Origine del sistema solare, della Terra e della sua atmosfera - A mixed italian-english lecture
←
→
Trascrizione del contenuto della pagina
Se il tuo browser non visualizza correttamente la pagina, ti preghiamo di leggere il contenuto della pagina quaggiù
Origine del sistema solare,
della Terra e della sua atmosfera
…A mixed italian-english lecture…
Il posto della Terra nell’Universo
II sec D.C. Tolomeo Teoria
Geocentrica – la terra è al
centro dell’universo.
Nell’'opera più nota,
Almagesto (circa 140 d.C.),
Tolomeo prova l'immobilità e
la centralità della Terra
nell'universo. Tolomeo
espone i modelli geometrici
planetari con cui gli
astronomi si confronteranno
fino al XVI secolo. Racchiusi
nella sfera delle stelle fisse, i
modelli planetari sono
impacchettati sopra la Terra
uno sull'altro in un ordine
canonico: Luna, Mercurio,
Venere, Sole, Marte, Giove e
Saturno.
XVI sec., Copernico (Niklas Koppernigk) Teoria Eliocentrica – I pianeti orbitano attorno al sole. Nella sua opera De revolutionibus orbium coelestium (1543), Copernico recuperò l'ipotesi eliocentrica di Aristarco di Samo (III sec. a.C.): tutti i pianeti e la Terra compiono le loro rivoluzioni intorno al Sole, immobile al centro dell'universo. Georg Joachim Rheticus (1516-1576) si assunse l'incarico di curare la stampa dell'opera che Copernico stava preparando da anni. Retico non potè mantenere l'impegno; la cura dell’opera passò al teologo luterano Andreas Osiander (1498-1552). Questi si preoccupò di smussare le implicazioni religiose dell'opera, contrarie alle concezioni astronomiche delle Sacre Scritture, e stilò una premessa al De revolutionibus che presentava l'ipotesi eliocentrica come un mero artificio matematico volto solo a calcolare con maggior precisione i moti dei corpi celesti. Copernico non poté intervenire contro questo stravolgimento del suo pensiero. La leggenda vuole che nel 1543 egli ricevesse una copia del De revolutionibus sul letto di morte.
Gallileo Gallilei
Nacque a Pisa il 15 febbraio 1564. Nel
1609 mise a punto il cannocchiale col
quale compì le osservazioni che lo
portarono alla scoperta dei satelliti di
Giove. Nel 1612 iniziarono le opposizioni
alle teorie copernicane, teorie sostenute da
Galileo. Nel 1616 ricevette
un'ammonizione dalle mani del Cardinale
Bellarmino che lo diffidò dal tenere e
insegnare l'astronomia copernicana perché
contraria alle affermazioni delle Sacre
Scritture.
Nel 1630 si recò a Roma per sollecitare la
licenza di stampa del Dialogo dei Massimi
sistemi, poi stampato a Firenze nel 1632.
Nell'ottobre del 1632 fu intimato a Galileo
di presentarsi al Sant'Uffizio a Roma. Il
tribunale emise una sentenza di condanna
e costrinse Galileo all'abiura. Fu relegato in
isolamento a Siena. Morì ad Arcetri l'8
gennaio del 1642.
Oggi: La Terra è uno dei molti pianeti che orbitano attorno al sole.
Il nostro sistema solare è uno dei tanti sistemi stellari dell’universo.
Origine del sistema solare. Ogni modello sull’origine del sistema solare
deve spiegare le caratteristiche attuali del sole e dei pianeti:
1. I pianeti terrestri, composti essenzialmente da sostanze rocciose,
sono relativamente piccoli, mentre i pianeti gioviani, composti
essenzialmente da idrogeno e elio, sono relativamente grandi.
Origine del sistema solare. Ogni modello sull’origine del
sistema solare deve spiegare le caratteristiche attuali del sole e dei pianeti:
2. Tutti i pianeti orbitano attorno al sole nello stesso senso su un
piano circa comune detto eclittica (eccetto Mercurio e Plutone che
hanno orbite inclinate), e lungo orbite grossomodo circolari.
