Il sistema solare
Un modo per avere un’idea delle grandezze del sole e dei pianeti e delle loro distanze è quello di ridurre il tutto
ad un modellino in scala dove le dimensioni della Terra corrispondono a quelle di un acino d’uva (diametro di
circa 1,3 centimetri. In questa scala la Luna orbita a circa trenta centimetri di distanza dalla Terra. Il Sole ha un
diametro di 1,5 metri e si trova a 150 metri dalla Terra. Giove ha un diametro di 15 centimetri (le dimensioni di
un grosso pompelmo) ed è a 780 m di distanza dal Sole. Saturno (grosso come un'arancia) è a 1430 m dal Sole.
Urano e Nettuno (limoni) sono rispettivamente a 2870 m e 4500 m di distanza dal Sole. In questa scala, un
essere umano è grande come un atomo; la stella più vicina è lontana 40.000 chilometri.
GIOVE
Giove è il più grande pianeta del sistema solare. È quasi due volte più pesante di tutti gli altri pianeti messi
insieme e 318 volte la Terra. È conosciuto fin dall’antichità e a partire dal 1973 è stato visitato da diverse
sonde, l’ultima delle quali, Galileo, ha terminato la sua missione nel settembre del 2003. È un pianeta gassoso
composto per il 90% da idrogeno e per il 10% da elio; questa è una composizione molto simile a quella della
nebulosa dalla quale si è formato l'intero sistema solare. I pianeti gassosi non hanno una superficie solida, ma il
materiale gassoso diventa semplicemente più denso avvicinandosi al centro del pianeta e per calcolare il raggio
di questi pianeti si considera come superficie il livello in cui i gas raggiungono la pressione di 1 atmosfera (che
è la pressione che sulla Terra troviamo a livello del mare). Quando osserviamo questi pianeti noi vediamo,
quindi, gli strati di gas più alti della loro atmosfera. Probabilmente Giove possiede un nucleo roccioso.
Su Giove come sugli altri pianeti gassosi soffiano venti ad altissima velocità confinati all'interno di bande poste
a differenti latitudini . In bande adiacenti soffiano venti di opposta direzione. Le differenze di temperatura e di
composizione chimica tra queste bande sono responsabili delle bande colorate che caratterizzano la superficie
del pianeta. I dati della Galileo indicano che i venti soffiano più velocemente di quanto ci si aspettasse (500
kh/h) e si estendono per migliaia di chilometri verso l'interno del pianeta. L'atmosfera gioviana si è quindi
rivelata essere molto turbolenta; Questo indica che i venti sono mossi per la maggior parte dal calore interno al
pianeta piuttosto che quello proveniente dal Sole come accade per i venti terrestri.
La Grande Macchia Rossa viene osservata dalla Terra da più di 300 anni Si tratta di un enorme vortice
atmosferico di forma ovale con dimensioni di circa 12.000 per 25.000 km, grande abbastanza da contenere due
volte la Terra.
Giove irraggia più energia di quanta ne riceva dal Sole e possiede un enorme campo magnetico, molto più forte
di quello terrestre Come Saturno possiede degli anelli, ma molto più piccoli e deboli, scoperti dalla missione
Voyager e in seguito esaminati sia da Terra che dalla sonda Galileo.
I quattro satelliti Galileiani sono facilmente individuabili con un binocolo e con piccoli telescopi possiamo
osservare alcuni particolari della superficie di Giove come le bande più grandi e la grande macchia rossa
I satelliti galileiani di Giove
Io, Ganimede, Callisto, Europa sono i quattro maggiori satelliti di Giove, osservati per la prima volta dallo
scienziato italiano Galileo Galilei quasi quattrocento anni fa. Egli notò che Giove appariva sempre circondato
da quattro stelline, ma ci vollero parecchie osservazioni prima che riuscisse a capire che quelle erano quattro
lune orbitanti attorno al pianeta. Questa scoperta di corpi orbitanti costituiva un importantissimo sostegno alla
teoria eliocentrica che prevedeva il sole al centro dell'universo, ma soprattutto era in completo disaccordo con
quanto sostenuto dall'allora regnante filosofia aristotelica, che era stata considerata infallibile per almeno 20
secoli e che metteva la Terra al centro dell’universo. Lontane da noi circa 800 milioni di chilometri, queste lune
sono così piccole e lontane che, alla luce visibile, appaiono come dei dischi indistinti anche ai maggiori
telescopi con base a terra. L'Hubble, il telescopio spaziale, invece, può risolvere i dettagli della loro superficie.
Questi satelliti sono stati fotografati ed analizzati dalle sonde Voyager I e II e dalla sonda Galileo.
I satelliti di Giove portano nomi che richiamano la vita di Zeus, per la maggior parte le sue amanti.Una
curiosità: Ganimede era un uomo.
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Caratteristiche
In ordine crescente di dimensioni: Europa, Io, Callisto, Ganimede.
