Alla Ricerca del passato del Sistema Solare: la - INAF

A. Coradini
Il Sistema Solare e' un insieme di corpi celesti in rotazione attorno al Sole. Ne
fanno parte, oltre al Sole stesso, 8 pianeti, 2 pianeti nani, 61 grandi satelliti,
alcune migliaia di asteroidi, ed un numero imprecisato di comete.
Partendo dal Sole, troviamo per primi i pianeti interni, Mercurio e Venere, poi la
Terra e infine i pianeti esterni: Marte, Giove, Saturno, Urano, Nettuno.
Tra l'orbita di Marte e quella di Giove c'e' la fascia degli asteroidi.
Dal punto di vista
dinamico, il Sistema
Solare e' un insieme
ordinato e stabile.
Tutti i pianeti ruotano
nello stesso verso,
cioe' in senso
antiorario rispetto ad
un ipotetico
osservatore posto sul
polo nord del Sole
L'estensione totale del Sistema Solare e' di circa 6
miliardi di Km, pari a 39,3 U.A. (Distanza Terra Sole).
I corpi del Sistema Solare occupano in realta' un
volume molto piccolo rispetto alle dimensioni
complessive.
Il Sistema Solare e' quindi quasi "vuoto“.
Se il Sole avesse il diametro di 1 m, la Terra sarebbe di
un pisello a 108 metri dal Sole, Giove sarebbe
un'arancia, posta a 550 metri, e Plutone disterebbe 4
km e sarebbe meno di 1 mm di diametro
La densità dei corpi
planetari decresce
sensibilmente ma mano
che ci si allontana dal Sole,
mentre le dimensioni e le
masse aumentano.
Questo andamento
regolare suggerisce di
suddividere i pianeti in due
famiglie.
i pianeti terrestri (o interni)
i pianeti giganti (o esterni)
Le differenze tra i pianeti terrestri e giganti gassosi possono
trovare una spiegazione nel fatto che nella nebulosa
protoplanetaria (la nube di materia che circondava il Sole e
da cui si formarono i pianeti) la temperatura era maggiore
vicino al Sole e dunque era possibile la condensazione degli
elementi poco volatili(in genere i più pesanti), mentre gli altri
erano spinti verso l'esterno dalla radiazione solare.
Anche la distribuzione delle distanze mostra una certa
regolarità: ciascun pianeta si trova grosso modo ad una
distanza doppia di quello che lo precede.
L’ipotesi della nebulosa si rafforza i dischi di gas e polvere
che circondano le stelle giovani hanno temperature
decrescenti verso l’esterno
L’angolo dell’Universo
che chiamiamo casa, il
nostro sistema solare,
si formò circa 4.6
miliardi di anni fa da
materia che ruotava
lentamente attorno al
Sole
La materia è distribuita
nell'universo
in molti modi, nelle stelle, e come
materia diffusa, il mezzo
interstellare.
Il gas interstellare è composto
principalmente da idrogeno ed elio,
ma sono presenti anche piccole
quantità di carbonio, azoto ed
ossigeno.
Forgiati nel nucleo di stelle antiche,
questi elementi pesanti si
combinano, se le condizioni lo
permettono, in un'ampia gamma di
molecole.
Quelle molecole sono forse ancora
presenti nel Sistema Solare, almeno
nelle zone più fredde
Gli elementi pesanti, un tempo sotto
forma di grani, sono ancora nascosti
nei pianeti terrestri e ..forse nei
nuclei ei pianeti gioviani
1
Le stelle si
formano in
grandi nubi
molecolari
Gas 106 atomi x
metro cubo 1
atomo x centimetro
cubo
Polvere 1% in
massa de gas
Globulo di Bok in IC
2948
Diversi tipi di atomi possono combinarsi nelle rgioni dello
spazio più fredde ( 10 K) creando nuove molecole visibili nel
radio. La maggior parte di tali molecolecontiene idrogeno,
(H2) e carbonio (CO).
Altre molecole interessanti sono H2O (acqua), OH (ossidrile),
NH3 (ammoniaca), SiO (ossido di silicio), CO2 (anidride
carbonica) .
Le comete contenenti carbonio sono dette “molecole
Organiche”.
Tutto ciò si trova anche nelle comete!
Orion Nebula
PE = −
GMm
r
Nuclei Stellari
Stable for ~ 1 Ma
La nebulosa di Orione __>
regione di formazione
stellare e planetaria?
Inizialmente la nube era
molto estesa vari anni
luvc!
Piccoli semi di crescita
appaiono sono nubi che
si contrarranno
ulteriormente sotto
l’azione della gravità
Inzia il processo di collasso!