Origine del sistema solare. Ogni modello sull’origine del
sistema solare deve spiegare le caratteristiche attuali del sole e dei pianeti:
3. I pianeti terrestri orbitano vicini al sole, mentre i pianeti gioviani
orbitano lontano dal sole.
4. Tutti i pianeti ruotano su se stessi attorno ad assi grossomodo
perpendicolari al piano dell’eclittica (eccetto Urano e Plutone che
hanno asse di rotazione molto inclinato).
5. Tutti i pianeti ruotano su se stessi nella stessa direzione di
rivoluzione attorno al sole, e così fanno le loro lune (eccetto
Venere che ha rotazione retrograda).
Abbondanze degli elementi
• Quasi tre quarti della massa del sole + pianeti è costituita da
idrogeno.
• Circa un quarto è fatto da elio.
• Idrogeno e elio da soli costituiscono circa il 98% della massa
del sistema solare.
• Tutti gli altri elementi (e.g., ossigeno, carbonio, azoto, ferro,
silicio) costituiscono il restante 2%.
N protoni
Abbondanze degli elementi • La dominanza di idrogeno e elio è comune a tutte le stelle e galassie dell’universo. • Idrogeno e elio si sono formati durante il Big Bang 13.7 miliardi di anni fa. • Tutti gli elementi più pesanti sono stati sintetizzati dalle stelle in tempi successivi al Big Bang, tramite reazioni termonucleari e in seguito all’esplosione di stelle massive (supernovae). • Alla morte di una stella, gli elementi pesanti sintetizzati vengono eiettati nello spazio interstellare. • Generazioni successive di stelle si formano in spazi interstellari arricchiti in elementi pesanti. • Il sistema solare contiene elementi pesanti ‘reciclati’ da stelle estinte.
Età del sistema solare • L’età del sistema solare è stimata nell’ordine di 4.56 miliardi di anni (~65 milioni di volte una vita umana). • Il decadimento radioattivo di alcuni isotopi è usato per stimare l’età delle rocce. Alcuni isotopi (padri) decadono naturalmente in altri isotopi (figli) con tassi di decadimento costanti. • Misurando le quantità relative di isotopi padri e figli, e conoscendo il tasso di decadimento, si possono ottenere stime dell’età di inizio decadimento, che in prima approssimazione e sotto alcune condizioni rappresenta l’età di formazione della roccia contenente gli isotopi.
When did Earth form? Insights from Chondrites A specimen of the NWA 869 chondrite (type L4-6), showing chondrules and metal flakes (Wikipedia)
When did Earth form? Insights from Chondrites CAIs (white specks) in chondrite Meteorite (American Museum Nat. History)
When did Earth form? Insights from Chondrites CAI = oldest dated solar system material: 4.56 By
Età del sistema solare • Alcune meteoriti (i.e., piccoli asteroidi che cadono sulla superficie terrestre) sono costituite dalle rocce più antiche del sistema solare (4.56 miliardi di anni). • Le rocce lunari più antiche hanno circa 4.5 miliardi di anni. • Sulla terra sono occasionalmente presenti rocce antiche fino a circa 4 miliardi di anni, ma la maggior parte delle rocce esposte sulla terra è molto più giovane, nell’ordine delle decine o centinaia di milioni di anni.
Origine del sistema solare Ipotesi della Cattura (Capture Theory) interazioni gravitazionali sole-nebulosa Ipotesi della ”Nebulosa” (Nebula Theory) Una ‘nube’ amorfa di gas e polvere interstellare
The Capture Theory … early stages Woolfson 2000
Jeans (1917) observations
were central to modern
Capture Theory,
alternative to the Nebula
Theory
Woolfson 2000Nebula Theory In the General History of Nature and Theory of the Heavens (Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels) (1755), Immanuel Kant laid out the Nebular hypothesis, in which he deduced that the Solar System formed from a large cloud of gas, a nebula. Kant correctly deduced that the Milky Way was a large disk of stars, which he theorized also formed from a (much larger) spinning cloud of gas. He further suggested the possibility that other nebulae might also be similarly large and distant disks of stars. These postulations opened new horizons for astronomy: for the first time extending astronomy beyond the solar system to galactic and extragalactic realms.
