Sistema solare: i pianeti e gli altri corpi celesti
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Sistema solare: i pianeti e gli altri corpi celesti
LA LEZIONE
Introduzione
Il Sistema solare è costituito, oltre che dal Sole, dai pianeti e dai loro satelliti, dai
pianeti nani, dagli asteroidi e da altri oggetti rocciosi, e da un numero imprecisato di
comete. La terminologia che riguarda i corpi presenti nel Sistema solare è stata
aggiornata dalle delibere dell'International Astronomical Union (IAU), che nel corso
dell'assemblea generale dell'agosto 2006 ha stabilito una nuova classificazione e
nomenclatura; in base a essa, Plutone è stato declassato a pianeta nano.
Il confine tra i pianeti interni ed esterni è segnato dalla fascia degli asteroidi (fig.1A),
un anello costituito da milioni di frammenti rocciosi di varie dimensioni. I pianeti
interni sono solidi e hanno quasi tutti un’atmosfera; quelli esterni sono sfere gassose
con temperature molto basse. Le orbite dei corpi che appartengono alla cintura
asteroidale sono influenzate gravitazionalmente da Giove, il pianeta più grande del
Sistema solare, che impedisce loro di unirsi per formare un pianeta o comunque un
corpo celeste. L’attrazione gravitazione del Sole, invece, non solo trattiene i pianeti
all’interno del Sistema solare, ma ne influenza anche i loro movimenti, in particolare le
loro velocità lungo le orbite, che sono maggiori per i pianeti più vicini.
Fig.1A Schema delle orbite dei pianeti che gravitano intorno al Sole: sono anche indicate l'orbita del pianeta nano Plutone e quella della
fascia degli asteroidi
Pianeti
I pianeti si sono formati per collisione e aggregazione di corpi più piccoli chiamati
planetesimi, ossia i residui della formazione del Sole che si formarono lungo un disco
di gas e polvere attorno alla nostra stella nascente. I planetesimi, scontrandosi tra
loro, hanno dato luogo ai corpi maggiori. Tutti i pianeti del Sistema solare hanno una
struttura interna che consiste di strati di composizione chimica diversa, con un nucleo
centrale in prevalenza metallico.
La posizione dei pianeti rispetto alla Terra dipende dalla composizione dei loro
movimenti con quelli della Terra attorno al Sole. Si chiama periodo siderale l’intervallo
di tempo trascorso il quale un pianeta torna nello stesso punto della sua orbita attorno
al Sole. Rispetto alla Terra, i pianeti assumono diverse posizioni (fig.1). Un pianeta
interno (Mercurio o Venere) si dice in congiunzione inferiore se si trova nella stessa
direzione del Sole e in congiunzione superiore se si trova nella direzione opposta; le
due posizioni di elongazione orientale e occidentale corripondono alla massima
distanza angolare dal Sole, rispettivamente a oriente e a occidente.
Un pianeta esterno si dice in congiunzione se si
trova nella stessa direzione del Sole e in
opposizione se si trova in direzione opposta; le
due posizioni di quadratura orientale e occidentale
si hanno quando il pianeta si trova a 90° rispetto
alla linea Terra-Sole, rispettivamente a oriente e a
occidente. Si chiama periodo sinodico l’intervallo di
tempo trascorso il quale un pianeta interno torna
alla congiunzione inferiore oppure un pianeta
esterno torna all’opposizione.
Nel seguito sono descritte le proprietà dei pianeti
del Sistema solare, a eccezione della Terra, per la
quale si rinvia alla lezione specifica.
Fig.1B Posizioni dei pianeti rispetto alla Terra e al Sole
Mercurio
Si tratta del pianeta del Sistema solare più vicino al Sole. A causa di tale vicinanza, si
può osservare dalla Terra soltanto poco prima dell'alba e poco dopo il tramonto, mai in
piena notte. Si muove molto velocemente lungo la sua orbita, fortemente ellittica,
completandola in 88 giorni e compie tre rotazioni ogni due orbite complete attorno al
Sole. A causa della combinazione di questi due movimenti (rotazione e rivoluzione,
fig.2), un’ipotetica persona su Mercurio dovrebbe aspettare 176 giorni per vedere due
albe consecutive.
