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

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Stage di astrofisica IASF/IFSI, 3° Edizione
Giorno 3- Lezione 8: Introduzione al Sistema Solare, e alla sua formazione

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

    1. 1. Il sistema solare A. Coradini
    2. 2. 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
    3. 3. Masse dei pianeti del Sistema Solare
    4. 4. 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!)
    5. 5. Il Sistema Solare <ul><li>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. </li></ul><ul><li>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. </li></ul><ul><li>Tra l'orbita di Marte e quella di Giove c'e' la fascia degli asteroidi. </li></ul>
    6. 6. Il Sistema Solare: la dinamica <ul><li>Dal punto di vista dinamico, il Sistema Solare e' un insieme ordinato e stabile. </li></ul><ul><li>Tutti i pianeti ruotano nello stesso verso, cioe' in senso antiorario rispetto ad un ipotetico osservatore posto sul polo nord del Sole </li></ul>
    7. 7. Sistema Solare: le dimensioni <ul><li>L'estensione totale del Sistema Solare e' di circa 6 miliardi di Km, pari a 39,3 U.A. (Distanza Terra Sole). </li></ul><ul><li>I corpi del Sistema Solare occupano in realta' un volume molto piccolo rispetto alle dimensioni complessive. </li></ul><ul><li>Il Sistema Solare e' quindi quasi &quot;vuoto“. </li></ul><ul><li>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 </li></ul>
    8. 8. Pianeti: due famiglie <ul><li>La densità dei corpi planetari decresce sensibilmente ma mano che ci si allontana dal Sole, mentre le dimensioni e le masse aumentano. </li></ul><ul><li>Questo andamento regolare suggerisce di suddividere i pianeti in due famiglie. </li></ul><ul><ul><li>i pianeti terrestri (o interni) </li></ul></ul><ul><ul><li>i pianeti giganti (o esterni) </li></ul></ul>
    9. 9. Perché? <ul><li>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. </li></ul><ul><li>Anche la distribuzione delle distanze mostra una certa regolarità: ciascun pianeta si trova grosso modo ad una distanza doppia di quello che lo precede. </li></ul><ul><li>L’ipotesi della nebulosa si rafforza  i dischi di gas e polvere che circondano le stelle giovani hanno temperature decrescenti verso l’esterno </li></ul>
    10. 10. La Materia Primordiale <ul><li>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 </li></ul>
    11. 11. Il mezzo interstellare <ul><li>La materia è distribuita nell'universo in molti modi, nelle stelle, e come materia diffusa, il mezzo interstellare. </li></ul><ul><li>Il gas interstellare è composto principalmente da idrogeno ed elio, ma sono presenti anche piccole quantità di carbonio, azoto ed ossigeno. </li></ul><ul><li>Forgiati nel nucleo di stelle antiche, questi elementi pesanti si combinano, se le condizioni lo permettono, in un'ampia gamma di molecole. </li></ul><ul><li>Quelle molecole sono forse ancora presenti nel Sistema Solare, almeno nelle zone più fredde </li></ul><ul><li>Gli elementi pesanti, un tempo sotto forma di grani, sono ancora nascosti nei pianeti terrestri e ..forse nei nuclei ei pianeti gioviani </li></ul>
    12. 12. <ul><li>Molecole sono state osservate in tutti gli ambienti astrofisici, dalle galassie più antiche alle comete, ai satelliti dei pianeti giganti. </li></ul><ul><li>Le molecole sono una specie di sonda che ci permette di investigare quali siano le condizioni termodinamiche delle regioni di formazione.  Spettri </li></ul><ul><li>Lo spazio interstellare è un vero e proprio laboratorio in cui agiscono anche processi che sono stati presenti forse sulla terra primordiale. </li></ul>L’astrochimica
    13. 13. Dischi di Accrescimento: una fase “calda” <ul><li>I dischi di accrescimento sono il collegamento tra il mezzo intestellare, le stelle e i sistemi planetari </li></ul>
    14. 14. 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
    15. 15. Sequenze di condensazione <ul><li>Gli ingredienti del sistema solare cadono nelle seguenti categorie: </li></ul><ul><li>Metalli: ferro, nichel, alluminio. Essi condensano a T~1,600 K ed ammontano a ~ 0.2% del disco </li></ul><ul><li>Rocce: minerali ricchi in silice che condensano a T=500-1,300 K (0.4% del disco). </li></ul><ul><li>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. </li></ul><ul><li>Gas: idrogeno ed elio che non condensano mai nel disco ed ammontano a ~ 98% in massa. </li></ul>
    16. 16. La condensazione <ul><li>I “semi” per il processo di condensazione sono i grani sopravvissuti alla alte temperature del disco. </li></ul><ul><li>Su di essi, al decrescere della temperatura, si condensarono ( forse) molecole che formarono sui grani gocce di materiale, che successivamente solidificò. </li></ul><ul><li>Nelle zone interne solo i composti di temperatura più alta riuscirono a solidificare </li></ul><ul><li>La polvere ebbe un ruolo importante nel processo di formazione planetaria </li></ul><ul><li>La polvere ci da una indicazione diretta di molti processi evolutivi avvenuti nel Sistema Solare primordiale </li></ul>
