Unità A1: Il Sistema Solare (PDF)

UNITÀ A1 Il Sistema solare Gainotti, Modelli Dentro le scienze della Terra © Zanichelli editore 2010  In viaggio nello spazio Insieme con altri pianeti la Terra orbita attorno a una stella, il Sole. Il Sole e i pianeti formano il Sistema solare....

UNITÀ A1 Il Sistema solare Gainotti, Modelli Dentro le scienze della Terra © Zanichelli editore 2010  In viaggio nello spazio Insieme con altri pianeti la Terra orbita attorno a una stella, il Sole. Il Sole e i pianeti formano il Sistema solare. l Sistema solare fa parte di una galassia, un gigantesco insieme di centinaia di miliardi di stelle. A sua volta, una galassia non rappresenta che un piccolo punto nell’immensità dell’Universo. Le galassie sono giganteschi ammassi di stelle Una galassia è un enorme insieme di stelle ruotante attorno a un punto, il centro o nucleo galattico. Gainotti, Modelli Dentro le scienze della Terra © Zanichelli editore 2010  Tipi di galassie Le galassie come la nostra hanno la forma di un gigantesco disco, con il nucleo galattico da cui partono alcuni bracci avvolti a spirale attorno a esso. Oltre alle galassie a spirale come la nostra esistono: le galassie ellittiche; le galassie irregolari; Le galassie a spirale barrata La nostra galassia ha un diametro di circa 100 000 anni luce e contiene 300-400 miliardi di stelle. Il Sole con il suo sistema di pianeti si trova in uno dei bracci. La nostra 6. Le galassie Galassia Immagine della Via Lattea vista dal plateau Paranal, in Cile, sede di alcuni dei più grandi osservatori astronomici al mondo.  In viaggio nello spazio Le unità di misura più utilizzate per esprimere le distanze stellari sono l’unità astronomica e l’anno-luce. L’unità astronomica (UA) è la distanza media tra Terra e Sole, pari a circa 150 milioni di kilometri. Viene usata in genere per esprimere le distanze tra i corpi del Sistema solare. Un anno-luce (a.l.) è la distanza percorsa dalla luce nel vuoto in un anno, circa 9.460 miliardi di kilometri. Viene usato per esprimere le distanze tra le stelle. Gainotti, Modelli Dentro le scienze della Terra © Zanichelli editore 2010 Già nell’antichità si individuarono due tipi di astri: quelli che occupano posizioni fisse gli uni rispetto agli altri: le stelle; quelli che si muovono rispetto a tutti gli altri: i pianeti. Dalla Terra sono visibili a occhio nudo circa settemila stelle. Nel corso della notte le stelle ruotano apparentemente attorno a un punto fisso, a causa della rotazione terrestre. Per chi si trova nel nostro emisfero terrestre, il moto avviene attorno alla Stella Polare, pressoché fissa.  La sfera celeste Il fatto che le stelle mantengano sempre la stessa posizione reciproca permette di individuare nel cielo notturno delle figure di fantasia, immaginando di unire determinate stelle con dei segmenti. Queste figure, individuate fin dall’antichità nel cielo stellato, sono chiamate costellazioni. Gainotti, Modelli Dentro le scienze della Terra © Zanichelli editore 2010 La costellazione di Orione La posizione delle 3. La posizione delle stelle stelle In apparenza il Sole percorre un’orbita – che prende il nome di Eclittica e giace sullo stesso piano dell’orbita terrestre – la quale attraversa in successione dodici costellazioni Lupia Palmeri, Parotto, Osservare e capire la Terra © Zanichelli editore 2010 La sfera celeste Oggi sappiamo che le stelle sono grandi masse gassose composte principalmente da due elementi chimici: idrogeno elio. Esse, grazie alle reazioni di fusione nucleare che avvengono nel loro nucleo, emettono grandi quantità di energia, come luce, calore e altri tipi di radiazione. Gainotti, Modelli Dentro le scienze della Terra © Zanichelli editore 2010 CARATTERISTICHE DELLE STELLE Le proprietà caratteristiche di una stella sono la massa, il colore, la densità, la temperatura superficiale e la luminosità. La diversa luminosità delle stelle dipende: dall’effettiva quantità di energia emessa; dalla loro distanza dalla Terra. Alcune stelle possono infatti apparire meno luminose di altre solo perché sono molto più lontane. Un’altra caratteristica che distingue le stelle è il loro colore, che dipende dalla temperatura superficiale. Le stelle blu sono più calde di quelle bianche; la temperatura superficiale delle prime arriva a 30000 °C, quella delle seconde a 10000 °C. Le stelle bianche sono più calde, in superficie, di quelle gialle, che a loro volta sono più calde delle arancioni. Le stelle rosse, con la loro temperatura superficiale di 3000 °C, sono le stelle più fredde.  