Force of gravity
m
Gas Pressure
M
La nebulosa dalla quale
la stella ha avuto origine
ruota lentamente.
Al procedere del
collasso tale velocità
aumenta, a causa della
conservazione del
momento angolare.
The death of a massive star: Supernova remanent
Planets exist because of angular momentum.
When a star forms from the interstellar medium, the
collapsing cloud of gas and dust has unavoidable vorticity,
far too great to be accommodated in the hydrostatic star
that gravity tries to make from the available mass.
The excess angular momentum can be accommodated by
fragmenting the cloud, a process that leads to a binary or
multiple-star system.
But, in general, even those fragments will have too much
angular momentum and must each form a disk and a central
stellar concentration of mass.
From those Keplerian disks, planets form.
As the cloud contracted, its gravitational potential energy was converted
into kinetic energy of the individual gas particles.
Collisions between particles converted this energy into heat (random
motions).
The solar nebula became hottest near the center where much of the
mass was collected to form the protosun (the cloud of gas that became
Sun).
At some point the central temperature rose to 10 million K. The collisions
among the atoms were so violent that nuclear reactions began, at which
point the Sun was born as a star, containing 99.8% of the total mass.
What prevented further collapse?
As the temperature and density increased toward the center, so did
the pressure causing a net force pointing outward.
The Sun reached a a balance between the gravitational force and the
internal pressure, as hydrostatic equilibrium, after 50 million years.
Simeis 147 towards the constellation of Taurus
( Stevenson 2004)
3 degrees (6 full moons)
Recombined hydrogen atoms
L=150 ly,
ly, D=3000 ly,
ly, 100 000 yr old
2
Conservation of angular momentum (accretion) disk
Molecole sono state osservate in tutti gli ambienti astrofisici, dalle galassie più
antiche alle comete, ai satelliti dei pianeti giganti.
Le molecole sono una specie di sonda che ci permette di investigare quali
siano le condizioni termodinamiche delle regioni di formazione. Spettri
Lo spazio interstellare è un vero e proprio laboratorio in cui agiscono anche
processi che sono stati presenti forse sulla terra primordiale.
I “semi” per il processo di condensazione sono i
grani sopravvissuti alla alte temperature del disco.
Su di essi, al decrescere della temperatura, si
condensarono ( forse) molecole che formarono sui
grani gocce di materiale, che successivamente
solidificò.
Nelle zone interne solo i composti di temperatura
più alta riuscirono a solidificare
La polvere ebbe un ruolo importante nel processo di
formazione planetaria
Una proprietà generale dei dischi do piccola massa (~ 0.02 Msole) è quella di essere
scaldati dall’accrescimento di massa ad una velocità di ~ 10-6 to 10-5 Msole yr -1 e di
essere relativamente caldi sul piano centrale.
(Tm > 1200 K) nelle zone interne, mentre nelle zone esterne le temperature sono
assai inferiori (Tm ~ 100 K) outer disk ( Boss 1999).
Una maggiore intensità nell’accrescimento fornisce maggiore energia al disco temperatura più alta >2000 K
In questa fase il disco si omogeinizza dal punto di vista isotopico, e, forse,
raggiunge l’equilibrio termodinamico.
Si possono quindi generare sequenze di condensazione
Gli ingredienti del sistema solare cadono nelle seguenti categorie:
Metalli: ferro, nichel, alluminio. Essi condensano a T~1,600 K ed ammontano a ~
0.2% del disco
Rocce: minerali ricchi in silice che condensano a T=500-1,300 K (0.4% del disco).
Ghiacci: composti idrogenati, come il metano (CH4), l’ammoniaca (NH3),l’acqua
(H2O) che condensa a T<~150 K ed ammontano a ~ 1.4% del disco.
Gas: idrogeno ed elio che non condensano mai nel disco ed ammontano a ~ 98%
in massa.
Condrule
• Si sono formate 4.55 Milioni di anni fa in un
intervallo di 107 anni
• Sono state scaldate 1500-2000 K e
raffreddate in pooche
•Non si trovano sulla Luna
•Che cosa le ha generate: fusione da
impatto?alte temperature nella nebulosa
solare primordiale?
3
Disco Condrule
First condensates CAIs
(calcium aluminum
inclusions) ⇒
HED (Howardite -EucriteDiogenite) HED global
differentiation ⇒
Mars core formation ⇒
Earth core formation ⇒
4.566 - Ga Reference Time
10 Ma after CAls
30 Ma after CAIs
50 Ma after CaIs
Instabilità o
accrescimento
Planetesimi ed Embrioni
In the beginning there were planetesimals… then
“embryos”…then planets
< meters
Le fasi successive del processo di formazione debbono spiegare come da
un insieme di planetesimi, la cui composizione presumibilmente
rispecchiava quella delle condriti carboniose, si passa a corpi di grandi
dimensioni fortemente differenziati, come i pianeti terrestri.
kilometers
crescita gerarchica dei planetesimi;
crescita finale attraverso mpatti non completamente distruttivi.
