Stage2011 orosei-sistema solare

  • 513 views
Uploaded on

 

  • Full Name Full Name Comment goes here.
    Are you sure you want to
    Your message goes here
    Be the first to comment
No Downloads

Views

Total Views
513
On Slideshare
0
From Embeds
0
Number of Embeds
0

Actions

Shares
Downloads
27
Comments
0
Likes
1

Embeds 0

No embeds

Report content

Flagged as inappropriate Flag as inappropriate
Flag as inappropriate

Select your reason for flagging this presentation as inappropriate.

Cancel
    No notes for slide

Transcript

  • 1. Il sistema solare A. Coradini
  • 2. Il Sistema SolareIl 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 grandisatelliti, alcune migliaia di asteroidi, ed un numero imprecisato di comete.Partendo dal Sole, troviamo per primi i pianeti interni, Mercurio e Venere, poila Terra e infine i pianeti esterni: Marte, Giove, Saturno, Urano, Nettuno.Tra lorbita di Marte e quella di Giove ce la fascia degli asteroidi.
  • 3. Il declassato Plutone
  • 4. 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
  • 5. Sistema Solare: le dimensioniLestensione totale del Sistema Solare e di circa 6miliardi di Km, pari a 39,3 U.A. (Distanza TerraSole).I corpi del Sistema Solare occupano in realta unvolume molto piccolo rispetto alle dimensionicomplessive. Il Sistema Solare e quindi quasi "vuoto“.Se il Sole avesse il diametro di 1 m, la Terra sarebbedi un pisello a 108 metri dal Sole, Giove sarebbeunarancia, posta a 550 metri, e Plutone disterebbe 4km e sarebbe meno di 1 mm di diametro
  • 6. Pianeti: due famiglie La densità dei corpiplanetari decrescesensibilmente ma manoche ci si allontana dalSole, mentre le dimensionie le masse aumentano.Questo andamentoregolare suggerisce disuddividere i pianeti in duefamiglie.– i pianeti terrestri (o interni)– i pianeti giganti (o esterni)
  • 7. Perché?Le differenze tra i pianeti terrestri e giganti gassosi possonotrovare una spiegazione nel fatto che nella nebulosaprotoplanetaria (la nube di materia che circondava il Solee da cui si formarono i pianeti) la temperatura eramaggiore vicino al Sole e dunque era possibile lacondensazione degli elementi poco volatili(in genere i piùpesanti), mentre gli altri erano spinti verso lesterno dallaradiazione solare.Anche la distribuzione delle distanze mostra una certaregolarità: ciascun pianeta si trova grosso modo ad unadistanza doppia di quello che lo precede.L’ipotesi della nebulosa si rafforza  i dischi di gas epolvere che circondano le stelle giovani hanno temperaturedecrescenti verso l’esterno
  • 8. 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
  • 9. Il mezzo interstellare La materia è distribuitanelluniverso in molti modi, nellestelle, e come materia diffusa, ilmezzo interstellare. Il gas interstellare è compostoprincipalmente da idrogeno ed elio,ma sono presenti anche piccolequantità di carbonio, azoto edossigeno. Forgiati nel nucleo di stelleantiche, questi elementi pesanti sicombinano, se le condizioni lopermettono, in unampia gamma dimolecole. Quelle molecole sono forseancora presenti nel Sistema Solare,almeno nelle zone più fredde Gli elementi pesanti, un temposotto forma di grani, sono ancoranascosti nei pianeti terrestri e..forse nei nuclei ei pianeti gioviani
  • 10. L’astrochimicaMolecole sono state osservate in tutti gli ambienti astrofisici, dallegalassie più antiche alle comete, ai satelliti dei pianeti giganti.Le molecole sono una specie di sonda che ci permette di investigare qualisiano le condizioni termodinamiche delle regioni di formazione.  SpettriLo spazio interstellare è un vero e proprio laboratorio in cui agiscono ancheprocessi che sono stati presenti forse sulla terra primordiale.
  • 11. Dischi di Accrescimento: una fase “calda”
  • 12. Disco di accrescimento
  • 13. Sequenze di condensazioneGli ingredienti del sistema solare cadono nelle seguenti categorie:Metalli: ferro, nichel, alluminio. Essi condensano a T~1,600 K ed ammontanoa ~ 0.2% del discoRocce: 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% deldisco. Gas: idrogeno ed elio che non condensano mai nel disco ed ammontano a ~98% in massa.