Dal più vicino al più lontano rispetto a Giove: Io, Europa, Ganimede, Callisto.
Io. È il satellite più interno dei quattro ed è più grande della nostra Luna. È formato da materiali molto densi e
ha una tenue atmosfera di anidride solforica. Su Io è presente un’intensa attività vulcanica che rivela l'esistenza
di magma liquido. I materiali espulsi dalle eruzioni vulcaniche arrivano fino ad un’altezza di 100 km. Ha un
colore molto accesso e vivace dovuto all’abbondanza di zolfo. Vicino ai poli ci sono catene montuose. A
differenza degli altri satelliti Galileiani, Io contiene solo delle piccolissime tracce di acqua
Europa. È il più piccolo fra i satelliti galileiani (è un po’ più piccolo della nostra Luna). Nessun corpo del
sistema solare possiede una superficie simile a quella di Europa; è particolarmente liscia e sono state osservate
poche strutture di altezza superiore ai cento metri. L’aspetto più singolare di Europa è una serie di strisce scure
che attraversano l'intero globo. La più larga è di circa 20 km all'interno della quale troviamo zone di materiale
più chiaro. L'ultima teoria ritiene che queste strutture siano originate da eruzioni vulcaniche o geiser.
Attualmente è al centro dell'attenzione dei planetologi per la possibilità che sotto la crosta ghiacciata si trovi
acqua allo stato liquido. Quest'ipotesi è stata rafforzata dalle splendide foto ottenute dalla sonda della NASA
Galileo che hanno mostrato un'incredibile somiglianza tra la superficie di Europa e le banchine polari terrestri.
E' possibile che al di sotto di questo strato di ghiaccio esista uno strato di acqua profondo 50 km mantenuto
liquido dal calore generato dalle forze di marea. Se così fosse, Europa sarebbe l'unico posto, Terra esclusa,
contenente quantità significative di acqua allo stato liquido e questo satellite diventerebbe il posto più
favorevole per lo sviluppo della vita fuori dalla Terra.
Ci sono pochi crateri su Europa e questo potrebbe indicare una superficie piuttosto giovane e attiva.
E’ uno dei 5 satelliti del sistema solare ad avere una atmosfera anche se molto debole; gli altri sono Io,
Ganimede, Titano (satellite di Saturno) e Tritone (satellite di Nettuno).
Ganimede. Con i suoi 2.641 Km di raggio, e' il più grande satellite del Sistema Solare ed è più grande dei
pianeti Plutone e Mercurio. La superficie di Ganimede è composta di due tipi di terreno: uno vecchio, che si
presenta come una regione scura ricca di crateri, chiamata “Galileo Regio”, ed un altro più giovane (ma pur
sempre antico) rappresentato da una regione più chiara caratterizzata da una fitta rete di solchi dove ci sono i
crateri d'impatto più recenti. La densità dei crateri indica un'età compresa tra i 3 ed i 3.5 miliardi di anni, simile
a quella della Luna. A differenza della Luna, comunque, i crateri sono più piatti, senza una depressione centrale
e senza rilievi intorno che invece ritroviamo nei crateri della Luna e di Mercurio: questo è probabilmente
dovuto alla natura relativamente poco resistente della crosta ghiacciata.
L’interno del satellite è stratificato.
Callisto. I recenti dati trasmessi dalla sonda Galileo ci rivelano la presenza di una parziale stratificazione, con
la percentuale di roccia che aumenta con l'avvicinarsi al centro del satellite. Callisto è composto per il 40% di
ghiaccio e per il restante 60% di roccia e ferro. La superficie di Callisto è completamente ricoperta di crateri.
Essa è molto antica ed è la superficie più vecchia e ricca di crateri di qualsiasi altro corpo fino ad ora osservato.
Come per Ganimede, anche i crateri più antichi di Callisto sono piatti e privi di rilievi. Il più grande di questi
crateri si chiama Valhalla ed ha un raggio di 2000 km di diametro, Valhalla è un drammatico esempio di bacino
a multi anello, risultato di un enorme impatto. Nel sistema solare altri esempi di crateri di enormi dimensioni
sono Asgard (sempre su Callisto), il Mare Orientale (sulla Luna) e il bacino Caloris su Mercurio.
Callisto possiede una massa simile a quella di Ganimede, ma sembra aver avuto una storia geologica meno
travagliata, più semplice. La differenza tra i due satelliti costituisce una questione ancora da risolvere alla quale
si stanno dedicando i planetologi.
MARTE
Marte (greco: Ares) era il dio della guerra. Probabilmente il pianeta ha ricevuto questo nome per via del suo
colore rosso e per questa sua colorazione è indicato con l'espressione Pianeta Rosso.
Marte è conosciuto fin dai tempi preistorici ed è stato, per molto tempo, il preferito dagli scrittori di
fantascienza come luogo più adatto nel sistema solare per la vita extraterrestre.