Il pianeta è quasi privo di atmosfera e la sua superficie è conseguentemente secca e
accidentata e segnata da migliaia di crateri formati dall'impatto con meteoriti,
somigliando a quella della Luna.
La superficie è caratterizzata dalla presenza di catene montuose lunghe e tortuose e
da grandi altopiani interrotti da pianure lievemente ondulate. La temperatura media
superficiale è di 167 °C. Poiché Mercurio non ha quasi atmosfera (composta soltanto
dagli atomi del vento solare, ossigeno, sodio ed elio), l'intenso calore solare non è
comunque trattenuto e le escursioni termiche sono elevate, da 467 °C a -183 °C.
Mercurio è il secondo corpo più denso del Sistema solare, dopo la Terra: la struttura
interna è costituita da un nucleo di ferro che
occupa quasi l’85% del diametro complessivo e
che probabilmente produce il debole campo
magnetico del pianeta. Le osservazioni ai
radiotelescopi hanno evidenziato la possibile
presenza di acqua ghiacciata nelle regioni polari,
nel fondo di crateri molto profondi. Mercurio è
stato raggiunto nel marzo 2011 dalla sonda
MESSENGER, lanciata nell’agosto 2004. I dati
fisici e i parametri orbitali aggiornati di Mercurio
aggiornati possono essere consultati al seguente
indirizzo web della NASA.
fig.2 Moti di rivoluzione e di rotazione di Mercurio
Venere
Venere è il secondo pianeta del Sistema solare in ordine di distanza dal Sole e il più
luminoso del cielo. È coperto da spesse nubi che riflettono gran parte della luce solare.
Tali nubi intrappolano anche il calore solare penetrato all'interno e riemesso dalla
superficie, per cui, per effetto serra, la temperatura raggiunge sul pianeta valori molto
elevati (fig. 3A e 3B). Questo pianeta è pertanto più caldo di Mercurio, nonostante si
trovi a maggiore distanza dal Sole. La pressione è 90 volte maggiore rispetto a quella
della Terra. L'atmosfera è composta soprattutto di biossido di carbonio, con tracce di
acido solforoso, e praticamente assenza di vapore acqueo. La superficie è assai simile
a quella che avrebbe la Terra se non vi fossero gli oceani ed è coperta per circa il 20%
di pianure, per il 70% di altopiani e per il 10% di rilievi. È presente un’intensa attività
vulcanica, con i flussi di lava che danno luogo ad ampie fenditure.
fig.3 A, Andamento della temperatura T con l'altitudine h nelle atmosfere di Venere (curve a tratto
continuo) e della Terra (curva tratteggiata. B, Modello dell'effetto serra nell'atmosfera di Venere
La struttura interna è costituita da un nucleo simile
a quello terrestre, con elementi metallici (ferro e
nichel) e silicati, da un mantello di roccia fusa che
intrappola la radiazione solare e costituisce la
maggior parte del pianeta, e da una crosta
costituita da silicati e più spessa di quella
terrestre. Venere non possiede lune, non ha un
campo magnetico, forse a causa della sua lenta
rotazione assiale, ed è l'unico pianeta il cui periodo
di rotazione è più lungo di quello di rivoluzione.
Per quanto riguarda la sua visibilità, presenta fasi
simili a quelle della Luna (fig.4).
fig.4 Fasi di Venere: rappresentazione del fenomeno (A) e
immagini del pianeta, a partire dalla fase piena (B)
Quando nel corso della sua orbita si trova nel punto più distante dal Sole
(congiunzione superiore) appare al massimo della luminosità (fase piena); diventa,
invece, invisibile (fase minima) nella posizione di congiunzione inferiore, cioè quando
si trova alla distanza minima dalla Terra, perché in tale situazione l’emisfero illuminato
dal Sole è quello opposto alla Terra. Attorno a Venere è entrata in orbita nell’aprile
2006 la sonda Venus express, lanciata nel novembre 2005.
