La nuova visione del Sistema Solare

La nuova visione del
Sistema Solare
Mario Di Martino
INAF – Osservatorio Astronomico di Torino
Via Lattea: galassia a spirale
Una massa di 200 miliardi di Soli
30-m
ce
u
l
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n
ila an
Casa, dolce casa ...
Guardare lontano equivale a guardare nel
passato
Il Sole dista 150 milioni di km, o 8 minuti luce.
Lo vediamo come era 8 minuti prima.
La stella più vicina è
vista ora com era
4,2 anni fa.
La galassia di Andromeda è vista oggi com era
2,2 milioni d anni fa.
Alcune delle galassie dell Hubble Deep Field:
le vediamo oggi come erano
circa 11 miliardi d anni fa.
L universo visibile contiene circa
100 miliardi di galassie
M31 in Andromeda
La tavolozza
delle nebulose
Nebulose e
ammassi giovani
La nascita di una stella
Embrioni stellari
Altri embrioni
Nebulosa dell’Aquila (M 16)
(6.500 a.l.)
La futura vita della stella dipende
essenzialmente dalla sua massa iniziale
Più è grande alla nascita e più corta sarà
la sua esistenza
Le più grandi vivono una decina di milioni di anni
Le più piccoli vivono più di 10 miliardi di anni
Le stelle più grandi sono anche le più calde
Temperatura e colore
Le più calde e grandi hanno colore azzurro
(giganti azzurre), le più piccole e fredde
hanno colore rosso. Il Sole ha dimensioni
medie ed è di colore giallo.
3000o C
6000
10000
30000
Temperatura
superficiale
Attenzione: le giganti e super-giganti rosse,, sono invece
stelle ormai prossime alla loro fine
Adesso accendiamo la stella
(ad esempio il Sole)
nucleo
Fusione nucleare
H
H
H
H
He
4 atomi di idrogeno si
uniscono per formare 1
atomo di elio e
produrre energia
L energia che si origina nel nucleo produce una
pressione che spinge verso l esterno. La forza di
gravità spinge verso l interno. La stella raggiunge
l equilibrio quando le due forze si equivalgono
Il motore della stella è a regime
La stella (Sole) vive in queste condizioni stabili per
circa 10 miliardi di anni producendo luce, calore,
ecc., fino a che il nucleo non si trasforma tutto in
elio ed il motore si spegne.
Senza più pressione verso l esterno la gravità
comprime il nucleo che comincia a scaldarsi sempre
di più
La temperatura cresce fino a che un guscio di idrogeno
attorno al nucleo innesca la fusione in elio.
La temperatura aumenta ancora e gli strati esterni della
stella si dilatano raffreddandosi. La stella si trasforma in
una gigante rossa anche 100 volte più grande del Sole.
La temperatura nel nucleo innesca la fusione di elio in
carbonio
Quando il Sole sarà diventato una Gigante
Rossa arriverà quasi a toccare l orbita
della Terra
Terra
La stella ha ormai una struttura a quattro strati
( come una cipolla ) : l idrogeno all esterno, il guscio
di idrogeno che continua la fusione in elio, il guscio di
elio che si trasforma in carbonio ed il nucleo di
carbonio inerte che aumenta sempre più.
Per qualche decina di milioni di anni la stella riesce a
mantenere un certo equilibrio. Poi il motore comincia di
nuovo a fermarsi e la gravità ricomincia a comprime il
nucleo. La temperatura cresce, ma il carbonio non riesce a
trasformarsi in ossigeno ed il nucleo collassa, mentre gli
strati esterni vengono lanciati nello spazio circostante
Il Sole si è trasformato in una
nana bianca (100 volte più
piccola del Sole), mentre nello
spazio si propaga una nebulosa
planetaria
Alcuni esempi
Stelle che invecchiano
Le stelle più grandi del Sole (almeno 8 volte) hanno
una vita molto più breve (non più di qualche decina
di milioni di anni) ed anche più violenta
Raggiunta in fretta la fase di gigante o supergigante rossa, la loro massa è tale da mantenere
una temperatura elevatissima nel nucleo (fino ad un
miliardo di gradi) e riuscire a trasformare gli
elementi fino al ferro (una cipolla con molti strati).
