Stage astrofisica 2010- 7. Il Sistema Solare - G.Magni

Il sistema solare A. Coradini

Riepilogo della distribuzione massa-distanza dalla stella centrale dei pianeti extrasolari noti fino ad oggi. I punti blu rappresentano i pianeti scoperti con il metodo del transito , i neri quelli trovati con il metodo delle variazioni doppler delle righe spettrali. A destra sono indicate le posizioni dei quattro pianeti giganti del nostro Sistema Solare

Masse dei pianeti del Sistema Solare

Legge di Titius-Bode a = 0.4 + 0.3 * 2 n unità astronomiche con n= -oo, 0, 1, 2,…,7 La legge di Titius-Bode non ha un significato fisico diretto, ma indica come nella formazione del nostro sistema planetario i processi caotici e casuali hanno avuto un’influenza minore (attenzione alla scala logaritmica!)

Il Sistema Solare
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.

Il Sistema Solare: la dinamica
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

Sistema Solare: le dimensioni
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

Pianeti: due famiglie
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)

Perché?
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

La Materia Primordiale
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

Il mezzo interstellare
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

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.
L’astrochimica

Dischi di Accrescimento: una fase “calda”
I dischi di accrescimento sono il collegamento tra il mezzo intestellare, le stelle e i sistemi planetari

Disco di accrescimento Ciò che organizza la materia in dischi di accrescimento è la rotazione e la sua Conservazione, per una delle leggi fondamentali della fisica . Più la materia si concentra, più velocemente ruota. Alla fine, la forza centrifuga Riesce a controbilanciare l’attrazione gravitazionale, ed il gas rimane in equilibrio Ruotando ntorno alla stella centrale

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.

La condensazione
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
La polvere ci da una indicazione diretta di molti processi evolutivi avvenuti nel Sistema Solare primordiale

Condrule
Si sono formate 4.55 Milioni di anni fa in un intervallo di 10 7 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?

Dai dischi ai pianeti.. Una lunga storia Planetesimi ed Embrioni Instabilità o accrescimento Disco  Condrule

Formazione dei pianeti Terresti: un passato cancellato
Le fasi successive del processo di formazione debbono spiegare come da un insieme di planetesimi, la cui composizione presumibilmente rispecchiava quella delle condriti carbonacee, si passa a corpi di grandi dimensioni fortemente differenziati, come i pianeti terrestri .
crescita gerarchica dei planetesimi;
crescita finale attraverso mpatti non completamente distruttivi .

< meters kilometers Lunar (1 AU)-to-Mars (2 AU) sized In the beginning there were planetesimals… then “ embryos”…then planets

Una Storia Violenta : impatti delle dimensioni di Marte

Che accade dopo?
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

Simulazioni delle “Plumes”

La convezione al lavoro! La convezione è un processo fisico molto efficiente per trasportare calore dalle zone Più calde di un corpo a quelle più fredde. Perché possa agire servono un campo gravitazionale ed una differenza di temperatura. La convezione può essere attiva Per materia nello stato solido (interno della terra), liquido (mari) o gassoso (interno Delle stelle)

Per gli altri pianeti vale?
Per la Luna si!
.. E con qualche difficoltà per Marte!

I giganti
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

Esiste ancora una materia primordiale nel Sistema Solare?
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

La Missione Near: “atterrare” su un asteroide
Un denso strato di polvere di 90 metri su di un asteroide di 33 x 13 x 13 Km!
Un interno completamente fratturato

Allontaniamoci.. Comete dunque!

Le Comete Stele di Rosetta
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:palle di neve sporca?
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

19P/Borrelly
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 .
Polvere

Osservare da vicino una cometa e “catturarne” i segreti  missione star dust

Wild 2
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)

Deep impact: distruggere per vedere l’interno!
La cometa è stata bombardata con un proiettile di rame
Si è creato un nuovo cratere

LA MISSIONE ROSETTA Gli Strumenti Scientifici dell’ Orbiter OSIRIS: Optical, Spectroscopic, and Infrared Remote Imaging System (H.U. Keller, Germania) ALICE: Ultraviolet Imaging Spectrometer (S.A. Stern, USA) VIRTIS: Visible and Infrared Thermal Imaging Spectrometer (A. Coradini, Italia) MIRO: Microwave Instrument for the Rosetta Orbiter (S. Gulkis, USA) ROSINA: Rosetta Orbiter Spectrometer for Ion and Neutral Analysis (H. Balsiger, Svizzera) COSIMA: Cometary Secondary Ion Mass Analyser (J. Kissel, Germania) MIDAS: Micro-Imaging Dust Analysis System W. Riedler, Austria) CONSERT: Comet Nucleus Sounding (W. Kofman, Francia) GIADA: Grain Impact Analyser and Dust Accumulator (L. Colangeli, Italia) RPC: Rosetta Plasma Consortium RSI: Radio Science Inves tigation (M. Pätzold, Germania)

Atterrare su una cometa
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.

Raggiungere Plutone

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