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A differenza di quella terrestre l'orbita di Marte è notevolmente ellittica. Una conseguenza di ciò è una
variazione di temperatura di circa 30 gradi tra l'afelio e il perielio. La temperatura media su Marte è di circa -55
C, ma si passa dai -133 C al polo nella stagione invernale ai +27 C durante le giornate estive.
Marte è molto più piccolo della Terra, ma l'area della sua superficie è più o meno la stessa dell'estensione della
terraferma sulla nostro pianeta.
La maggior parte della superficie marziana è assai antica e craterizzata, ma ci sono anche valli, creste
montuose, colline e pianure molto più giovani. Tra le strutture più caratteristiche:
Monte Olympus: la più grande montagna del sistema solare, che di eleva per circa 25 km al di sopra della
pianura circostante. La sua base ha un diametro di oltre 500 km ed è orlata da un dirupo alto 6 km.
Tharsis: un vasto altipiano sulla superficie di Marte, che si stende per circa 4.000 km ad un'altitudine di 10 km.
Valles Marineris: un sistema di canaloni lungo 4.000 km, la cui profondità varia da 2 a 7 km.
Hellas Planitia: un cratere da impatto nell'emisfero meridionale, profondo 6 km e con un diametro di 2.000
km.
Per quanto riguarda l’interno del pianeta, l'ipotesi più verosimile vede un denso nucleo di 1.700 km di raggio,
un mantello di roccia fusa un po' più denso di quello terrestre, e una crosta sottile. La densità di Marte è
relativamente bassa, se comparata a quella degli altri pianeti terrestri: ciò indica che il suo nucleo contiene
probabilmente una buona parte di zolfo oltre al ferro.
Ci sono indizi molto evidenti di erosione in molti luoghi di Marte. Evidentemente un tempo c'era acqua sulla
superficie: forse c'erano laghi molto estesi o perfino oceani. Ma sembra che questo si sia verificato solo
brevemente e molto tempo fa; l'età dei canali di erosione è stimata attorno ai 4 miliarsi di anni. (Le Valles
Marineris non sono state create da acqua corrente. Si sono formate a causa dello stiramento e della rottura della
crosta in relazione alla nascita dell'altipiano Tharsis.)
Marte ha un atmosfera molto sottile, composta per lo più dalla modesta quantità residua di anidride carbonica
(95,3%), cui si aggiungono azoto (2,7%), argo (1,6%) e tracce di ossigeno (0,15%) e acqua (0,03%). La
pressione media sulla superficie marziana è di soli 7 millibar (meno dell'1% di quella terrestre), ma varia
notevolmente con l'altitudine, da 9 millibar nei bacini più profondi ad 1 millibar in cima al Monte Olympus.
Tuttavia è densa abbastanza per avere venti molti forti e vaste tempeste di sabbia che talvolta coprono l'intero
pianeta per mesi. La lieve atmosfera impedisce il formarsi di un effetto serra, quindi Marte è molto più freddo
di quanto sarebbe la Terra posta alla stessa distanza dal Sole.
Sono presenti delle calotte permanenti di ghiaccio ad entrambi i poli, composte per lo più di anidride carbonica
solida ("ghiaccio secco"). Queste calotte mostrano una struttura stratificata, con strati di ghiaccio alternati a
concentrazioni di polvere scura. Durante l'estate nell'emisfero nord, l'anidride carbonica sublima, cioè passa
direttamente dallo stato solido allo stato gassoso, lasciando uno strato residuo di ghiaccio d'acqua. Non si sa se
ci sia uno strato analogo sotto la calotta del polo sud, poiché la sua anidride carbonica non scompare mai del
tutto.
Marte è facilmente visibile ad occhio nudo.
I due satelliti di Marte: Phobos e Deimos
Sono satelliti di piccole dimensioni. Non hanno una forma sferica. Phobos è il più grande e la sua dimensione
maggiore è di circa 27 km, mentre quella di Deimos è di circa 15 Km.
Phobos ha molti più crateri di Deimos ed il più grande tra questi ha un diametro di circa 10 km. L’impatto che
ha prodotto questo cratere stava per disgregare l’intero satellite.
Fu Keplero il primo ad ipotizzare l’esistenza dei due satelliti di Marte, in un modo strano e fortunato. Dato che
non gradiva affatto che il nostro pianeta avesse un satellite (la Luna), Giove quattro (a quel tempo erano noti
solo i 4 satelliti galileiani) e Marte, il pianeta tra la Terra e Giove, nessuno, scrisse che Marte doveva avere due
satelliti non ancora scoperti così da soddisfare la successione numerica 1, 2, 4 ecc.
