. Si definirono quindi le prime idee relative alla genesi del Sistema solare che trovarono la loro espressione nei modelli: Di turbolenza Mareali Cattura od accrescimento E nella teoria nebulare 41

42 La teoria nebulare di Kant e Laplace L idea che il Sistema solare si sia formato da una unica nebulosa di gas e polveri fu proposta da Kant ( ) e Laplace ( ). Questo modello ebbe il merito di rendere conto di buona parte delle conoscenze astronomiche relative al Sistema solare, note nel 18 esimo secolo. 42

43 Obiezioni alla teoria nebulare Due importanti obiezioni vennero rivolte da Maxwell ( ) al modello di Kant e Laplace: E difficile spiegare la formazione di un pianeta in conseguenza dell accrescimento da un anello di planetoidi La maggior parte del momento angolare, che risiede nei pianeti, secondo il modello nebulare resterebbe confinato al Sole 43

44 Le fasi di formazione planetaria I La nebula primordiale inizia a risentire della gravità e si produce un collasso gravitazionale. Questo collasso può essere stato innescato, 4,5 miliardi di anni fa, da una causa esterna ad esempio l esplosione di una Supernova vicina alla nube 44

45 Le fasi di formazione planetaria II Il collasso della nube primordiale porta, per la conservazione del momento angolare, a produrre un struttura a disco Nella struttura a disco si ha un accumulo di materiale nella parte centrale Al centro del disco si forma il protosole il cui vento ripulisce il gas dagli elementi leggeri (H ed He) le zone più interne (pianeti terrestri) del disco protoplanetario e li confina nelle regioni più esterne (pianeti giganti) 45

46 La formazione dei planetesimi Condensazione e coagulazione 1 micron Collisioni ed attrazione gravitazionale 10 km Interazione con il gas ad embrioni e pianeti già formati km 46

47 La formazione dei pianeti-crescita dagli embrioni Una volta che i grani sono abbastanza grandi da avere un campo gravitazionale abbastanza intenso il ritmo di accrescimento cresce ancora di più (quando S = sezione di urto effettiva > 2 R ) I modelli numerici suggeriscono che i primi oggetti di grande taglia che si possono formare hanno le dimensioni di alcuni km Crescita per collisioni Crescita dinamica Planetesimi Embrioni 47

48 Mercurio - prototipo di pianeta embrionale Mercurio ha un mantello molto sottile: Il nucleo di Ni-Fe copre quasi il 75% del raggio e gli impatti ne hanno quasi rimosso la crosta Mercurio: massa = 3,3 x kg R Mercurio = 2439 km R Nucleo = 1830 km Ni-Fe core Raggio originario (R O ) Raggio odierno (R Mercurio ) Nucleo (R Nucleo ) 48

49 Gli asteroidi forniscono il materiale per la crescita degli embrioni e la formazione dei pianeti interni L asteroide Ida Gli asteroidi avrebbero potuto fornire un numero sufficiente di oggetti per formare i pianeti per crescita sugli embrioni 1. La massa totale della cintura degli asteroidi è ~ 5 x kg (1/3 la massa di Plutone o 1/15 la massa della Luna) 2. Cerere con diametro di 940 km ed una massa di ~10 21 kg Ma un pianeta nella fascia degli asteroidi non si poteva formare causa le piccole masse comprese e la forte azione perturbatrice di Giove 49

50 Andamento di densità nel disco e linea del ghiaccio Densità materiale nel disco Roccia Pianeti terrestri gas Roccia e ghiaccio Pianeti giganti 3 U.A. (Linea del ghiaccio) Distanza dal proto-sole 50

51 La formazione di Giove La grande quantità di ghiaccio e le basse temperature oltre le 3 U.A. hanno portato alla formazione di estesi nuclei rocciosi e ghiacciati con maggiori possibilità di accrescere un grande inviluppo di gas (H ed He) formano estese atmosfere. Infatti le particelle ghiacciate hanno grandi sezioni di urto efficaci Nuclei di roccia e ghiacci con massa ~ 35 M Terra M Giove ~ 318 M Terra 51

52 Tempi di crescita Pianeti terrestri Giove Urano e Nettuno anni anni anni Problemi 1. La fase di T-Tauri (vento stellare primordiale) limita i tempi di crescita a 10 7 anni 2. Le osservazioni sui dischi di accrescimento in stelle esterni danno una massa del disco pari a M disco ~ 0,1 0,01 M cioè da 8 ad 80 volte la massa del disco del Sistema solare 52

53 Le fasi di formazione planetaria III Nel disco si ha azione delle forze dissipative che porta i grani a crescere sino a formare 1) polveri 2) sassi 3) i planetesimi che formano i nuclei (embrioni) per la formazione dei pianeti Gli asteroidi per collisione precipitano sugli embrioni e formano in pianeti che si collocano nelle loro orbite attuali Il tutto in circa 100 milioni di anni 53

54 Il problema del momento angolare Alla fine del 19 esimo, i fisici teorici, dedicarono particolare attenzione al problema del momento angolare! Il Sole contiene il 99% della massa del Sistema solare ma possiede solo il 2% del momento angolare Giove e Saturno danno con il 60 % e con il 25% il maggior contributo al momento angolare totale dei pianeti 54

55 Il problema del momento angolare Supponiamo che il corpo rigido sia la sfera protoplanetaria. Dal momento che su essa agisce solo la forza di gravitazione e le stelle vicine non influenzano il suo moto rotatorio possiamo considerare il sistema come isolato ed applicare la legge di conservazione del momento angolare! Il momento angolare deve allora ripartirsi, procedendo la contrazione gravitazionale, nel: Momento di rotazione dei pianeti Momento di rivoluzione dei pianeti Momento di rotazione del protosole Data la grande massa attuale del Sole (99% di quella del Sistema Solare) la massima parte del momento angolare originario dovrebbe ancora oggi risiedere in esso. In questo caso il Sole ruoterebbe molto più velocemente di quanto non faccia oggi, compiendo una rotazione su se stesso in 0,5 giorni (12 ore circa) invece che in 26,5 giorni. 55

56 Il problema del momento angolare Dal momento che ciò non capita, il periodo di rotazione del Sole è molto lento 26.5 giorni, bisogna quindi: ipotizzare un meccanismo di sottrazione del momento angolare del Sole oppure supporre che sin dall inizio della loro nascita i pianeti abbiano avuto un evoluzione separata da quella del Sole! 56

57 La presentazione è terminata 57