The Nebula Theory: Laplace and the early stages of the theory
Woolfson 2000…solving the angular momentum problem
Woolfson 2000Ipotesi della nebulosa solare • Il sole e i pianeti si formarono da una nebulosa solare comune. • Una nebulosa solare è un ammasso in rotazione di gas e polveri nello spazio interstellare
Ipotesi della nebulosa solare • La nebulosa in rotazione iniziò a contrarsi per gravità circa 4.56 miliardi di anni fa. • La contrazione gravitazionale produsse densità maggiori di polveri e gas nelle regioni centrali della nebulosa, con formazione di un protosole. • Contrazione e rotazione produssero un appiattimento della nebulosa, che assunse forma discoidale, ed un aumento della sua velocità di rotazione.
Ipotesi della nebulosa solare • Al protrarsi della contrazione gravitazionale, il protosole diventò via via più denso e la sua temperatura aumentò poiché l’energia gravitazionale veniva convertita in energia termica. • Dopo circa 10 milioni di anni dall’inizio della contrazione della nebulosa, il centro del protosole raggiunse una temperatura di alcuni milioni di °K. • A queste temperature, le prime reazioni nucleari si innescarono con conversione di idrogeno in elio. Il protosole diventò una stella. Le reazioni nucleari continuano tutt’oggi.
Formazione dei pianeti Disco protoplanetario; il disco in rotazione di gas e polveri che circondava il protosole, e che per forze centrifughe non è collassato su di esso, è ritenuto il luogo di formazione dei pianeti. Le sostanze componenti il disco protoplanetario sono allo stato solido o gassoso. La temperatura di condensazione determina se una sostanza è allo stato solido o gassoso. Sopra la temperatura di condensazione, stato gasso; sotto la temperatura di condensazione, stato solido. • Idrogeno e elio sono sempre allo stato gassoso poiché la temperatura di condensazione è vicina allo zero assoluto. • Sostanze come acqua (H2O), metano (CH4) e ammoniaca (NH3) hanno temperature di condensazione basse, tra 100 e 300 °K, cioè sono solide sotto forma di particelle di ghiaccio solo a temperature relativamente basse. • Elementi pesanti come ferro, silice, magnesio, zolfo, e loro composti con l’ossigeno, hanno temperature di condensazione comprese tra circa 1300 e 1600 °K, cioè sono solidi sotto forma di grani di polvere anche a temperature relativamente alte.
Formazione dei pianeti
• Nella nebulosa, la temperatura decresce all’aumentare della distanza dal
centro.
• Nelle regioni interne e calde, prossime al centro della nebulosa, solo gli
elementi pesanti e i loro composti con l’ossigeno rimangono allo stato solido
sotto forma di grani di polvere.
• Nelle regioni esterne e fredde, lontane dal centro della nebulosa, le particelle
di ghiaccio potevano sopravvivere.
Dust grainFormazione dei pianeti • Nelle regioni interne della nebulosa, reiterate collisioni di grani di polvere produssero, nel corso di alcuni milioni di anni, planetesimi, cioè oggetti solidi del diametro di circa un chilometro. • L’azione di forze gravitazionali causò reiterate collisioni tra planetesimi con formazione di protopianeti, oggetti di dimensione e massa simili a quelli della luna. • Successive collisioni gravitazionali di protopianeti condussero alla formazione dei pianeti terrestri.
Formazione dei pianeti • Nelle regioni esterne della nebulosa, più materiale allo stato solido era disponibile per la formazione dei planetesimi. Oltre ai grani di polvere, anche le particelle di ghiaccio erano disponibili. I planetesimi esterni erano dunque formati da un misto di materiale roccioso e ghiaccio. • Atomi gassosi leggeri come idrogeno ed elio, muovendosi verso le regioni esterne fredde della nebulosa, rallentavano il loro moto (diminuzione agitazione termica) e potevano facilmente venire catturati gravitazionalmente ai planetesimi-protopianeti in formazione. • Il risultato fu la formazione di pianeti di elevate dimensioni con una spessa atmosfera di idrogeno avviluppante un nucleo roccioso di 5-10 volte la massa della terra; esempio: Giove.