Lunar (1 AU)-to-Mars (2 AU) sized
Il pianeta contiene
elementi radioattivi che si
scaldano rilasciando calore
Si forma un oceano di
magma
Il materiale più denso
forma il nucleo ancora
calore!
Il materiale riscaldato, più
leggero sale Formazione
di”Plumes”
Nasce la geologia
Giove ha un nucleo interno roccioso di 10- 15 masse
terrestri
Saturno ha un nucleo anche maggiore (15-20 ?)
Urano e Nettuno mondi di ghiaccio
4
Tre riserve
Cintura Asteroidale ▪ Materia “solida” ricca in silicati, parzialmente riprocessata
nell’evoluzione della nebulosa solare primordiale
Fascia di Kuiper
Comete di Corto Periodo: oggetti ricchi in ghiacci,volatili e
materiale organico, rapprentativi dei planetesimi formatisi nelle
regioni esterne del Sistema Planetario
Nube di Oort
Comete di Lungo Periodo: oggetti ricchi in ghiacci e materiale
organico rappresentativi delle zone di formazione di Giove ( solo
parzialmente),Saturno, Urano e Nettuno
•Rossi Asteroidi con perielio
inferiore a 1.3 AU
•Verdi astroidi della fascia
principale
•Blu scuro Troiani
•Blu chiaro Comete
Una immagine della stele di
Rosetta sulla quale era
presente la stessa iscrizione
in greco, demiotico e
geroglifico.
Il materiale cometario
dovrebbe permettere di
interpretare le relazioni tra la
materia primordiale del
Sistema Solare ed il mezzo
interstellare
Le comete sono diverse tra loro in forma e dimensione
cosi’ come nel comportamento, a volte caratterizzato da
intensa attività, altre volte da un andamento sporadico.
Usualmente esse sviluppano una “nube” di materiale
diffuso- la coma- che cresce in dimensione e luminosità al
loro avvicinarsi al Sole. Più tardi, esse sviluppano una
enorme coda che si estende in direzione antisolare.
Il nucleo cometario e’ piccolo, normalmente di meno di
10 Km di diametro. Lontano dal sole il nucleo cometario
non e’ facilmente osservabile, essendo scuro e freddo
Lontano dal Sole il nucleo e’
osservabile in luce riflessa.
Allo svilupparsi della coma,
la polvere in essa contenuta
riflette la radiazione solare,
mentre i gas assorbono
radiazione ultravioletta e
cominciano ad essere
fluorescenti.
A 5 AU la fluorescenza
comincia ad essere più
intensa della radiazione
riflessa.
•Un denso strato di polvere di 90 metri su di un asteroide di 33 x 13 x 13 Km!
•Un interno completamente fratturato
Le comete sono oggetti “fragili”, di forma irregolare
composte di una mistura di ghiacci diversi e polvere.
Esse hanno orbite ellittiche che le portano da zone
fredde, oltre l’orbita di Plutone, a zone calde, ove i
ghiacci che le costituiscono sublimano dando luogo ad
una spettacolare attività
Il loro interesse risiede nella materia che le costituisce,
che si suppone sia stata elaborata termicamente solo in
modo limitato.
Le comete conserverebbero memoria del
materiale da cui Sole e pianeti si sono originati
Halley: il nucleo
5
Polvere
La elevata presenza di volatili
nelle comete e’ la prova
essenziale della loro limitata
differenziazione .
I soli processi di alterazione sono
stati:
Bombardamento da raggi
cosmici
riscaldamento da parte del
Sole.
Le comete provengono da due
“riserve” : Kuiper belt e la nube Oort
•This is a composite of images acquired by NASA's Deep Space 1 spacecraft, showing
some of the features in comet Borrelly's coma, dust jets, and nucleus. The range to the
comet in this view is about 4800 kilometers (3000 miles).
•Borrelly's nucleus is about 8 kilometers (5 miles) end-to-end so the field of view is about 40
kilometers (25 miles) on each side.
Molecole organiche
•La cometa verrà bombardata
con un proiettile di rame
•Si creerà un nuovo cratere
Wild 2 ripresa dalla camera di navigazione della
missione Stardust durante il periodo di massimo
avvicinamento ( 2 Gennaio 2004)
Immagine presa dalla distanza 500 km (esposizione
di 10-millisecondi)
I
A
Missione Rosetta
I S
LAUNCH
DATE:
02-Mar-2004 07:17 UT
MISSION
END:
End of mission (nominal) - Perihelion
passage - 2015.