Le stelle differiscono anche per dimensioni. Le supergiganti rosse, con diametro dell’ordine del miliardo di kilometri, circa mille volte quello del Sole. Le supergiganti azzurre, stelle caldissime con luminosità fino a 2-300 mila volte quella del Sole. Le giganti azzurre, con diametro 5-10 volte quello del Sole e una luminosità migliaia di volte quella della nostra stella. Il Sole appartiene alla categoria delle nane gialle. Vi sono anche: le nane arancioni, un po’ più piccole e fioche; le nane rosse, le più numerose in assoluto, con un diametro di un decimo di quello solare e luminosità 1000-10 000 volte inferiore. Non sono stelle vere e proprie: le nane bianche, che hanno un diametro paragonabile a quello terrestre; le stelle di neutroni, che possono avere addirittura un diametro di appena una ventina di kilometri. Copyright © 2009 Zanichelli editore Gainotti - Modelli La luminosità delle stelle Le stelle hanno luminosità differente. La luminosità apparente di una stella, cioè la luminosità misurata dalla Terra, dipende non solo dalla quantità di energia che essa irradia, ma anche dalla sua distanza dall’osservatore. Una stella, perciò, può apparire più splendente di un’altra solo perché si trova più vicina alla Terra. La luminosità apparente di un astro deve essere distinta dalla luminosità assoluta, la quale misura l’energia totale irradiata da una stella nell’unità di tempo. La luminosità assoluta dipende solo dalla temperatura superficiale (T) e dalla superficie (S) di emissione; più il corpo è grande e caldo, più è luminoso  La luminosità delle stelle e le classi di magnitudine La luminosità viene espressa in genere mediante la magnitudine, un parametro che permette di confrontare la luminosità di una stella con quella della altre, stabilendo una scala di grandezze relative. Per ogni astro, si può stabilire una magnitudine apparente e una magnitudine assoluta. La magnitudine apparente di un astro si ottiene confrontando la sua luminosità apparente con la luminosità della Stella Polare, scelta come stella campione, cui viene assegnata magnitudine apparente 2,12. Ad un valore di magnitudine più piccolo corrisponde una luminosità apparente maggiore. La scala delle magnitudini non è lineare: passando da un ordine di grandezza ad un altro, la variazione di luminosità è di 2,512 volte. Una stella di magnitudine 2 è perciò 2,512 volte più luminosa di una stella di magnitudine 3, e viceversa. Le stelle più luminose hanno magnitudine apparente 0 oppure addirittura valori negativi. Il Sole, la stella più luminosa del cielo, ha magnitudine apparente -26,8. La luminosità delle stelle e le classi di magnitudine La magnitudine assoluta è definita come la magnitudine apparente che avrebbero le stelle se si trovassero tutte alla distanza di 32,6 a.l. dalla Terra. Per i valori di magnitudine assoluta si conserva lo stesso criterio adottato per la magnitudine apparente: ad un valore di magnitudine minore corrisponde un maggiore splendore, e viceversa Il diagramma HR Hertzsprung e Russell idearono un diagramma noto come diagramma HR, che porta in ascissa la temperatura superficiale delle stelle e in ordinata la relativa luminosità. Nel diagramma HR il nostro Sole si trova nella sequenza principale.  