  • 14. La condensazioneI “semi” per il processo di condensazione sono igrani sopravvissuti alla alte temperature deldisco.Su di essi, al decrescere della temperatura, sicondensarono ( forse) molecole che formarono suigrani gocce di materiale, che successivamentesolidificò.Nelle zone interne solo i composti di temperaturapiù alta riuscirono a solidificareLa polvere ebbe un ruolo importante nel processodi formazione planetaria
  • 15. Condrule• Si sono formate 4.55 Milioni di anni fa in unintervallo di 107 anni• Sono state scaldate 1500-2000 K eraffreddate in pooche•Non si trovano sulla Luna•Che cosa le ha generate: fusione daimpatto?alte temperature nella nebulosasolare primordiale?
  • 16. Dai dischi ai pianeti.. Una lunga storia Disco Condrule Instabilità o accrescimento Planetesimi ed Embrioni
  • 17. Formazione dei pianeti Terresti: un passato cancellatoLe fasi successive del processo di formazione debbono spiegare come daun insieme di planetesimi, la cui composizione presumibilmenterispecchiava quella delle condriti carboniose, si passa a corpi digrandi dimensioni fortemente differenziati, come i pianeti terrestri. – crescita gerarchica dei planetesimi; – crescita finale attraverso mpatti non completamente distruttivi.
  • 18. In the beginning there were planetesimals… then “embryos”…then planets< meters kilometers Lunar (1 AU)-to-Mars (2 AU) sized
  • 19. Una Storia Violenta : impatti delle dimensioni di Marte
  • 20. 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
  • 21. Simulazioni delle “Plumes”
  • 22. La convezione al lavoro!
  • 23. Per gli altri pianeti vale? Per la Luna si! .. E con qualche difficoltà per Marte!
  • 24. I gigantiGiove ha un nucleo interno roccioso di 10- 15 masseterrestriSaturno ha un nucleo anche maggiore (15-20 ?)Urano e Nettuno  mondi di ghiaccio
  • 25. Esiste ancora una materiaprimordiale 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
  • 26. •Rossi Asteroidi con perielioinferiore a 1.3 AU•Verdi  astroidi della fasciaprincipale•Blu scuro  Troiani•Blu chiaro  Comete
  • 27. 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
  • 28. Allontaniamoci.. Comete dunque!
  • 29. 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
  • 30. Le comete:palle di neve sporca?Le comete sono diverse tra loro in forma e dimensionecosi’ come nel comportamento, a volte caratterizzato daintensa attività, altre volte da un andamentosporadico.Usualmente esse sviluppano una “nube” di materialediffuso- la coma- che cresce in dimensione e luminositàal loro avvicinarsi al Sole. Più tardi, esse sviluppanouna enorme coda che si estende in direzione antisolare.Il nucleo cometario e’ piccolo, normalmente di meno di10 Km di diametro. Lontano dal sole il nucleocometario non e’ facilmente osservabile, essendo scuro efreddo
  • 31. 19P/Borrelly Polvere•This is a composite of images acquired by NASAs Deep Space 1 spacecraft, showingsome of the features in comet Borrellys coma, dust jets, and nucleus. The range to thecomet in this view is about 4800 kilometers (3000 miles).•Borrellys nucleus is about 8 kilometers (5 miles) end-to-end so the field of view is about 40kilometers (25 miles) on each side.
  • 32. Osservare da vicino una cometa e“catturarne” i segreti  missione star dust
  • 33. Wild 2Wild 2 ripresa dalla camera di navigazione dellamissione Stardust durante il periodo di massimoavvicinamento ( 2 Gennaio 2004)Immagine presa dalla distanza 500 km(esposizione di 10-millisecondi)
  • 34. Deep impact: distruggere per vedere l’interno! •La cometa è stata bombardata con un proiettile di rame •Si è creato un nuovo cratere
  • 35. 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 Investigation (M. Pätzold, Germania)
  • 36. 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.
  • 37. Raggiungere Plutone