Keplero influì così tanto sul pensiero dell’epoca che qualcuno come ad esempio un monaco cappuccino credeva
di vederli. Nel 1726 il grande scrittore Jonatan Swift scrisse nel libro "I viaggi di Gulliver" che gli astronomi
dell’isola volante di Laputa avevano scoperto l’esistenza di due lune che ruotavano velocemente intorno al
pianeta rosso.
Nel 1752 fu Voltaire a ribadire l’esistenza di due satelliti naturali di Marte grazie ad un ipotetico abitante del
sistema della "vicina" stella Sirio.
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Solamente nell’estate del 1877 l’astronomo Asaph Hall scoprì finalmente i due satelliti di Marte chiamati da lui
Phobos e Deimos (la paura e l’angoscia).
Dopo circa un secolo iniziarono le esplorazioni ravvicinate da parte delle sonde americane Mariner 7 e 9 (nel
1969) e Viking 1 e 2 (nel 1976) che ne fotografarono gran parte della superficie.
I vulcani nel sistema solare
L’attività vulcanica ha svolto e svolge tutt’ora un ruolo cruciale nel processo di formazione della Terra, ma
esistono nel sistema solare altri corpi con vulcani attivi?
La convinzione che l'unico corpo del Sistema Solare con un'intensa attività vulcanica fosse il pianeta Terra è
scomparsa nella primavera del 1979 quando la sonda Voyager 1 passò a meno di 20 mila chilometri da Io, uno
dei quattro satelliti galileiani di Giove.
Senza dubbio, il paesaggio osservato per la prima volta dal Voyager 1 fu al di là di qualsiasi immaginazione:
invece dei crateri causati dall’impatto con meteoriti e molto comuni tra i corpi del Sistema Solare, la superficie
di Io era piena di crateri vulcanici.
Le immagini pervenute da Io mostrano un mondo suggestivo: eruzioni, distese desolate di colore giallo dove le
montagne si sollevano e si abbassano, all'incirca quotidianamente, anche di oltre 90 metri, crateri con imponenti
colate di lava, pennacchi di gas velenosi, a forma d'ombrello, alti diverse decine di chilometri che appaiono
come zone luminescenti.
Le sfumature rosso-arancione di questa luna si distinguono nettamente dal colore grigio-neutro degli altri
satelliti. La sua superficie, tormentata da ben 80 vulcani, appare, infatti, a chiazze gialle, brune e rosse: i colori
dei minerali a base di zolfo. Inoltre, i gas e le polveri lanciati in orbita dalle eruzioni conferiscono al satellite un
bagliore giallastro.
Che cosa succede, invece, sugli altri corpi del Sistema Solare?
La superficie dei pianeti rocciosi, dei loro satelliti e dei corpi minori è disseminata di crateri da impatto, dovuti
alla collisione di meteoriti vaganti nello spazio. Ma ci sono alcune eccezioni. La superficie del pianeta Marte,
nel corso della sua storia geologica, non è stata interessata solo da impatti meteorici, ma anche da un'antica
attività vulcanica. Marte possiede, infatti, il più grande vulcano a scudo del Sistema Solare: il Monte Olimpo,
largo 600 chilometri e alto circa 25 chilometri.
I vulcani a scudo giganti di Marte, i più grandi di tutto il Sistema Solare, sono molto giovani: si sono formati tra
1 e 2 miliardi di anni fa, dunque ben dopo la nascita del Sistema Solare avvenuta circa 4,5 miliardi di anni fa.
I flussi di lava del Monte Olimpo risalgono approssimativamente a un'età compresa tra i 20 e i 200 milioni di
anni e rappresentano, forse, l'ultimo respiro del pianeta Marte.
Il vulcanismo marziano è stato generato da "punti caldi", fessure che permisero al calore interno del pianeta di
raggiungere la superficie, ma che si esaurirono, sembra, con il graduale raffreddamento dell'interno del pianeta
stesso.
Nonostante l'impenetrabilità misteriosa, anche sulla superficie del pianeta Venere sono state rinvenute tracce di
vulcani estinti. Soltanto con il potente radar della sonda Magellano è stato possibile eseguire studi dettagliati
del suolo, resi difficili dalla coltre nuvolosa opaca che circonda completamente il pianeta.
Venere, infatti, è nascosto da un'atmosfera di anidride carbonica e da dense nubi composte da acido solforico.
La spessa nebulosità, per effetto serra, innalza la temperatura della superficie del pianeta fino a 482 °C,
rendendola paradossalmente più calda di quella di Mercurio che è il pianeta più vicino al Sole. Per Venere,
come per Marte, i vulcani sono probabilmente associati a "punti caldi", analoghi ai "punti caldi" terrestri che
hanno dato origine ai vulcani delle Hawaii o a quelli della zona di Tharsis su Marte. Un esempio peculiare è il
vulcano a scudo Monte Sif, di 300 chilometri di diametro, sulla cui sommità è stata rilevata una cavità del
diametro di 40-50 chilometri.
