La formazione del Sistema solare

La formazione del Sistema solare Primo Levi 2013- Bedogni Roberto INAF Osservatorio Astronomico di Bologna via Ranzani, 1 40127 - Bologna - Italia Tel, 051-2095721 Fax, 051-2095700 http://www.bo.astro.it/~bedogni/ email: roberto.bedogni@oabo.inaf.it

La Via Lattea Braccio esterno del Cigno Sole Braccio di Perseo Braccio del Sagittario Braccio interno a 3Kpc 100 000 anni luce Braccio dello Scudo

La Via Lattea Braccio di Perseo 10 000 anni luce Sole Ramo di Orione Braccio del Sagittario Braccio dello Scudo Centro Galattico

Il ramo di Orione-5000 anni luce Sole

La Fascia di Gould

Ragioni HII e nubi oscure

La Bolla Locale 200 a.l. 100 a.l.

I pianeti interni di tipo terrestre Mercurio Venere Terra Marte

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 traleorbitedimarteegiove. Solo una mezza dozzina hanno un diametro superiore ai 300 km mentre i più piccoli hanno dimensioni di qualche km.

I pianeti esterni di tipo gassoso Giove Saturno Urano Nettuno

La fascia esterna di Kuiper e la nube di Oort 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 i TNOs.

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 = 149.597.870 km

Distanze-l anno luce 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 ~9.560.800.000.000 chilometri Utilizzando questa unità di misura la distanza Terra-Sole risulta solo 8,32 minuti luce

Distanze stellari 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 ~5.906.000.000 km 5, 3 ore Plutone

Sommario dei dati del Sistema solare ---- D (UA) R/R t M/M t Prot/P t I e ρ (g/cm 3 ) Lune Sole 0 109 332 800 25-36 --- --- 1,410 9 Mercurio 0,39 0,38 0,05 58,8 7 0,2056 5,43 0 Venere 0,72 0,95 0,89 244 3,394 0,0068 5,25 0 Terra 1 1 1 1 0,000 0,0167 5,52 1 Marte 1,5 0,53 0,11 1,029 1,850 0,0934 3,95 2 Giove 5,2 11 318 0,411 1,308 0,0483 1,33 63 Saturno 9,5 9 95 0,428 2,488 0,0560 0,69 62 Urano 19,2 4 15 0,748 0,774 0,0461 1,29 27 Nettuno 30,1 4 17 0,802 1,774 0,0097 1,64 13 Plutone 39,5 0,18 0,002 0,267 17,15 0,2482 2,03 3 D = distanza in Unità Astronomiche P = periodo di rotazione in unità terrestri R= raggio in unità di raggio terrestre I = inclinazione dell orbita M = massa in unità di massa terrestre e = eccentricità dell orbita ρ= densità

Formazione dei pianeti-introduzione Causa il vento solare viene persa, nello spazio interplanetario, una massa corrispondente a 1800 masse terrestri Nella parte più interna del disco rimane solo il materiale più pesante: i planetesimi. Questi tendono a fondersi per formare i pianeti interni in qualche milione di anni Nella parte più esterna rimane prevalente il gas sulle polveri e si formano i pianeti esterni. Il materiale che ha formato la Terra ha un abbondanza pari a solo lo 0,4 % della massa originale.

La formazione del Sistema solare fatti e problemi di 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

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 ~ 1,75º ) Sono praticamente circolari (con eccentricità media ~ 0,04) anomalie di Mercurio (e ~ 0,2) e Plutone (non è un pianeta) I pianeti ruotano tutti nello stesso senso (diretto) attorno al Sole

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

La rotazione dei pianeti attorno al proprio asse Il caso atipico di Urano

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. Oggi solo la Terra è geologicamente attiva ancheseigasprodotti dai vulcani formarono le atmosfere di Venere e di Marte.

La composizione dei pianeti esterni Iquattropianeti 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. L idrogeno nell'interno di Giove e Saturno è condensato 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. Solo Urano non presenta questo eccesso di calore

Il problema delle età 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.

