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
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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
10 000 anni luce
Braccio di
Perseo
Ramo di Orione
Sole
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 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.
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/Rt
M/Mt
Prot/Pt
I
e
ρ
(g/cm3)
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 anche se i gas prodotti
dai vulcani formarono le atmosfere di Venere e di Marte.
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.
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 = d0 + p (eλ t - 1 )
dove :
· d0 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.
Nel caso in cui d' è un isotopo stabile dell'elemento d sempre nel tempo t
abbiamo:
d/d' = (d/d ')0 + (p/d') (eλ 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
87
Rb Æ
238U
Æ
232Th
235U
206Pb
Æ
Æ
87Sr
+8 β
61 miliardi anni
+ 8 He4
4,49 miliardi di anni
208Pb
207Pb
Semidurata
+ 6 He4
+7 He4
13,9 miliardi di anni
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 è circa 4,55 miliardi
di anni.
26
La durata del processo di formazione
La nube
primordiale
Le misure delle abbondanze del Pu244 (Plutonio) e dello I129 (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.
Dischi circumstellari
Disco protoplanetario
Disco
protoplanetario
Radiazione UV
Bolla di gas
Coda
Jet
Shock
Vento stellare
Osservazioni di dischi protoplanetari
Massa 0,01 – 0,1 Msole
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
Regione H II
Classe
II 3 m n (ammasso)
Galassia di appartenenza
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-3
Nebulosa
Aquila
(M16)
Dischi protoplanetari-4
Nebulosa
Aquila
(M16)
Dischi protoplanetari-5
Scala del nostro Sistema solare
Nebulosa
Aquila
(M16)
Dischi protoplanetari-6
Animazione nubi in M16
Dischi protoplanetari-7
Nebulosa
Aquila
(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
Dischi circumstellari
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
e polveri fu 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
Densità materiale nel disco
Andamento di densità nel disco e linea del “ ghiaccio”
selezione nella formazione dei pianeti interni rispetto
ai pianeti esterni
gas
Roccia
Pianeti terrestri
3 U.A.
(Linea del ghiaccio)
Roccia e ghiaccio
Pianeti giganti
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/m3)
Mercurio
5420
Venere
5250
Terra
5510
Luna
3340
Marte
3960
Il modello dell’Impatto Gigante
![4) SISTEMA SOLARE [Compatibility Mode]](http://s1.studylibit.com/store/data/000965475_1-ba368397aa6013aaf27bf06ced442315-300x300.png)