Evoluzione delle stelle La nascita di una stella, evento che si verifica continuamente nell'universo, avviene in circostanze particolari coinvolgendo una grande quantità di materia ( soprattutto gas ) che, per effetto dell'attrazione gravitazionale all'interno di una nebulosa, si concentra in uno spazio sempre più piccolo. Un'onda d'urto prodotta dall'esplosione di una stella o un altro disturbo gravitazionale che investe il gas provoca la formazione di nuclei di materia che aumentano di consistenza grazie all'azione della forza di gravità. Le nebulose Le nebulose sono nubi di gas caldissimo e polvere interstellare. Sono formate da idrogeno, il più semplice e abbondante gas dell'intero universo. Però, non è l'unico gas presente in queste nubi. Infatti, oltre ad esso vi è dell'elio ( il gas presente nei palloni che volano appena li si lascia ) e altri elementi ancora meno numerosi, comprese particelle di polvere cosmica, che altro non sono che molecole. E' inoltre dimostrato che all'interno delle nebulose che ospitano la formazione delle stelle è presente una Esempio di nebulosa cospicua quantità di molecole di acqua ( M20 - Nebulosa Trifida )  La composizione di queste nubi proto-stellari è la seguente: idrogeno (il più abbondante) elio ossigeno azoto carbonio polvere interstellare (molecole quali CO..) L'estensione di una nebulosa ( la "fabbrica" nella quale si producono le stelle ) si può aggirare anche attorno al centinaio di anni luce. In pratica, se la si volesse percorrere alla velocità della luce (300.000 Km/sec) si impiegherebbero cento anni. Come detto, il gas della nebulosa inizia a concentrarsi verso il centro per effetto della forza gravitazionale che spinge gli atomi di idrogeno l'uno contro l'altro. Ad un certo punto, quando gli atomi di H sono concentrati enormemente nel centro, inizia un processo di fusione nucleare, il processo che è in grado di fornire il massimo dell'energia dalla materia. REAZIONI TERMONUCLEARI L’evoluzione delle stelle prevede tre fasi: iniziale, di stabilità e finale Fase iniziale: una stella si forma quando una nebulosa inizia a contrarsi per effetto dell’attrazione gravitazionale. La temperatura interna sale e il calore viene emesso sotto forma di radiazione infrarossa. La futura stella diventa visibile e viene detta protostella. Fase di stabilità: quando il nucleo interno di una protostella raggiunge temperature intorno ai dieci milioni di gradi Celsius, hanno inizio le reazioni di fusione nucleare che trasformano l’idrogeno gassoso in elio, producendo grandi quantità di energia. Ha inizio la fase più lunga e stabile della stella, durante la quale si trova nella sequenza principale del diagramma HR. Fase finale: quando la maggior parte dell’idrogeno presente nel nucleo della stella si è trasformato in elio, il processo di fusione termonucleare termina, la pressione di espansione non controbilancia più la forza di attrazione gravitazionale e il nucleo della stella Betelgeuse nella costellazione ricomincia a contrarsi. La dell'Orione - Una gigante rossa prossima alla morte contrazione del nucleo provoca un aumento della temperatura interna, che a sua volta causa l’espansione degli strati esterni della stella. Quando gli strati esterni si raffreddano, la stella diventa una gigante rossa. Le dimensioni del Sole nella sequenza principale e nella fase di gigante rossa. L’evoluzione delle stelle La «morte» di una stella può avvenire in diversi modi Se la massa della stella è inferiore alla metà di quella del Sole, il suo nucleo continua a contrarsi e collassa fino a diventare un corpo con dimensioni simili a quelle della Terra e densità elevatissima, diventa una nana bianca. Poiché all’interno della nana bianca non viene più prodotta energia, essa si spegne lentamente e si trasforma in un oggetto stellare chiamato nana nera. La «morte» di una stella può avvenire in diversi modi Le cose vanno molto diversamente però se la stella in questione ha una massa molto più grande del sole ( diciamo più di 10 volte). Infatti, in tal caso, la gravità prende il sopravvento sulle altre forze e nel nucleo si formano nuclei di ferro grazie ad altre fusioni nucleari a catena, grazie alle temperature superiori raggiunte. Quindi la stella si viene a trovare in uno stato molto inquieto e inizia ad espandersi in modo incontrollabile divenendo una Supergigante rossa che viene ad avere un diametro grande quanto tutto il sistema solare. La catena di reazioni nucleari si interrompe. Le supergiganti rosse sono stelle aventi un core ferroso e le cui temperature interne possono raggiungere 1 miliardo di gradi. In una stella di questo tipo la densità raggiunge un miliardo di grammi per cm3. Un cucchiaino di materia peserebbe un miliardo di tonnellate sulla Terra. Quando il nucleo diviene stracolmo di