LAUNCH
VEHICLE:
Ariane 5 G+ from Kourou, French Guiana.
LAUNCH
MASS:
3000 kg
MISSION
PHASE:
Spacecraft and Payload Commissioning
Il gran numero di osservazioni in situ dallo spazio di comete (Missioni Giotto,
Vega) ed asteroidi (missione Galileo, NEAR) e le osservazioni remote da terra
(NTT, VLT)e da satellite (ISO ST) hanno mostrato che popolazioni di comete ed
asteroidi sono strettamente legate. Le comete possono spegnersi assumendo un
aspetto asteroidale.
Inoltre le osservazioni di oggetti lontani, inizialmente classificati come grandi
asteroidi, come Chirone ed i Centauri, hanno mostrato che nelle zone esterne del
sistema planetario spesso gli oggetti ghiacciati mostrano una certa emissione di
gas, di tipo cometario.
Nonostante tutto la nature del materiale primordiale presente in questi oggetti e’
ignota. Solo misure “in situ” potranno svelarla.
D
P
I S
Dimensioni:
struttura principale
larghezza dei Pannelli Solari
Massa al Lancio :
- totale
- propellente
- strumenti scientifici
- modulo di atterraggio
2.8x2.1x2.0 metri
32 metri
Fotocamere di Navigazione
Antenna a basso guadagno
Serbatoi di propellente
3000 kg (approx.)
1670 kg (approx.)
165 kg
100 kg
Potenza all’uscita dei Pannelli Solari
850 W a 3.4 AU,
395 W a 5.25 AU
Computers di bordo
Antenna a medio guadagno
Radiatori a tendina
Razzetti
Sistema di Propulsione
24 razzetti a bibi-propellente da 10N
Antenna ad alto guadagno
Missione operativa
Unita’ di alimentazione
dietro il pannello
10.5 anni
Serbatoio ad alta pressione
6
Gli Strumenti Scientifici dell’ O
I M
A
OSIRIS: Optical, Spectroscopic, and Infrared Remote Imaging System (H.U.
Keller, Germania)
APXS: Alpha X-Ray Spectrometer
ALICE: Ultraviolet Imaging Spectrometer (S.A. Stern, USA)
CIVA: Six identical micro cameras
VIRTIS: Visible and Infrared Thermal Imaging
Spectrometer (A. Coradini, Italia)
ROLIS: Rosetta Lander Imaging System
CONSERT: Comet Nucleus Sounding
MIRO: Microwave Instrument for the Rosetta
Orbiter (S. Gulkis, USA)
COSAC: Cometary Sampling and Composition
experiment
ROSINA: Rosetta Orbiter Spectrometer for Ion and Neutral Analysis (H.
Balsiger, Svizzera)
MODULUS PTOLEMY: Evolved Gas Analyser
COSIMA: Cometary Secondary Ion Mass
Analyser (J. Kissel, Germania)
MUPUS: Multi-Purpose Sensor for Surface and
Subsurface Science
MIDAS: Micro-Imaging Dust Analysis System W. Riedler, Austria)
ROMAP: Rosetta Lander Magnetometer and Plasma
Monitor
CONSERT: Comet Nucleus Sounding (W. Kofman, Francia)
SD2: Sample and Distribution Device
Una volta raggiunta la
cometa, la navicella Rosetta
si inserira’ in un’ orbita polare
attorno alla cometa.
Eseguirà dapprima una
dettagliata mappa della
superficie e,
successivamente, rilascerà un
lander, che si ancorerà alla
cometa eseguendo misure in
situ.
GIADA: Grain Impact Analyser and Dust Accumulator (L. Colangeli, Italia)
RPC: Rosetta Plasma Consortium
SESAME: Surface Electrical and Acoustic Monitoring
Experiment, Dust Impact Monitor
RSI: Radio Science Investigation (M. Pätzold, Germania)
La “trivella” Italiana, sviluppata da Tecnospazio sotto contratto ASI, ha il
compito di:
–raccogliere (Sampling) campioni di materiale del nucleo della
cometa
–perforare (Drill) il nucleo della cometa
–distribuire (Distribution) i campioni raccolti agli strumenti
scientifici per permetterne l’analisi.
Dalla terminologia inglese dei compiti della trivella deriva la
sigla SD2 con cui il sistema viene generalmente identificato.
Gli strumenti che utilizzano i campioni raccolti da SD2 sono due
analizzatori di gas (MODULUS e COSAC) ed un sistema di “visione”
(ÇIVA/ROLIS)
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