Tritone è il più grande degli otto satelliti del pianeta Nettuno. Lontano dalla nostra stella 30 volte la distanza
Terra-Sole, è stato esplorato per la prima volta dalla sonda Voyager 2 il 25 Agosto 1989. Al suolo raggiunge la
temperatura di –235. Le strutture più interessanti della sua superficie, ricoperta di ghiaccio per il 25% e per il
resto da materiale roccioso, sono rappresentate dai vulcani ghiacciati.
Le eruzioni, costituite probabilmente da azoto liquido, da polveri e da composti di metano provenienti
dall'interno del satellite, si suppone siano provocate dal riscaldamento stagionale dovuto al Sole. Infatti,
l'energia solare, riscaldando le riserve sotterranee di azoto liquido che alimentano i geyser superficiali, provoca
la violenta espulsione dei gas. In una delle immagini riprese dal Voyager 2 si può osservare uno spettacolare
pennacchio che si innalza sulla superficie di 8 chilometri: probabilmente è un'eruzione tipo geyser di azoto.
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IL SOLE
Il Sole è una delle circa 100 miliardi di stelle presenti nella nostra galassia. Il Sole è una comune stella G2 (1).
Caratteristiche
diametro:
1.390.000 km.
temperatura: 5.800 K (superficie)
15.600.000 K (nucleo)
Il Sole è di gran lunga l'oggetto più grande nel sistema solare. Esso contiene infatti più del 99.8% della massa
totale del sistema solare (e Giove contiene la maggior parte di quella restante).
Attualmente il Sole è costituito per circa il 75% da idrogeno e per il 25% da elio, se si considera la massa, e dal
92,1% di idrogeno e 7,8 di elio, se si considera il numero di atomi; tutto il resto ammonta a solo lo 0,1%. Le
percentuali cambiano, sia pure lentamente, con il passare del tempo, poiché il Sole nel suo nucleo converte
l'idrogeno in elio.
Gli strati esterni del Sole mostrano una rotazione differenziata: all'equatore la superficie ruota con un periodo di
25,4 giorni, mentre vicino ai poli esso è pari a 36 giorni. Questo strano fenomeno è dovuto al fatto che il Sole
non è un corpo solido come la Terra. Effetti analoghi vengono osservati nei pianeti gassosi come ad esempio
Giove. Il nucleo solare, invece, ruota come un corpo solido.
Le condizioni nel nucleo del Sole sono davvero estreme. La temperatura raggiunge i 15,6 milioni di gradi e la
pressione è di 250 miliardi di atmosfere. I gas del nucleo hanno una densità 150 volte maggiore di quella
dell'acqua.
La produzione di energia del Sole è determinata dalle reazioni di fusione nucleare. Ogni secondo, circa
700.000.000 di tonnellate di idrogeno vengono convertite in circa 695.000.000 di tonnellate di elio e 5.000.000
di tonnellate di energia sotto forma di raggi gamma. Viaggiando verso l'esterno, l'energia è continuamente
assorbita e riemessa a temperature sempre più basse, cosicché quando raggiunge la superficie appare soprattutto
come luce visibile
Struttura del Sole
La superficie del Sole, chiamata fotosfera, ha una temperatura di circa 5.800 K. Sulla fotosfera si osservano
zone scure dette macchie solari. Le macchie solari sono regioni "fredde" se confrontate con le regioni
circostanti, infatti le temperatura è di solo 3.800 K. Le macchie possono essere molto ampie, fino a 50.000 km
di diametro. Esse sono causate da complicate interazioni con il campo magnetico solare.
Al di sopra della fotosfera si estende una piccola regione detta cromosfera.
La zona estremamente rarefatta sopra la cromosfera, chiamata corona, si estende per milioni di chilometri
nello spazio ma è visibile solamente durante le eclissi. Le temperature della corona superano il milione di gradi.
(2)
Oltre al calore e alla luce, il Sole emette pure una corrente di particelle cariche (per lo più elettroni e protoni),
nota come vento solare, che si propaga attraverso il sistema solare ad una velocità di circa 450 km/sec. Il vento
solare può avere effetti notevoli sulla Terra, dalle interferenze radio alle stupende aurore boreali. Dati raccolti di
recente mostrano che il vento solare che proviene dalle regioni polari viaggia ad una velocità quasi doppia, 750
km/sec, di quella alle basse latitudini. Il vento solare ha notevoli effetti sulle code delle comete e perfino sulle
traiettorie delle sonde. (3)
L’energia sviluppata dal Sole non è sempre costante e nemmeno il numero di macchie solari. Ci fu un periodo
di attività molto scarsa durante la seconda metà del XVII secolo, chiamato “Minimo di Maunder” . Esso
coincise con uno periodo di freddo intenso nell'Europa settentrionale, conosciuto anche come Piccola Età
Glaciale (4).