atomi di ferro la stella non regge più alla pressione della gravità ed esplode in un modo terrificante gettando nello spazio tutto quello che aveva creato compresi gli atomi più pesanti, diventando una supernova. La «morte» di una stella può avvenire in diversi modi Il destino finale di una supernova dipende dalla sua massa: se la sua massa residua è uguale a circa 3 masse solari, si trasforma in una stella di neutroni; se è superiore a tre volte la massa solare, ciò che rimane della stella può diventare un buco nero. IL RESIDUO DELL'ESPLOSIONE Se la massa è di circa 3 masse solari si forma quella che viene detta stella a neutroni o pulsar. Questa non è altro che il residuo dell'esplosione ed è in uno stato particolare per la enorme forza di gravità. Gli atomi non esistono più in quanto tali ma si spezzano e i protoni e gli elettroni si scontrano con grande energia formando i neutroni. I neutroni, riescono a respingere la forza di gravità. Le stelle di neutroni ruotano velocemente su se stesse emettendo due potenti fasci di onde radio in direzioni opposte. Se uno dei due fasci è orientato verso la Terra, si possono osservare gli impulsi emessi dalla stella di neutroni sotto forma di onde elettromagnetiche. Le pulsar ruotano velocissime tanto da compiere anche 30 giri in un secondo e hanno dimensioni estremamente ridotte dell'ordine di poche decine di chilometri Se però la massa del residuo rimanente è maggiore di 3 masse solari si può creare un oggetto la cui forza di gravità è talmente forte da non far uscire nemmeno la luce: un buco nero. Un ipotetico pianeta che si trovasse vicino ad un buco nero di massa simile a quella del Sole, ad una distanza di sicurezza, gli orbiterebbe intorno proprio come fa la Terra con il Sole. Se però la distanza di sicurezza dovesse diminuire fino ad un punto detto " Orizzonte degli eventi " allora il pianeta sarebbe "risucchiato" dal buco nero e per definizione noi non potremmo sapere più che fine a fatto, perché non potremmo più osservarlo. Effetto visivo di un buco Difficilmente potremo sapere se una stella, possa nero situato davanti ad essere in grado di creare oggetti simili. E mai un campo di stelle potremmo sapere nel caso in cui esistano mostri del genere, che fine fa quello che ci va a finire dentro e se le leggi della fisica valide in tutto l'universo valgano anche lì. E' comunque molto probabile che un buco nero, viste le premesse e vista la teoria della relatività, non le conosca nemmeno le leggi della fisica con tanto di conseguenze che non possiamo immaginare. Nascita, vita e morte di una stella Gainotti, Modelli Dentro le scienze della Terra © Zanichelli editore 2010 Nell’Universo in espansione le galassie si allontanano l’una dall’altra Ancora all’inizio del secolo scorso, lo spazio che ci circonda appariva come qualcosa di statico e di immutabile nel tempo, ma il progredire delle tecnologie ha permesso osservazioni sempre più accurate grazie alle quali si è potuto stabilire che anche le stelle che sembrano fisse in realtà si muovono. Il telescopio Copernico dell'Osservatorio astronomico di Padova  L’Universo è nato da un’esplosione iniziale e si sta progressivamente espandendo Nel 1929 l’astronomo Edwin Hubble ha elaborato la teoria dell’espansione dell’Universo: sostenne che le galassie si stanno allontanando le une dalle altre partendo da ogni punto e in tutte le direzioni. Hubble scoprì anche che più le galassie sono lontane e più si allontanano velocemente. Immagina di disegnare con un pennarello dei punti su un palloncino e poi di gonfiarlo lentamente; i punti si allontaneranno l'uno dall'altro. Immagina che il palloncino sia l'universo e i punti le galassie: mentre l'universo si espande le galassie si allontanano. L’Universo è nato da un’esplosione iniziale e si sta progressivamente espandendo Verso la fine degli anni Quaranta il fisico George Gamow sviluppò una teoria secondo cui l’Universo in continua espansione sarebbe stato generato a partire da un nucleo primordiale. Gamow arrivò a enunciare la teoria del Big Bang secondo cui l’esplosione di una massa superconcentrata di materia ed energia diede origine, 13,7 miliardi di anni fa, all’Universo e ne causò l’espansione che ancora oggi è possibile rilevare. 