Il metodo di datazione Il principio che sta alla base della datazione si fonda sul decadimento degli elementi radioattivi contenuti nelle rocce. Un elemento radioattivo primario dissociandosi, dà luogo ad un elemento secondario in un intervallo ben preciso secondo la seguente legge: d = d 0 + p (e λ t -1) dove : d 0 è l'abbondanza iniziale dell'elemento primario d p è l'abbondanza iniziale dell'elemento secondario t l'intervallo di tempo λ una costante di decadimento. Nelcasoincuid' è un isotopo stabile dell'elemento d sempre nel tempo t abbiamo: d/d' = (d/d ') 0 + (p/d') (e λ t -1)

Tempi di decadimento Al fine di misurare l'età del Sistema solare si utilizzano degli "orologi" a lungo termine derivati dal decadimento di alcune specie fisiche. Reazione di decadimento Semidurata 87 Rb 87 Sr +8 β 61 miliardi anni 238 U 206 Pb + 8 He 4 4,49 miliardi di anni 232 Th 208 Pb + 6 He 4 13,9 miliardi di anni 235 U 207 Pb +7 He 4 713 milioni di anni

L età del Sistema Solare Le misure fatte con questi elementi radioattivi su campioni di meteoriti mostrano che l'età del Sistema solare ècirca4,55 miliardi di anni. 26

La durata del processo di formazione La nube primordiale 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 100-200 milioni di anni per la formazione dei pianeti dopo che il materiale protosolare si è isolato da quello interstellare. 27

Dettagli del processo di formazione Il sistema solare potrebbe essersi formato durante il passaggio della nube protosolare attraverso uno dei bracci a spirale della Galassia. Ciò implica che il Sole ed i pianeti si sono formati contemporaneamente (Modello Monistico) Si può individuare in 5 milioni di anni l intervallo di tempo necessario per formare i corpi di massa maggiore nella fascia degli asteroidi

Dischi circumstellari

Beta Pictoris-un disco circumstellare In alto: immagine del disco in "luce visibile". In basso: immagine in "falsi colori" per accentuare la struttura del disco. Disco interno in rosa-bianco, mentre il disco esterno è evidenziato nei colori rosso-giallo-verde. Il Telescopio spaziale (HST) ha permesso, per la prima volta, di osservare la regione interna al disco che circonda la stella.

Disco protoplanetario Disco protoplanetario Radiazione UV Bolla di gas Coda Jet Shock Vento stellare

Osservazioni di dischi protoplanetari Massa 0,01 0,1 M sole Diametro 100 1000 UA Età 10 milioni di anni

Nebulosa di Orione- Dischi protoplanetari Qui si trova la stella Hubble Space Telescope Image = 500 x UA = 16 x Distanza Nettuno-Sole

Dischi protoplanetari-1 Caratteristiche fisiche-nebulosa Aquila M16 Tipo Classe Galassia di appartenenza Regione H II II 3 m n (ammasso) Via Lattea Dimensioni (nebulosa) 70x55 anni luce (ammasso) 15 a.l. Magnitudine assoluta (V) -8,21 Età stimata 2-3 milioni di anni (ammasso) Nebulosa Aquila (M16)

Dischi protoplanetari-2 Nebulosa Aquila (M16)

Dischi protoplanetari-5 Scala del nostro Sistema solare Nebulosa Aquila (M16)

Dischi protoplanetari-6 Animazione nubi in M16

Dischi protoplanetari-8-colonna 5 Nebulosa Aquila (M16)

Dischi protoplanetari e stelle Herbing-haro Il disco protoplanetario dell'oggetto di Herbig-Haro HH 30 nel Toro, distante 450 a.l. dal Sistema solare. Dal disco si propaga un flusso molecolare bipolare, una struttura comune in queste formazioni.

Dischi protoplanetari nella Nebulosa di Orione Nebulosa di Orione si trova a 1270 anni luce dalla Terra. Si estende per circa 24 anni luce ed è la regione di formazione stellare più vicina al Sistema solare

Nebulosa di Orione (zone di formazione stellare) Telescopio HST Immagine in falsi colori ottenuta dalla sovrapposizione tra immagini a 0,43-0,50 e 0,53 micron riprodotte in blu. Alle lunghezze d onda di 0,6-0,65 e 0,91 micron il colore è verde. Mentre a 3,6 micron il colore è arancione, infine a 0,8 micron il colore è rosso.