Dalla formazione del sistema solare, l'energia sviluppata dal Sole è aumentata di circa il 40%.
Il Sole ha circa 4,5 miliardi di anni. Dalla sua nascita ha utilizzato all'incirca metà dell'idrogeno del suo nucleo.
Continuerà a brillare "tranquillamente" per altri 5 miliardi di anni o quasi (sebbene alla fine la sua luminosità
sarà raddoppiata). Ma a quel punto terminerà il suo carburante idrogeno. Ciò causerà radicali cambiamenti i
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quali, pur essendo assolutamente normali per gli standard stellari, provocheranno la totale distruzione della
Terra
Il campo magnetico del Sole è molto forte (in base ai parametri terrestri) e assai complesso. La sua
magnetosfera (conosciuta anche come eliosfera) si estende ben al di là di Plutone.
Note
(1) Le classi sono: O, B, A, F, G, K e M; le stelle di classe O sono le più calde, quelle di classe M le più fredde.
Le stelle di classe O e B sono rare ma molto luminose, quelle di classe M sono numerose ma fioche. Il Sole è
una stella di classe G2.
(2) Nonostante la temperatura decresca costantemente dal centro del Sole alla sua superficie, nella corona essa
aumenta nuovamente dando origine ad un'inversione di tendenza. Probabilmente tale elevata temperatura è
dovuta a una grande quantità di energia proveniente dalla fotosfera che la corona non riesce ad irradiare
completamente verso l'esterno, quindi si riscalda.
(3) Le tempeste solari sono abbastanza frequenti, ma quella dell’ottobre 2003 è stata una delle più forti e ha
messo fuori uso due satelliti giapponesi.
Descritte più come una seccatura che come un pericolo per la vita umana, le tempeste interferiscono con i
segnali dei telefoni cellulari e possono causare problemi alle società di navigazione, comunicazione satellitare e
di elettricità.
Gli effetti di una tempesta possono durare da poche ore ad alcuni giorni. Nel 1989, una tempesta colpì una
centrale elettrica in Canada.
(4) Il numero e le dimensioni delle macchie solari variano ciclicamente. Molte macchie solari sono
conseguenza di mutamenti importanti: il Sole durante questi periodi libera più energia e riscalda di più.
L’assenza di macchie solari è, invece, conseguenza di una debole attività del Sole e in questi periodi il nostro
pianeta riceve meno energia. L’evento più importante degli ultimi 500 anni fu il “Minimo di Maunder”, dal
1650 al 1700, ma un altro importante periodo di bassa attività solare ci fu tra il 1800 e il 1830 e coincise con un
altro raffreddamento dell’Europa, noto come “Gli inverni di Dickens”, perché lo scrittore, nelle sue memorie,
descrive il Tamigi ghiacciato!); il 1816 fu chiamato l’anno senza estate, a causa del freddo che colpì l’America
e l’Europa.
LA LUNA
La Luna è l'unico satellite naturale della Terra. Ha un raggio di 1738 km, pari a poco più di un quarto di quello
terreste che è di circa 6350 km.
Mese sidereo: la Luna impiega 27 giorni 7 ore 43 minuti e 12 secondi per compiere un giro intorno al nostro
pianeta. calcolato prendendo come riferimento le stelle fisse.
Mese sinodico (detto anche mese lunare): la Luna impiega 29 giorni 12 ore 44 minuti per compiere un giro
attorno al nostro pianeta tenendo conto dell’allineamento Terra-Sole. Il mese sinodico è la distanza tra 2
pleniluni, oppure tra 2 noviluni. Il mese sinodico è più lungo, perché per l’allineamento con la Terra e il Sole la
Luna deve compiere una rotazione non di 360°, ma di 389°.
N.B. i calendari lunari si basano sul mese sinodico.
La distanza media Terra-Luna è di 384.400 km (distanza media perché l’orbita è ellittica). In apogeo si trova ad
una distanza massima di circa 406.700 km, mentre in perigeo ad una distanza minima di circa 356.400 km.