La fusione del ferro non produce più energia, anzi
la assorbe, e quindi la stella compressa dalla forza
di gravità esplode in modo catastrofico
Il nucleo di una super-gigante poco prima
della sua esplosione
Si produce una supernova, una delle esplosioni
più grandi dell universo, durante la quale si
producono tutti gli elementi più pesanti del
ferro, quali l oro, l argento, l uranio, ecc.
Gli strati esterni della stella si
disperdono nello Spazio sottoforma di una
nebulosa
La più famosa: la Nebulosa del
Granchio, osservata nel 1054 e
visibile in pieno giorno
Nebulosa del Granchio
Disco di accrescimento
attrorno alla stella di
neutroni della Crab
Resto di Supernova
in Cassiopea
Una spettacolare supernova è stata
osservata nel 1987 nella Grande Nube di
Magellano (una galassia vicina alla nostra).
Nell immagine che segue si vede la galassia
prima (a destra) e dopo l esplosione (a
sinistra). Come si può notare la luce della
supernova rivaleggia con quella dell intera
galassia.
La supernova del 1987
Supernova del 1994 in una galassia lontana
Ricapitolando …
Stelle con massa iniziale inferiore a 8
volte quella del Sole finiscono la loro
vita espellendo una nebulosa planetaria.
Stelle con massa iniziale superiore a
8 volte quella del Sole finiscono la
loro vita esplodendo come supernova.
Cosa resta della stella originaria ?
Tutto dipende di nuovo dalla massa
Se la massa finale della stella è superiore a 1,4
masse solari, essa collassa e la materia si
comprime a densità superiori a 100 milioni di
tonnellate per centimetro cubo. Il guscio formato
dagli elettroni non è più in grado di
controbilanciare l'enorme pressione ed i nuclei
atomici si avvicinano fino ad entrare in contatto
tra loro: la stella diviene una stella di neutroni o
pulsar.
Se la massa della stella supera le 3 masse solari,
la stella di neutroni non riesce più a bilanciare la
forza gravitazionale: si trasforma in un buco nero,
un oggetto in cui la gravità è talmente potente da
non permettere che nulla sfugga da esso nemmeno
la luce.
Stella di Neutroni
Nuclei atomici a contatto
Il Sole costretto in un raggio di 10 km
Una portaerei compressa in un granello di sabbia
Il contenuto di un cucchiaino da te
peserebbe decine di milioni di tonnellate
Per abbandonarla bisogna raggiungere una velocità
di circa 100.000 km/sec (Terra = 11 km/sec)
Una stella di neutroni su New York
(circa 10 km di diametro)
Le stelle di neutroni ruotano velocemente
su se stesse (anche oltre 1.000 giri in un
secondo) ed emettono due potenti fasci
di onde radio in direzioni opposte.
Se uno dei due fasci è diretto verso la
Terra, si vedrà un lampo ad ogni giro,
proprio come se fosse un faro
nell Universo, da cui il nome di Pulsar
Buco Nero
Un Buco Nero è una stella in cui la gravità
è talmente elevata da non permettere
nemmeno alla luce di uscirne fuori
Un Buco Nero è quindi un oggetto invisibile
Si può scoprire solo con metodi
indiretti, ossia osservando gli effetti
che causa su ciò che lo circonda
Il ciclo
stellare
stella
media
nebulosa
stella
piccola
stella
grande
supernova
buco nero
pulsar
nebulosa
planetaria
nana bianca
morte = nascita
Il diagramma di Hertzsprung-Russel
La formazione di un
sistema planetario
2
1
4
3
Vega
Fomalhaut
Beta Pictoris
La zona di abitabilità
James Webb Telescope
6.5 metri di apertura
E-ELT 39-m
TMT 30-m
Il sistema Solare il 24 agosto 2006
8 pianeti, 5 pianeti nani
Haumea
La risoluzione approvata dall Unione Astronomica
Internazionale (24 agosto 2006)
(1) Un pianeta è un corpo celeste che ( a ) orbita attorno al Sole,
( b ) ha sufficiente massa affinché l auto-gravitazione superi le
forze di stato solido ed esso assuma la forma (quasi sferica) di
equilibrio idrostatico, ( c ) ha eliminato i planetesimi presenti in
prossimità della sua orbita.
(2) Un pianeta nano ha le precedenti caratteristiche ( a ) e ( b ),
ma ( c ) NON ha eliminato i planetesimi presenti in prossimità
della sua orbita e ( d ) non è un satellite.