Beta Pictoris – a solar system in the making? This new and very detailed image of the famous circumstellar disk around the southern star Beta Pictoris. It shows (in false colours) the scattered light at wavelength 1.25 micron (J band) and is one of the best images of this interesting feature obtained so far. The disk around Beta Pictoris is probably connected with a planetary system. In particular, various independent observations have led to the conclusion that comets are present around this star, and variability of its intensity has been tentatively attributed to the occultation (partial eclipse) by an orbiting planet.
Pianeti extra-sistema solare
• Il primo pianeta al di fuori del sistema solare fu scoperto nel
1995 da Michel Mayor e Didier Qeloz dell’osservatorio di
Ginevra (su osservazioni condotte in Cile).
• Al primo pianeta se ne sono rapidamente aggiunti altri, fino
ad arrivare al numero attuale di 884 pianeti.
http://exoplanet.eu/Cosa spiega la teoria della nebulosa? 1. Il collasso gravitazionale di una nebulosa rotazionale con formazione di un disco rotazionale spiega la concentrazione di massa nel piano dell’eclittica e il fatto che quasi tutti i pianeti orbitano attorno al sole nello stesso senso. 2. Poiché le regioni interne della nebulosa erano calde, solo grani di roccia e metalli potevano condensare, da cui l’origine dei pianeti terrestri interni. 3. Il fatto che le regioni esterne della nebulosa erano fredde spiega la presenza di abbondante ghiaccio e idrogeno gassoso nei pianeti esterni gioviani. 4. Se un oggetto presente nelle regioni esterne fredde mai raggiunse massa sufficiente a catturare idrogeno, esso rimase allo stato di piccolo pianeta di ghiaccio, come Plutone, le comete e alcune lune dei pianeti più esterni.
Cosa spiega la teoria della nebulosa? 5. L’atmosfera dei pianeti terrestri è di origine interna (degassazione vulcanica), mentre i pianeti gioviani svilupparono un’atmosfera per cattura gravitazionale. I pianeti di ghiaccio non hanno atmosfera poiché erano troppo piccoli per catturarne una e troppo freddi per emetterla. 6. Asteroidi (corpi fatti di roccia) e comete (corpi fatti di ghiaccio) sono ‘avanzi’ inutilizzati nella formazione dei pianeti. 7. Le età più antiche riscontrate nel sistema solare sono tutte concentrate attorno ad un valore di 4.56 miliardi di anni poiché tutto si formò assieme e allo stesso tempo.
…ma ci sono eccezioni alla teoria della nebulosa • Mercurio e Plutone hanno orbite inclinate rispetto a quelle degli altri pianeti; • Venere ha rotazione retrograda; • Urano e Plutone hanno asse di rotazione molto inclinato sull’eclittica; …varie spiegazioni adottate, solitamente comprendenti collisioni catastrofiche con planetesimi… Inoltre, la questione del trasferimento del momento angolare è ancora dibattuta.
Dalla Nebula alla Terra:
età di formazione e differenziazione
Oldest Oldest Oldest
Meteorites Moon Rocks Earth Rocks
Press & Siever, Fig. 1.10Formazione della Terra stratificata…
• Se la terra si fosse accresciuta da planetesimi avrebbe avuto una
struttura inizialmente omogenea.
• Come e quando sviluppò una composizione stratificata?
- e.g., nucleo, mantello, crosta, atmosfera.
Differentiation
Press & Siever, Fig. 1.6Terra
omogenea
primordiale
• Composta da
planetesimi
accrezionati.
• Soggetta a
bombardamento
continuo.