Il piano orbitale della Luna è inclinato di qualche grado rispetto a quello terrestre, se così non fosse si avrebbero
due eclissi al mese, una di Sole in Luna nuova (novilunio) e una di Luna in Luna piena (plenilunio) (*)
Le fasi lunari
La Luna, essendo un corpo freddo come la Terra, non risplende di luce propria ma riflette quella che riceve dal
Sole. Questo fatto è evidente osservando la Luna con un periodo di circa 29,5 giorni: essa ci mostra tutte le sue
fasi, che rappresentano la porzione della Luna illuminata dal Sole visibile dalla Terra. Quando è Luna nuova, la
sua superficie non è visibile, perché il Sole si trova proprio dietro di essa e quindi non riesce ad illuminarla, già
un giorno dopo il novilunio si riesce ad intravedere una sottilissima falce di Luna che in questo periodo viene
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chiamata Luna crescente e dura fino al 6° giorno; il 7° giorno siamo al primo quarto e la Luna si presenta
esattamente divisa a metà da una linea chiamata terminatore, questo è anche il miglior periodo insieme
all'ultimo quarto per vedere i particolari più interessanti della Luna, come i crateri e le catene montuose, che si
trovano illuminati di profilo e risaltano bene all'osservatore. Il 10° giorno è Luna gobba fino al 14° giorno
quando è Luna piena o plenilunio, in questo periodo la Luna è illuminata completamente perché il Sole le è
proprio di fronte, ma non è possibile scorgere nessun particolare significativo data l'illuminazione dall'alto che
impedisce la formazione delle ombre. Dalla Luna piena si passa a quella calante fino all'ultimo quarto (22°
giorno), quando la Luna si ripresenta di taglio e ci offre di nuovo la possibilità di scorgere i suoi dettagli; il 28°
giorno è possibile intravedere solo una piccola falce che va scomparendo il 29° giorno, quando la Luna torna ad
essere nuova.
Le eclissi
La parola eclissi significa "occultamento" e indica l'oscuramento di un corpo celeste da parte di un altro che vi
transita davanti, rispetto ad un osservatore posto sulla Terra. Il fenomeno e' legato alla posizione che la Terra, il
Sole e la Luna assumono nello spazio. Quando sono allineati si possono avere i seguenti casi:
eclissi di Luna: in questo caso la Terra e' tra Sole e Luna e proietta sulla Luna un cono d'ombra circondato da
un cono di penombra. Se la Luna passa completamente entro il cono d'ombra, si ha un'eclisse totale; se passa
solo attraverso il cono di penombra, un'eclisse di penombra; se attraversa solo parzialmente il cono d'ombra,
un'eclisse parziale
eclissi di Sole: in questo caso, la Luna e' tra Sole e Terra e proietta la sua ombra sulla Terra. Poiché la Luna è
piccola, l'ombra che si proietta sulla Terra e' piccola. Se il satellite si trova al perigeo, il cono d'ombra
raggiunge la Terra e l'ombra proiettata copre completamente il Sole (eclisse totale), se e' all'apogeo il suo cono
d'ombra non arriva a lambire la superficie terrestre e quindi la Luna non copre tutto il disco solare (eclisse
parziale o anulare).
Lo studio delle eclissi di Sole ha permesso lo studio della corona solare, altrimenti invisibile.
http://www.youtube.com/watch?v=gRIzY63QNao&feature=relmfu
Conseguenze della mancanza di atmosfera
La Luna è priva di atmosfera, perché la sua piccola forza di gravità (conseguenza della sua piccola massa) non è
riuscita a trattenere i gas più leggeri. La mancanza di atmosfera, oltre a impedire (assieme alla mancanza
d'acqua) il possibile sviluppo di forme di vita, ha altri importanti risvolti:
1) mancanza di uno scudo protettivo capace di frenare la caduta di meteoriti e asteroidi: come conseguenza il
suolo lunare è fortemente segnato dall'impatto con piccoli e grandi corpi celesti che hanno scavato una grande
quantità di crateri;
2) assenza del fenomeno della penombra presente, invece, sul nostro pianeta;
3) sono presenti forti escursioni termiche fra le zone in ombra e le zone illuminate: si passa dai 95°C (con un
massimo di 120°C), nella parte illuminata, a minimi di -170°C all'equatore e -203° ai poli.
I mari e i crateri
La superficie lunare riflette la luce non in modo omogeneo per cui ci sono zone che ci appaiono più chiare ed
altre più scure. In passato, le prime vennero impropriamente dette "continenti" e le seconde "mari", in analogia
con la superficie terrestre. Le zone più scure e lisce sono state chiamate mari, perché si pensava fossero
immense distese d’acqua. Ma oggi sappiamo che sono state formate da roccia fusa, poi solidificata e ciò è una
prova che in passato il nostro satellite ha avuto una significativa attività vulcanica, anche se adesso e' terminata;
il più grande dei mari lunari e' l'Oceanus Procellarius (oceano delle Tempeste), due volte più esteso del Mar
Mediterraneo. Sia i mari che i continenti sono cosparsi da una miriade di crateri, strutture circolari a fondo
piatto e dai bordi in rilievo, del diametro di 30-40 Km. I crateri più grandi prendono il nome di circhi, e
arrivano a diametri di 240 Km, con profondità fino a 5 Km. Oltre ai crateri si trovano vere e proprie catene
montuose che costituiscono le pareti dei mari, formate per accumulo di materiale ai bordi dall'impatto di grossi
meteoriti. Le cime più elevate raggiungono i 9000 metri di altezza.