7. L’origine dell’Universo e il big bang Ricostruzione degli eventi che hanno segnato la nascita e l’evoluzione dell’Universo secondo la teoria del big bang Lupia Palmieri, Parotto, Osservare e capire la Terra © Zanichelli editore 2010 4. Il destino dell’Universo dipende dalla sua massa effettiva Il Big Bang ha fornito all’intero Universo una spinta iniziale tendente a disperdere sempre più la materia. A questa spinta di espansione, però si oppone la forza di gravità, ossia la forza di attrazione che si esercita tra i corpi. Per allontanare un oggetto dalla Terra occorre dargli una spinta molto forte, tale da fornire al corpo una velocità, detta velocità di fuga, sufficiente a sfuggire all’attrazione gravitazionale terrestre. Una stella chiamata Sole Il Sole è un enorme globo di gas con un diametro di circa 1400000 km, più o meno 109 volte quello terrestre; ha un volume che è 1,30 milioni di volte quello della Terra e una massa 333000 volte maggiore. La densità media del Sole, di solo 1,4 g/cm3, è poco maggiore della densità dell’acqua (1 g/cm3) e circa un quarto della densità media della Terra (5,5 g/cm3). Pianeti vagabondi Il Sole, i pianeti e i vari corpi minori, come satelliti, asteroidi e comete, formano il Sistema solare. I pianeti del Sistema solare sono otto e possono essere divisi in: pianeti interni (Mercurio e Venere) in quanto sono posti tra il Sole e la Terra; pianeti esterni (Marte, Giove, Saturno, Urano, Nettuno) in quanto sono posti oltre la Terra. Quello che veniva un tempo considerato il nono pianeta, Plutone, è oggi considerato solo un grosso asteroide. Gainotti, Modelli Dentro le scienze della Terra © Zanichelli editore 2010 La struttura del Sole Il Sole è una sfera di gas incandescente. È formato da quattro involucri concentrici: ∙ il nucleo, la zona più calda e densa; ∙ la zona radiativa; ∙ la zona convettiva; ∙ la fotosfera. La struttura del Sole Nucleo la regione dove l’idrogeno si fonde in elio. La pressione è 300 miliardi di volte quella atmosferica e la materia è allo stato di plasma (un gas ionizzato, costituito da un insieme di elettroni e ioni e globalmente neutro) Zona radiativa Nella zona che avvolge il nucleo l’energia si propaga come onda elettromagnetica. Zona convettiva Deve il suo nome alla modalità di trasporto dell’energia. La velocità di risalita del gas va dai pochi cm/s ai diversi km/s. Qui l'energia elettromagnetica viene trasformata in energia termica La fotosfera Rappresenta la superficie del Sole a noi visibile. Ha uno spessore di soli 500 km e una temperatura media di 5800 K. Nella parte più esterna la densità è di 10–6 g/cm3. granulo La cromosfera È lo strato più interno dell’atmosfera solare. Deve il suo nome alla colorazione rossa dovuta all’emissione dell’idrogeno. La cromosfera, visibile solo durante un’eclissi La corona solare È la parte più esterna e rarefatta dell’atmosfera solare, con densità che raggiunge i 10–19 g/cm3 La temperatura cala da 2∙106 K (nella parte interna) a 105 K. La corona solare, visibile solo durante un’eclissi. Oltre l’atmosfera: il vento solare. Si tratta di particelle espulse dal Sole (principalmente protoni, ma anche nuclei di elio ed elettroni) e può raggiungere la velocità di centinaia di km/s. Il vento solare si spinge fino a circa 100 UA. Traiettoria a spirale del vento solare causata dalla rotazione del Sole. Il vento solare interagisce con l'atmosfera terrestre dove da origine alle aurore polari.  L’attività del Sole L’attività solare è il complesso di fenomeni riguardanti la dinamica degli strati più esterni del Sole. Le aree interessate dai fenomeni si dicono regioni attive. Le macchie solari sono il principale indicatore di attività sulla superficie del Sole. Le osservazioni hanno permesso di scoprire che il numero di macchie cambia secondo un ciclo di 11 anni. Le macchie solari Sono sedi di intensi campi magnetici, causa dell’espansione del plasma in risalita, con conseguente abbassamento di temperatura. Ombra: la parte centrale più scura e più fredda (1600 K in meno della fotosfera). Penombra: circonda l’ombra (500 K in meno della fotosfera). L’attività del Sole Le facole Sono aree