(3) Tutti gli altri oggetti, non satelliti, orbitanti attorno al Sole
devono essere considerati come Corpi Minori del Sistema Solare.
Le leggi di Keplero
  Le leggi di Keplero, formulate
dall astronomo tedesco nel 1610,
descrivono il moto dei pianeti attorno al
Sole.
Prima Legge
  L'orbita descritta da un
pianeta è un'ellisse, di cui
il Sole occupa uno dei due
fuochi.
Le leggi di Keplero
Seconda Legge
  Il raggio vettore che unisce il centro del Sole con il
centro del pianeta descrive aree uguali in tempi
uguali.
Le leggi di Keplero
Terza Legge
  I quadrati dei periodi di rivoluzione dei pianeti sono
direttamente proporzionali ai cubi dei semiassi
maggiori delle loro orbite.
La Legge di Gravitazione
  La legge di gravitazione di Newton
formulata nel 1666 spiega perché i
pianeti si muovono secondo le leggi di
Keplero
  Qualsiasi oggetto dell'Universo attrae ogni altro oggetto con una
forza diretta lungo la linea che congiunge i baricentri dei due
oggetti, di intensità direttamente proporzionale al prodotto delle
loro masse ed inversamente proporzionale al quadrato della loro
distanza.
• Tutti i pianeti orbitano attorno al Sole nella
stessa direzione (senso antiorario guardando in
basso dall alto del polo nord del Sole)
•  Tutti i pianeti, ad eccezione di Venere, Urano e
Plutone ruotano su se stessi nello stesso senso:
Nella figura sopra, per ciascun pianeta, è
riportato l angolo di inclinazione dell asse di
rotazione rispetto alla perpendicolare al piano
dell orbita
I pianeti Interni
Dati:
Mercurio
Venere
Terra
Marte
Satelliti
Atmosfera
No
No
No
CO2, H2SO4
1
N2, O2
2
CO2
Diametro
Massa
Densita’
Rivoluzione
Rotazione
Temperatura
4.878 km
0.06
5.400 kg/m3
88 giorni
58 giorni 16 ore
480°C/-180°C
12.104 km
12.756 km
0.8
1
5.250 kg/m3
5.520 kg/m3
224 giorni
365 giorni 6 ore
243 giorni (Retrogrado) 23 ore 56min
480°C
22°C
6.787 km
0.11
3.94 kg/m3
687 giorni
24 ore 37 min
20°C/-110°C
I pianeti Giganti
Dati:
Diametro
Massa
Densita’
Rivoluzione
Rotazione
Temperatura
Satelliti
Atmosfera
Giove
Saturno
Urano
Nettuno
142.800 km
318
1314 kg/m3
11 anni 10 mesi
9 ore 50 minuti
-150°C
67
H2, He
120.660 km
95
690 kg/m3
29 anni 6 mesi
10 ore 15 minuti
-180°C
62
H2, He
51.118 km
14.5
1290 kg/m3
84 anni
18 ore
-210°C
27
H2, He, CH4
49.528 km
17
1640 kg/m3
165 anni
19 ore
-220°C
14
H2, He ,CH4
ALBEDO
E’ la frazione di luce incidente che viene riflessa. L'albedo
massimo è 1, quando tutta la luce incidente viene riflessa.
L'albedo minimo è 0, quando nessuna frazione della luce
viene riflessa.
Mercurio
Il pianeta più piccolo,
vicino al Sole,
veloce
Mario Di Martino
Osservatorio Astrofisico di Torino
PUNTI DEL DISCORSO
1) 
2) 
3) 
4) 
5) 
6) 
Caratteristiche
Prova della Relatività Generale
Struttura Interna
Superficie
Atmosfera
Missioni Spaziali
Caratteristiche del pianeta
Massa: 3.3 x 1023 kg = 0.055 masse terrestri
Parametri orbitali
Periodo Orbitale: 87.969 giorni
Raggio: 2439 km = 0.383 raggi terrestri
Densità: 5.43 g/ cm3
Velocità di fuga: 4.2 Km/sec
Albedo: 0.106
Magnitudine apparente: da 1 a -2
Periodo di rotazione: 58.646 giorni
Distanza media dal Sole: 5.7909 x
107 km (= 0.3870989 AU)
Velocità orbitale media: 47.9 km/s
Inclinazione orbitale: 7.00487°
Eccentricità dell orbita: 0.20563
Prova della Relatività Generale
Mercurio, con la sua
vicinanza al Sole e
l’alta eccentricità, ha
fornito una delle 3
prove classiche della
Teoria della Relatività
generale:
il perielio di Mercurio
avanza di 574”/secolo;
di questi 42”.98/secolo
sono giustificabili solo
con la Relatività
Generale.