Rotazione e rivoluzione
La Luna possiede un periodo di rotazione molto particolare (rotazione sincrona), uguale a quello di
rivoluzione attorno alla Terra, in questo modo la Luna rivolge verso la Terra sempre la stessa faccia; tuttavia
piccole oscillazioni, dette librazioni permettono di osservare il 57% circa della superficie lunare. Possiamo
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paragonare questo moto a quello di un’auto (Luna) che gira attorno ad una persona (Terra) posta al centro di
una piazza: quella persona vedrà solamente una delle due fiancate dell’auto.
Le maree
La forza gravitazionale che lega Terra e Luna provoca tra le altre cose il fenomeno delle maree. L'attrazione
della Luna e' più forte sulla faccia della Terra ad essa più vicina, ed e' più debole sulla faccia opposta. Gli
oceani terrestri vengono quindi "stirati" in direzione della Luna, formando due rigonfiamenti, uno verso la
Luna, l'altro in direzione opposta, che si spostano sulla superficie della Terra a causa della sua rotazione.
http://www.youtube.com/watch?v=Kn7avhVH76U
Origine della Luna
Molte delle rocce lunari sembrano avere età comprese tra 3 e 4.6 miliardi di anni. In passato si ipotizzò che si
fosse formata contemporaneamente alla Terra dalla nube protoplanetaria, oppure per scissione di parte del
materiale terrestre, o ancora che la Luna si fosse formata altrove e fosse poi stata catturata dalla forza di gravità
della Terra. Secondo la teoria oggi più accreditata, un gigantesco impatto sulla superficie terrestre avrebbe
causato la fuoriuscita di materiale dal suo interno; esso si sarebbe poi condensato per formare la Luna.
Robin Canup (2001), ricercatrice americana, spiega che gli impatti sono stati due, anche se scatenati da un solo
corpo. Canup, basandosi sugli studi effettuati sul sistema Plutone-Caronte, ha dimostrato che il primo impatto è
stato causato dallo scontro della Terra con un corpo celeste, battezzato poi con il nome Theia, di massa pari ad
un terzo di quella della prototerra. Questo primo impatto, sollevando un’enorme quantità di materia ha formato
un anello simile a quello presente intorno a Saturno. Il materiale, addensatosi nel giro di pochi anni, forma un
corpo solido che, data la sua vicinanza, è poi precipitato sulla Terra, provocando il secondo impatto. Dal nuovo
anello venutosi a creare si forma una massa più stabile, un corpo che è diventato poi la Luna. La teoria del
doppio impatto nasce perché, con un singolo impatto, non si sarebbe avuta la quantità di materia necessaria a
formare la Luna, in quanto la massa del disco che si sarebbe condensata a seguito del primo impatto, sarebbe
stata circa 2 volte inferiore a quella dell’attuale Luna. I due impatti spiegano inoltre perché la Terra ha una
rotazione di 24 ore. Prima dell’impatto il periodo di rotazione terrestre era di circa 4 ore, poi l’interazione tra la
Luna e la Terra (attraverso le maree) portò ad un rallentamento della rotazione fino alle attuali 24 ore, inoltre
stabilizzò l’inclinazione dell’asse a circa 23 gradi..
http://www.youtube.com/watch?v=IO45ZiGql8E&feature=related (in questo video viene mostrato un solo
impatto).
http://www.youtube.com/watch?v=45UDPzneq3A (in questo video il rallentamento della rotazione terrestre e
la stabilizzazione dell’inclinazione dell’asse).
Caratteristiche della Luna
Distanza media dalla Terra: 384.400 km
Temperatura superficiale min: -203° C
Distanza minima dalla Terra: 356.400 km
Temperatura superficiale max: + 117° C
Distanza massima dalla Terra: 406.700 km
Periodo di rivoluzione siderale: 27,3 giorni
Raggio medio: 1738 km
Periodo di rivoluzione sinodico: 29,5 giorni
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Densità media: 3,34 g/cm
La Luna non possiede un campo magnetico, ma potrebbe averlo avuto in passato, come testimoniato dal
magnetismo di alcune rocce raccolte sulla sua superficie.
3 video interessanti su cosa accadrebbe alla Terra se la Luna scomparisse.
http://www.youtube.com/watch?v=HhGQz7Fsmac&feature=related
http://www.youtube.com/watch?v=54pSp_Im8Yk&feature=relmfu
http://www.youtube.com/watch?v=xNzZUcPLiOg&feature=relmfu
Note
(*) In un anno si possono verificare da 2 a 5 eclissi di Sole e da 2 a 5 eclissi di Luna. Conteggiando globalmente
le eclissi, in un anno ve ne possono essere al massimo 7, che possono essere o 5 solari e 2 lunari (come nel
1935) o 4 solari e 3 lunari (come nel 1982); il numero minimo invece è 2, entrambe di Sole (come nel 1984).
Un’eclissi non è visibile in tutti i luoghi della Terra: un'eclissi di Luna è visibile da poco più della metà della
superficie terrestre ed una di Sole solo da una piccola frazione di essa.
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