più calde (+ 300 K) e più luminose della circostante fotosfera. Sembra che la causa dell’innalzamento della temperatura sia il campo magnetico che comprime il gas aumentandone la temperatura. L’attività del Sole I brillamenti Chiamati anche solar flares, sono vere e proprie esplosioni che avvengono a livello della corona. Durante un brillamento, che può durare qualche ora, vengono espulse intense radiazioni e particelle cariche con velocità pari al 70% della velocità della luce. L’attività del Sole Le protuberanze solari Si tratta di enormi lingue di idrogeno ionizzato, proiettate alla velocità di 2.000 km/s verso le parti più esterne della corona solare. La temperatura del gas è intorno ai 10.000 K, inferiore alla circostante atmosfera: se visti sul disco del Sole, le protuberanze appaiono come filamenti più scuri. La causa del ciclo solare Sembra accertato che la ciclicità dell’attività solare sia causata dalla rotazione differenziale del Sole che provoca locali aumenti del campo magnetico con un successivo riarrangiamento del campo solare. I pianeti del Sistema solare Gainotti, Modelli Dentro le scienze della Terra © Zanichelli editore 2010 Come si muovono i pianeti attorno al Sole Il moto che gli otto pianeti del Sistema solare compiono attorno al Sole è detto moto di rivoluzione. Il tempo impiegato da un pianeta per percorrere un giro completo attorno al Sole si chiama periodo di rivoluzione. I pianeti si muovono in modo antiorario su orbite che giacciono tutte approssimativamente su uno stesso piano. Gainotti, Modelli Dentro le scienze della Terra © Zanichelli editore 2010  Pianeti vagabondi Nel Seicento lo studio delle orbite dei pianeti e le variazioni della loro luminosità: misero in crisi la teoria geocentrica di Tolomeo; avviarono la rivoluzione scientifica della teoria eliocentrica di Copernico. portarono l’astronomo tedesco Giovanni Keplero alla formulazione delle tre leggi che descrivono il moto dei pianeti attorno al Sole. Gainotti, Modelli Dentro le scienze della Terra © Zanichelli editore 2010 Come si muovono i pianeti attorno al Sole La prima legge di Keplero afferma che le traiettorie, o orbite, descritte dai pianeti sono ellissi di cui il Sole occupa uno dei due fuochi. Gainotti, Modelli Dentro le scienze della Terra © Zanichelli editore 2010 Come si muovono i pianeti attorno al Sole Pertanto: un pianeta non si trova sempre alla stessa distanza dalla Terra. il punto di minima distanza di un pianeta dal Sole si chiama perielio. il punto di massima distanza si chiama invece afelio. La Terra al perielio si trova a 147 milioni di km dal Sole, mentre all’afelio si trova a 152 milioni di km. Gainotti, Modelli Dentro le scienze della Terra © Zanichelli editore 2010 Come si muovono i pianeti attorno al Sole Keplero scoprì anche che i pianeti accelerano quando sono più vicini al Sole, e rallentano quando se ne allontanano. Questa osservazione è riassunta nella seconda legge di Keplero che dice: il moto di un pianeta non avviene con velocità costante, ma la sua velocità è tale che il raggio vettore descrive aree uguali in tempi uguali. Gainotti, Modelli Dentro le scienze della Terra © Zanichelli editore 2010 Come si muovono i pianeti attorno al Sole Keplero notò che i pianeti più lontani dal Sole hanno periodi di rivoluzione più lunghi. Questo perché: 1. essendo più lontani dal Sole, l’orbita è più ampia; 2. all’aumentare della distanza dal Sole, la velocità del moto diminuisce. Questo fatto è affermato nella terza legge di Keplero, che dice: il periodo di rivoluzione è diverso da pianeta a pianeta e cresce all’aumentare della distanza del pianeta dal Sole. Gainotti, Modelli Dentro le scienze della Terra © Zanichelli editore 2010 Come si muovono i pianeti attorno al Sole I pianeti del Sistema solare Gainotti, Modelli Dentro le scienze della Terra © Zanichelli editore 2010 Come si muovono i pianeti attorno al Sole Oltre al moto di rivoluzione attorno al Sole, ogni pianeta compie un moto di rotazione attorno a una retta immaginaria, chiamata asse di rotazione. Per la maggior parte dei pianeti il moto di rotazione avviene in senso antiorario, se osservati dall’emisfero celeste settentrionale; Il tempo impiegato