Dischi protoplanetari nella Nebulosa di Orione Ogni immagine inquadra uno spazio di 257 miliardi di km (30 volte il diametro del Sistema solare circa 1713 U.A.) e le dimensioni di ogni disco spaziano tra 2 ed 8 volte il diametro del nostro Sistema solare. La macchia rossa al centro di ogni disco è una stella giovanissima, di appena un milione di anni (comparata ai 4,5 miliardi di anni del nostro Sole). La massa di queste stelle varia dal 30% al 150% della massa del nostro Sole

Composizione dei dischi protoplanetari

Nebulosa di Orione Animazione: la nebulosa di Orione nella Via Lattea Animazione: zone di formazione stellare e planetaria nella nebulosa di Orione

Il modello standard di formazione del Sistema solare Minimum Mass Solar Nebula Kant-Laplace

La teoria nebulare di Kant e Laplace L idea che il Sistema solare si sia formato da una unica nebulosa di gas epolverifu proposta da Kant e Laplace sviluppando un idea di Wright. Questo modello ebbe il merito di rendere conto di buona parte delle conoscenze astronomiche relative al Sistema solare, note nel XVIII secolo.

Le fasi di formazione planetaria I La nebula primordiale inizia a risentire del collasso gravitazionale L azione della gravità porta alla formazione di un disco protosolare Le disomogeneità nel disco iniziano a collassare formando strutture più sempre più dense 52

Le fasi di formazione planetaria II Si sta formando il protosole Inizia l azione di vento stellare da parte del protosole Il vento protosolare ha ripulito le zone più interne (pianeti terrestri) del disco protoplanetario e confinato il gas nelle regioni più esterne (pianeti giganti) 53

Le fasi di formazione planetaria III Si formano i planetesimi che si strutturano nei pianeti esterni ed interni I pianeti si collocano nelle loro orbite attuali 54

Minimum Mass Solar Nebula Accensione del protosole Vento protosolare condensazioni protoplanetarie Entro gli anelli della fascia interna crescono i pianeti terrestri Nella fascia esterna più ricca di gas nasce dapprima Giove e poi gli altri pianeti giganti

Le fasi iniziali di formazione planetaria Il collasso gravitazionale 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)

La formazione dei pianeti animazione

Andamento di densità nel disco e linea del ghiaccio selezione nella formazione dei pianeti interni rispetto ai pianeti esterni Densità materiale nel disco Roccia Pianeti terrestri gas Roccia e ghiaccio Pianeti giganti 3 U.A. (Linea del ghiaccio) Distanza dal proto-sole

La formazione dei planetesimi Condensazione e coagulazione 1 micron=0,0001 cm Collisioni ed attrazione gravitazionale 10 km Interazione con il gas ad embrioni e pianeti (giganti) già formati 1000 km

La sequenza di formazione del Sistema solare

La formazione del sistema Terra-Luna

La Luna e la Terra-un pianeta doppio Le dimensioni della Luna rapportate a quella della Terra

Terra Luna ed altri satelliti

Il sistema Terra-Luna Il Sistema Terra-Luna è peculiare: In genere il rapporto massa satellite/massa pianeta è molto piccolo Ganimede / Giove = 0,00008 = 8 10-5 Titano / Saturno = 0,0002 = 2 10-4 Titania / Urano = 0,00004 = 4 10-5 Tritone / Nettuno = 0,0004 = 2 10-4 Luna / Terra = 0,01 Quindi la Luna, per essere un satellite, è un corpo celeste molto pesante.

Proprietà della Luna La Luna ha inoltre una composizione particolare: Ha una piccola densità (rispetto ai pianeti rocciosi) Ha una superficie basaltica ed è povera in ferro Oggetto Densità (kg/m 3 ) Mercurio 5420 Venere 5250 Terra 5510 Luna 3340 Marte 3960

Il modello dell Impatto Gigante