    17. 17. <ul><li>Condrule </li></ul><ul><li>Si sono formate 4.55 Milioni di anni fa in un intervallo di 10 7 anni </li></ul><ul><li>Sono state scaldate 1500-2000 K e raffreddate in pooche </li></ul><ul><li>Non si trovano sulla Luna </li></ul><ul><li>Che cosa le ha generate: fusione da impatto?alte temperature nella nebulosa solare primordiale? </li></ul>
    18. 18. Dai dischi ai pianeti.. Una lunga storia Planetesimi ed Embrioni Instabilità o accrescimento Disco  Condrule
    19. 20. Formazione dei pianeti Terresti: un passato cancellato <ul><li>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 . </li></ul><ul><ul><li>crescita gerarchica dei planetesimi; </li></ul></ul><ul><ul><li>crescita finale attraverso mpatti non completamente distruttivi . </li></ul></ul>
    20. 21. < meters kilometers Lunar (1 AU)-to-Mars (2 AU) sized In the beginning there were planetesimals… then “ embryos”…then planets
    21. 22. Una Storia Violenta : impatti delle dimensioni di Marte
    22. 23. Che accade dopo? <ul><li>Il pianeta contiene elementi radioattivi che si scaldano rilasciando calore </li></ul><ul><li>Si forma un oceano di magma </li></ul><ul><li>Il materiale più denso forma il nucleo  ancora calore! </li></ul><ul><li>Il materiale riscaldato, più leggero sale  Formazione di”Plumes” </li></ul><ul><li>Nasce la geologia </li></ul>
    23. 24. Simulazioni delle “Plumes”
    24. 25. 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)
    25. 26. Per gli altri pianeti vale? <ul><li>Per la Luna si! </li></ul><ul><li>.. E con qualche difficoltà per Marte! </li></ul>
    26. 27. I giganti <ul><li>Giove ha un nucleo interno roccioso di 10- 15 masse terrestri </li></ul><ul><li>Saturno ha un nucleo anche maggiore (15-20 ?) </li></ul><ul><li>Urano e Nettuno  mondi di ghiaccio </li></ul>
    27. 28. Esiste ancora una materia primordiale nel Sistema Solare? <ul><li>Tre riserve </li></ul><ul><ul><li>Cintura Asteroidale  </li></ul></ul><ul><ul><ul><ul><li>Materia “solida” ricca in silicati, parzialmente riprocessata nell’evoluzione della nebulosa solare primordiale </li></ul></ul></ul></ul><ul><ul><li>Fascia di Kuiper </li></ul></ul><ul><ul><ul><ul><ul><li>Comete di Corto Periodo: oggetti ricchi in ghiacci,volatili e materiale organico, rapprentativi dei planetesimi formatisi nelle regioni esterne del Sistema Planetario </li></ul></ul></ul></ul></ul><ul><ul><li>Nube di Oort </li></ul></ul><ul><ul><ul><ul><ul><li>Comete di Lungo Periodo: oggetti ricchi in ghiacci e materiale organico rappresentativi delle zone di formazione di Giove ( solo parzialmente),Saturno, Urano e Nettuno </li></ul></ul></ul></ul></ul>
    28. 29. <ul><li>Rossi  Asteroidi con perielio inferiore a 1.3 AU </li></ul><ul><li>Verdi  astroidi della fascia principale </li></ul><ul><li>Blu scuro  Troiani </li></ul><ul><li>Blu chiaro  Comete </li></ul>
    29. 30. La Missione Near: “atterrare” su un asteroide <ul><li>Un denso strato di polvere di 90 metri su di un asteroide di 33 x 13 x 13 Km! </li></ul><ul><li>Un interno completamente fratturato </li></ul>
    30. 31. Allontaniamoci.. Comete dunque!
    31. 32. Le Comete Stele di Rosetta <ul><li>Una immagine della stele di Rosetta sulla quale era presente la stessa iscrizione in greco, demiotico e geroglifico. </li></ul><ul><li>Il materiale cometario dovrebbe permettere di interpretare le relazioni tra la materia primordiale del Sistema Solare ed il mezzo interstellare </li></ul>
    32. 33. Le comete:palle di neve sporca? <ul><li>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. </li></ul><ul><li>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. </li></ul><ul><li>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 </li></ul>
    33. 34. 19P/Borrelly <ul><li>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). </li></ul><ul><li>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 . </li></ul>Polvere
    34. 35. Osservare da vicino una cometa e “catturarne” i segreti  missione star dust
    35. 36. Wild 2 <ul><li>Wild 2 ripresa dalla camera di navigazione della missione Stardust durante il periodo di massimo avvicinamento ( 2 Gennaio 2004) </li></ul><ul><li>Immagine presa dalla distanza 500 km (esposizione di 10-millisecondi) </li></ul>
    36. 37. Deep impact: distruggere per vedere l’interno! <ul><li>La cometa è stata bombardata con un proiettile di rame </li></ul><ul><li>Si è creato un nuovo cratere </li></ul>
    37. 38. 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)
    38. 39. Atterrare su una cometa <ul><li>Una volta raggiunta la cometa, la navicella Rosetta si inserira’ in un’ orbita polare attorno alla cometa. </li></ul><ul><li>Eseguirà dapprima una dettagliata mappa della superficie e, successivamente, rilascerà un lander, che si ancorerà alla cometa eseguendo misure in situ. </li></ul>
    39. 40. Raggiungere Plutone

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