da un pianeta per compiere un giro completo attorno al proprio asse, può essere molto diverso da pianeta a pianeta: per Giove meno di 10 ore, per Mercurio ben 59 giorni! Gainotti, Modelli Dentro le scienze della Terra © Zanichelli editore 2010 Che cosa trattiene i pianeti in orbita attorno al Sole? L’inglese Isaac Newton fu il primo a pensare che la forza che trattiene la Terra e gli altri pianeti attorno al Sole è la stessa che fa cadere i corpi verso il basso. La forza di gravità (o forza di attrazione gravitazionale) è una forza di mutua attrazione, che esiste tra tutti i corpi dell’Universo, dai granelli di sabbia ai pianeti o alle galassie. Gainotti, Modelli Dentro le scienze della Terra © Zanichelli editore 2010 Che cosa trattiene i pianeti in orbita attorno al Sole? Legge di Newton sulla gravitazione universale: due corpi qualsiasi dell’Universo si attraggono mutuamente con una forza che è direttamente proporzionale alle loro masse e inversamente proporzionale al quadrato della loro distanza. m 1. m2 F g = G. –––––––– d2 Gainotti, Modelli Dentro le scienze della Terra © Zanichelli editore 2010  Di che cosa è fatto il Sistema solare L’elemento chimico più abbondante nel Sistema solare e nell’Universo è l’idrogeno (H). Al secondo posto, in quantità minore, troviamo l’elio (He). Da solo, il Sole contiene il 99,8% di tutta la materia del Sistema solare ed è formato in prevalenza da idrogeno. I pianeti come la Terra, Mercurio, Venere e Marte sono costituiti in proporzione considerevole di materiali solidi: sono detti pianeti terrestri o rocciosi. I pianeti che si trovano al di là di Marte, Giove e Saturno, hanno notevoli dimensioni e sono costituiti in prevalenza da idrogeno. Essi sono anche detti giganti gassosi. I due pianeti più lontani dal Sole, Urano e Nettuno, possono essere definiti giganti ghiacciati in quanto, a causa delle basse temperature, alcuni dei materiali che sugli altri pianeti sono allo stato gassoso, qui si trovano allo stato solido. Gainotti, Modelli Dentro le scienze della Terra © Zanichelli editore 2010  Una stella chiamata Sole Procedendo dall’interno verso l’esterno del Sole possiamo distinguere quattro involucri gassosi: Il nucleo solare, relativamente piccolo rispetto al volume totale del globo ha una temperatura sui 15 milioni di gradi. La zona radiativa è lo spesso strato che circonda il nucleo solare. La zona convettiva è la regione nella quale enormi getti di gas incandescente salgono e, dopo essersi raffreddati, ridiscendono. La fotosfera è ciò che si vede, quando si osserva il Sole; ha una temperatura di circa 6000 °C, e da essa proviene la maggior parte delle radiazioni solari, tra cui la luce. Gainotti, Modelli Dentro le scienze della Terra © Zanichelli editore 2010 I pianeti rocciosi I pianeti più vicini al Sole sono, nell’ordine: Mercurio; Venere; Terra; Marte. Questi quattro pianeti rocciosi formano un gruppo di corpi piuttosto omogenei, con densità pressoché analoga e massa variabile. A differenza dei loro fratelli giganti, più lontani, essi hanno pochi satelliti o addirittura nessuno. Gainotti, Modelli Dentro le scienze della Terra © Zanichelli editore 2010 I pianeti rocciosi: Mercurio Mercurio è al tempo stesso torrido e ghiacciato: la temperatura sulla faccia rivolta verso il Sole raggiunge infatti i 470 °C, mentre sulla faccia opposta scende anche a -180 °C. La superficie del pianeta è piena di crateri prodotti dall’impatto di meteoriti, come è accaduto alla Luna. Gainotti, Modelli Dentro le scienze della Terra © Zanichelli editore 2010 I pianeti rocciosi: Venere Venere è perennemente avvolto da una densissima atmosfera che nasconde la sua superficie. La pressione sul suolo è di circa 90 atmosfere (come quella che si incontra a circa 900 m di profondità). L’atmosfera è formata per il 95% da anidride carbonica e non contiene ossigeno. Gainotti, Modelli Dentro le scienze della Terra © Zanichelli editore 2010 I pianeti rocciosi: la Terra Rispetto ai suoi fratelli del Sistema solare la Terra presenta alcune caratteristiche che ne fanno un pianeta tutto speciale. È infatti: l’unico pianeta a possedere vaste distese d’acqua allo stato liquido; il solo ad avere abbondanza di