Press & Siever, Fig. 1.6Fusione & Differenziazione
• Oggetto gigantesco
(~Marte) collise con la
terra ca. 45 Ma dopo
inizio formazione
sistema solare.
• Energia da impatto
trasformata in calore;
terra in fusione.
• Il materiale pesante
affondò.
• Il materiale leggero
galleggiò.
• Gli ejecta diventarono
la lunaLuna • Derivata dalla terra durante le fasi iniziali dell’evoluzione terrestre. • Impatto con gigantesco corpo di dimensioni tipo Marte. • Materiale di impatto condensato nella protoluna, intrappolata dalla gravità terrestre. • Fusione e differenziazione terrestre
Formazione della luna • La velocità di rotazione terrestre aumentò. • L’asse di rotazione terrestre si inclinò (23.5° sull’eclittica)
The size of the impactor and its impact orientation must explain: 1) The Earth-Moon total angular momentum (sum of Earth spin and Moon orbit), which is a conservative quantity; 2) The size of the Moon and Earth; 3) The fact that the Moon is iron- depleted (it does not have much of an iron core). Moon formed 30-55 Myr after the start of the solar system when Earth was more than 80% of its current mass, from impact of a Mars-sized object (Theia) of similar composition of Earth (Weichert et al., 2001; see next slide).
Terra
stratificata
• Differenziazione:
- Nucleo di metalli
pesanti.
- Mantello viscoso
silicatico.
- Crosta leggera
silicatica.
• Traporto di calore
verso la superficie,
dove viene disperso.
• Guida la tettonica
Press & Siver, Fig. 1.6 delle placche.Terra (3rzo dal sole; 5nto in dimensioni)
(diametro: 12,756 km; distanza dal sole: 149,000,000 km)
• Atmosfera moderata: 77% N, 21% O; CO2, H2O.
• Temperature moderate (~14° C); pressione: 1 atm.
• Gli Oceani coprono il 71% della superficie della terra.
• Intensa attività tettonica e vulcanica (le rocce superficiali hanno
mediamenteComposizione della Terra
Press & Siever, Fig. 1.7Composizione della Terra
Press & Siever, Fig. 1.7Origine dell’atmosfera
The first atmosphere
• The original atmosphere
– Probably made up of hydrogen and helium.
– These are fairly common in the universe.
• Original atmosphere stripped away by the solar wind
– H and He are very light
• Hydrogen and helium have the smallest atoms by
mass.
– The early earth was not protected by a magnetic field.
– Thus the current atmosphere is secondaryThe source of the solar wind is the Sun's hot corona. The temperature of the corona is so high that the Sun's gravity cannot hold on to it. The coronal gases are super-heated to temperatures greater than 1,000,000ºC. At these high temperatures both hydrogen and helium (the two dominant elements) are completely stripped of their electrons. Even minor elements like carbon, nitrogen, and oxygen are stripped down to bare nuclei. Only the heavier trace elements like iron and calcium are able to retain a few of their electrons in this intense heat. These highly ionized elements stream off of the Sun in all directions at speeds of about 400 km/s.
The Earth magnetic field
Schematic diagram
illustrating Elsassar’s
Fig. 6.9
model for the Earth’s
magnetic field. The solid
mantle rotates at a different
rate from the liquid outer
core, which is molten Fe
and Ni alloys.
The magnetic field is
important for the evolution
of complex life on Earth
since it shields organisms
from cosmic radiation (the
same high-energy particles
that form C-14 in the upper
atmosphere.The Earth magnetic field protects the atmosphere from
solar wind erosion -The second atmosphere • Formed from degassing of volcanoes-shielded by magnetic field • Gasses emitted probably similar to the gasses emitted by volcanoes today. – H2O (water), 50-60% – CO2 (carbon dioxide), 24% – SO2 (sulfur dioxide), 13% – CO (carbon monoxide), – S2 (sulfur), – Cl2 (chlorine), – N2 (nitrogen), – H2 (hydrogen), – NH3 (ammonia) and – CH4 (methane)
Modern atmosphere Nitrogen (N2) azoto: 78%, Oxygen (O2): 21%, Carbon Dioxide (CO2): 0.03 %,
How did Earth evolve from second to modern
atmosphere?