Per Einstein lo spazio e il tempo si uniscono in un nuova entità
detta “spazio-tempo”.
La massa dice allo spazio-tempo come curvarsi e lo spazio-tempo
curvato dice alla massa come muoversi (John Wheeler)
IL PERIODO DI ROTAZIONE È 2/3 DI QUELLO DI RIVOLUZIONE
Rotazione: 58,6 giorni
Rivoluzione: 88 giorni
Questo fatto, unito
all’alta eccentricità, fa sì
che il Sole al perielio
culmini sempre sullo
stesso meridiano o sul
meridiano opposto,
detti: poli caldi (T = 480
°C).
All’afelio il Sole
culmina sui meridiani a
90° detti poli tiepidi (T
= 250 °C).
TRANSITI DI MERCURIO
SUL SOLE
Avvengono nei mesi di maggio
e novembre a intervalli di
7, 13 e 46 anni per quelli di novembre,
13 e 33 anni per quelli di maggio.
L’ultimo si è verificato
l’8 novembre 2006.
Il prossimo
il 9 maggio 2016
Inizio: 11:12 UT
Fine: 18:42 UT
STRUTTURA INTERNA
Fra tutti i pianeti
rocciosi Mercurio è
quello che ha il nucleo
metallico in proporzione
più grande (3/4 del
raggio).
Sovrapposto ad esso c’è
un mantello di silicati
e una crosta spessa.
Mercurio
Ai crateri sono stati dati i nomi di scrittori, musicisti e pittori
Sulla superficie di Mercurio si trovano pianure intercrateriche e
pianure lisce, che somigliano vagamente ai mari lunari.
I crateri di Mercurio sono in media più grandi di quelli della Luna
o di Marte,
perché, essendo
Mercurio più
vicino al Sole, i
proiettili che li
hanno generati
erano più veloci
che non nelle
regioni più
esterne.
CALORIS PLANITIA
E’ uno dei più grandi bacini
di impatto del Sistema
Solare con un diametro di
1.340 km.
FAGLIE E SCARPATE
Quando Mercurio
si è raffreddato, si è
contratto in modo
disomogeneo, per
cui si notano delle
scarpate.
CAMPO MAGNETICO
100 volte più debole di quello terrestre
ATMOSFERA
Su un pianeta così piccolo e caldo le molecole di gas tendono a superare
la velocità di fuga e a disperdersi nello spazio.
Nel 1985 si scoprì che su Mercurio è presente una
debole atmosfera (la pressione è di 10-15 atmosfere)
composta da gas probabilmente espulsi dalle rocce a
causa dell’incessante bombardamento delle particelle del
vento solare:
OSSIGENO MOLECOLARE
SODIO
IDROGENO MOLECOLARE
ELIO
POTASSIO
42%
29%
22%
6%
0.5%
Acqua ai poli
VICINO AI POLI
LA TEMPERATURA
È -150 °C.
IL GHIACCIO D’ACQUA
FORSE PORTATO DALLE
COMETE PUO’
RESISTERE PER LUNGHI
TEMPI
MISSIONI PASSATE: MARINER 10 (1974-75)
Ha fotografato
il 45% della
superficie e ha
scoperto che
Mercurio possiede
un debole campo
magnetico (1/80 di
quello terrestre).
MISSIONI IN CORSO: SONDA MESSENGER
Partita il 3/8/2004,
è arrivata il 6/4/2009.
E’ protetta dalla
radiazione solare da
uno scudo termico.
Fotografa tutta la
superficie, confermando
se ai poli c’è ghiaccio.
Messenger
Bacino Caloris
D = 680 km
Concentrazioni di massa
MASCON
14.000 km/h
cratere ~16 metri
MISSIONI FUTURE: BEPI COLOMBO
Lancio previsto 2016