ossigeno nell’atmosfera; il solo su cui è presente la vita. Dallo spazio essa appare di colore prevalentemente azzurro. Gainotti, Modelli Dentro le scienze della Terra © Zanichelli editore 2010  I pianeti rocciosi: Marte Marte, è detto il pianeta rosso, per la presenza di ossidi di ferro sulla sua superficie. L’atmosfera, 100 volte più rarefatta di quella terrestre, contiene in prevalenza anidride carbonica. Nonostante la rarefazione, in quell’atmosfera ci sono nubi e venti ed esistono stagioni come sulla Terra. Gainotti, Modelli Dentro le scienze della Terra © Zanichelli editore 2010 I pianeti gassosi e i pianeti di ghiaccio Giove, Saturno, Urano e Nettuno, i pianeti giganti del Sistema solare, sono assai diversi dai pianeti fin qui descritti. Essi sono molto grandi ma poco densi. La loro densità, infatti, si avvicina molto più a quella del Sole che a quella della Terra. Essi hanno spesse atmosfere, ricche di gas molto leggeri come l’idrogeno e l’elio. Sono circondati da un gran numero di satelliti e presentano sistemi di anelli. Gainotti, Modelli Dentro le scienze della Terra © Zanichelli editore 2010  I pianeti gassosi: Giove Da solo, Giove possiede circa il 70% della massa complessiva di tutti i pianeti. La massa di Giove è 318 volte quella della Terra. L’atmosfera di Giove è formata per lo più da idrogeno ed elio, ed è 1000 volte più spessa di quella terrestre. La struttura più stupefacente, visibile sull’atmosfera di Giove, è un’enorme vortice gassoso noto come «la grande macchia rossa»; Attorno a Giove si sono contati ben 63 satelliti. Gainotti, Modelli Dentro le scienze della Terra © Zanichelli editore 2010 I pianeti gassosi: Saturno Saturno, il pianeta con i famosi caratteristici anelli è, come Giove, formato prevalentemente da idrogeno. La fascia di anelli ha una larghezza complessiva di circa 100000 km e uno spessore molto piccolo. Gli anelli sono migliaia e sono formati da frammenti di polveri e ghiaccio di varia grandezza. Gainotti, Modelli Dentro le scienze della Terra © Zanichelli editore 2010  I pianeti gassosi: Urano e Nettuno Urano, scoperto nel 1781, è costituito probabilmente da un nucleo roccioso, avvolto da uno spesso strato di gas (idrogeno, elio, metano e ammoniaca). Nettuno ha una composizione simile a quella di Urano. La presenza di una certa quantità di metano gli dona un colore azzurro-verdognolo. Nettuno si trova a una distanza di circa 4,5 miliardi di kilometri dalla Terra. Gainotti, Modelli Dentro le scienze della Terra © Zanichelli editore 2010 Plutone Plutone è un corpo celeste controverso fin dalla sua scoperta (avvenuta nel 1930) e difficile da classificare. La sua densità non è tipica ne’ dei pianeti terrestri né di quelli gioviani. È più piccolo della Luna. Ha tre satelliti, il maggiore dei quali, Caronte, non è molto più piccolo di Plutone stesso. Gainotti, Modelli Dentro le scienze della Terra © Zanichelli editore 2010 La Luna: la compagna su cui il tempo si è fermato La Luna è uno dei satelliti più grandi del Sistema solare; Il suo raggio medio è di 1740 km, un quarto di quello terrestre. La Luna è meno densa del nostro pianeta, quasi la metà; Le più importanti formazioni della superficie lunare sono oggi classificate come crateri d’impatto, altipiani e mari, scure distese di lava. Gainotti, Modelli Dentro le scienze della Terra © Zanichelli editore 2010 I corpi erranti nel Sistema solare Nel Sistema Solare esiste un enorme numero di corpi celesti di minori dimensioni: Gli asteroidi sono corpi la cui dimensione può raggiungere qualche centinaio di kilometri; l’impatto di un asteroide con il nostro pianeta potrebbe avere conseguenze disastrose. Le meteore sono corpi rocciosi di piccolissime dimensioni. Ogni giorno, moltissimi di questi corpi incrociano l’orbita della Terra e si scontrano con il nostro pianeta (stelle cadenti). Le comete, definite talvolta «palle di neve sporca», sono grumi di ghiaccio e polveri di forma irregolare con un diametro di pochi kilometri. Quando passano vicino al Sole, la loro superficie evapora e si forma la chioma e la coda, che può essere lunga centinaia di migliaia di kilometri. Gainotti, Modelli Dentro le scienze della Terra © Zanichelli editore 2010