2nd atmosphere Modern
by Volcanic Atmosphere
outgassing
H2O – 50-60% N2 – 78%
CO2 – 24% O2– 21%
SO2 – 13% CO2– 0.03%
1. Where did all the O2 come from?
2. Where did all the CO2 go?
-> a 3-step story…Step 1 - Formation of
the oceans
When the early heavy
bombardment during
planetary accretion (~4.56–4.4
Ga) ended (Fig.3), the Earth
became cool enough to
allow it thick atmosphere of
volcanic steam (water
vapour) to condense into
oceans. It seems likely that a
consistent volume of water was
also added by the impact of icy
planetary embryos,
carbonaceous chondrites, and
comets on the atmosphere.
CO2 dissolves into the oceans.Step 2 - Origin of life. Life evolved in the oceans as there was no
oxygen in second atmosphere, thus, no ozone layer, so harmful
ultraviolet radiation flooded the earth’s surface.
• The ingredients necessary
for life come from
volcanoes
– NH3 – ammonia
– CH4 – Methane
– H2O – Water
• These can produce amino
acids, the building blocks of
life.Step 2 continued -Life changed the atmosphere
Photosynthetic organisms evolved. These organisms use
CO2 to generate organic matter and produce oxygen (O2)
as a waste product. When organic matter is buried as
organisms die, the CO2 they contain is subtracted from
the atmosphere to form coal and oil.
CO2 goes into coal and oil
Photosynthetic cyanobacteria Coal (carbone)Photosynthetic organisms are very old, older that 3.7-3.8 Ga! And perhaps even older!
Step 3 - the weathering of silicate rocks on land (reaction B in figure) coupled with
the formation of carbonate rocks in the oceans (reaction C in figure) produces
reaction D: CO2 + CaSiO3 -> CaCO3 + SiO2
CO2 goes into the carbonate rocksIn Summary
• Where did the O2 come from?
– Produced by photosynthetic life.
• Where did the CO2 go?
– Dissolved in the oceans
– Used by life by photosynthesis and buried when plants and
micro-organisms die. The source of coal and oil.
– Trapped into carbonate rocks by the chemical weathering
of silicates+deposition of carbonates in the oceansOnce the output pathways of CO2 subtraction from the atmosphere were set in motion, presumably soon after early bombardment (~4.56-4.4 Ga) ended, the input of CO2 from volcanoes attained substantial equilibrium with the output of CO2 into coal, oil, and carbonate rocks. Thanks to this equilibrium, the level of CO2 in the atmosphere is relatively steady and the planet is habitable.
Summary
1st H and He from Lost to solar wind
atmosphere solar nebula
2nd H20, CO2 and SO2 from volcanic
atmosphere degassing
Current N2, O2, little CO2 O2 from
atmosphere photosynthesis.
CO2 lowered by onset
of efficient output
pathways in rocks (oil,
coal, carbonates). Then,
CO2 input from
volcanoes attained
equilibrium with output
in rocks.Percent total air by volume ATMOSFERA TERRESTRE
100
N (g)
Percent of total
air by volume
80 2
60
40
CO (g)
20 H (g) 2 O (g)
2
2
0
4 3 2 1 0
Billions of years agoAtmospheric Stratification and Important Types of Radiation and Radiation Shields. The ozone layer protects the earth from harmful ultra violet radiation from the sun.
The other sister planets
Venus
– Closer to the sun
– Very hot at the surface so
water vapor in the atmosphere
does not condense.
• Runaway greenhouse effect
(482oC, 900oF).
– No oceans or rainfall so CO2
does not dissolve.
– Has a very dense atmosphere.The other sister planets Mars – Further from the sun – Smaller than Earth – So small that most of the atmosphere escaped into space. – No magnetic field. – No oceans or rainfall so CO2 stays in atmosphere. – 98% of (thin) atmosphere is CO2.
Puoi anche leggere
