La nuova visione del Sistema Solare - Mario Di Martino INAF - Osservatorio Astronomico di Torino - Campus MFS
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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
n i lu ce
ila an
30-m
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 caldeTemperatura 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 fineAdesso accendiamo la stella
(ad esempio il Sole)
nucleo Fusione nucleare
H
4 atomi di idrogeno si
H uniscono per formare 1
H
He atomo di elio e
produrre energia
HL 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 piùLa 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
carbonioQuando il Sole sarà diventato una Gigante
Rossa arriverà quasi a toccare l orbita
della Terra
TerraLa 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 esempiStelle 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 super-
gigante 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 catastroficoIl nucleo di una super-gigante poco prima
della sua esplosioneSi 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 giornoNebulosa del Granchio
Disco di accrescimento
attrorno alla stella di
neutroni della Crab
Resto di Supernova
in CassiopeaUna 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 PulsarBuco 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 circondaIl ciclo
stellare
stella stella
media piccola
nebulosa
stella
grande
supernova
buco nero nebulosa
planetaria
pulsar morte = nascita
nana biancaIl diagramma di Hertzsprung-Russel
La formazione di un sistema planetario
1 2
4
3Vega
Fomalhaut
Beta PictorisLa 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
HaumeaLa 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 Diametro 4.878 km 12.104 km 12.756 km 6.787 km Massa 0.06 0.8 1 0.11 Densita’ 5.400 kg/m3 5.250 kg/m3 5.520 kg/m3 3.94 kg/m3 Rivoluzione 88 giorni 224 giorni 365 giorni 6 ore 687 giorni Rotazione 58 giorni 16 ore 243 giorni (Retrogrado) 23 ore 56min 24 ore 37 min Temperatura 480°C/-180°C 480°C 22°C 20°C/-110°C Satelliti No No 1 2 Atmosfera No CO2, H2SO4 N2, O2 CO2
I pianeti Giganti
Giove Saturno Urano Nettuno
Dati:
Diametro 142.800 km 120.660 km 51.118 km 49.528 km
Massa 318 95 14.5 17
Densita’ 1314 kg/m3 690 kg/m3 1290 kg/m3 1640 kg/m3
Rivoluzione 11 anni 10 mesi 29 anni 6 mesi 84 anni 165 anni
Rotazione 9 ore 50 minuti 10 ore 15 minuti 18 ore 19 ore
Temperatura -150°C -180°C -210°C -220°C
Satelliti 67 62 27 14
Atmosfera H2, He H2, He H2, He, CH4 H2, He ,CH4ALBEDO 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 TorinoPUNTI DEL DISCORSO 1) Caratteristiche 2) Prova della Relatività Generale 3) Struttura Interna 4) Superficie 5) Atmosfera 6) Missioni Spaziali
Caratteristiche del pianeta Parametri orbitali
Massa: 3.3 x 1023 kg = 0.055 masse terrestri Periodo Orbitale: 87.969 giorni
Raggio: 2439 km = 0.383 raggi terrestri
Densità: 5.43 g/ cm3 Distanza media dal Sole: 5.7909 x
107 km (= 0.3870989 AU)
Velocità di fuga: 4.2 Km/sec
Albedo: 0.106 Velocità orbitale media: 47.9 km/s
Magnitudine apparente: da 1 a -2
Inclinazione orbitale: 7.00487°
Periodo di rotazione: 58.646 giorni Eccentricità dell orbita: 0.20563Prova 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 42%
SODIO 29%
IDROGENO MOLECOLARE 22%
ELIO 6%
POTASSIO 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
MASCON14.000 km/h cratere ~16 metri
MISSIONI FUTURE: BEPI COLOMBO
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