I dati fisici e i parametri orbitali aggiornati di Venere possono essere consultati al
seguente indirizzo web della NASA.
Marte
Marte è il quarto pianeta del Sistema solare in ordine di distanza dal Sole. È un piccolo
corpo roccioso la cui superficie è stata modificata da vulcanismo, impatti con altri
corpi, movimenti tettonici e fenomeni atmosferici. All'osservazione appare di colore
rossastro per la presenza di ossidi di ferro al suolo. L’aspetto attuale della superficie di
Marte è il risultato di processi di erosione e di sedimentazione durati centinaia di
milioni di anni.
A differenza della Terra, dove questi fenomeni sono dipesi per la massima parte
dall’azione delle acque correnti, su Marte il ruolo principale è stato svolto dal vento,
che ha a mano a mano sgretolato le rocce superficiali, che poi si sono ossidate e
idratate. La polvere dei deserti viene sollevata, di tanto in tanto, da venti impetuosi
che la trasportano nelle regioni polari dove essa si deposita formando spessi strati di
sedimenti. Le zone oscure, invece, devono il loro colore a rocce basaltiche, più giovani
e quindi più compatte.
Marte possiede calotte polari ghiacciate, ben visibili al telescopio. Il clima è cambiato
più di una volta, probabilmente a causa di modificazioni della sua orbita.
Geologicamente sono importanti il Monte Olimpo (alto 27 km e largo 600 km) e un
sistema di canyon equatoriale. Si pensa che su Marte siano stati presenti anticamente
fiumi, laghi e, forse, oceani. L'acqua liquida sarebbe poi scomparsa dalla superficie,
restando sotto forma di ghiaccio nella crosta; è possibile che acqua liquida si trovi
tuttora in profondità.
La struttura interna di Marte (fig.5) si compone di una
sottile crosta costituita da solida roccia, con uno
spessore di circa 50 km; dal sottostante mantello,
composto da roccia fusa più densa di quella del
mantello terrestre; da un piccolo nucleo,
probabilmente costituito da ferro. Il fatto che il nucleo
sia solido è probabilmente il motivo della mancanza di
campo magnetico su Marte (secondo le teorie più
accreditate, infatti, per generare un campo magnetico
occorre che nel pianeta vi sia un nucleo metallico
fluido).
fig.5 Struttura interna di Marte
Possiede due lune, Phobos e Deimos, il cui diametro è rispettivamente di 27 e 15 km.
Entrambe presentano una superficie ricca di crateri e potrebbero essere state asteroidi
catturati dalla gravità di Marte.
Marte è oggetto di un’intensa attività di esplorazione attraverso numerose missioni,
soprattutto della NASA. Mars odyssey ha preso il volo nell’aprile 2001 ed è stato
inserito in orbita attorno a Marte nell’ottobre successivo. Anche l’agenzia spaziale
europea ESA (European Space Agency) ha rivolto il proprio interesse verso Marte, con
il lancio nel giugno 2003 dell’orbiter Mars Express e del lander Beagle 2, quest’ultimo
rilasciato sulla superficie del pianeta nel dicembre 2003 ma andato purtroppo perduto;
la sonda orbitante continua invece la sua attività di osservazione. Tra il giugno e il
luglio del 2003 la NASA ha inviato verso Marte due rovers, nell’ambito della missione
Mars exploration rover, prima Spirit e successivamente Opportunity, sbarcati
rispettivamente nel cratere Gusev e nell’area di Meridiani planum. Spirit non dà più
segnali dal marzo del 2010; Opportunity è invece tuttora operativo. Nell’agosto 2005
la NASA ha lanciato Mars reconnaissance orbiter, che ha raggiunto Marte nel marzo
2006, per lo studio dei cambiamenti stagionali del contenuto di acqua e polvere
dell’atmosfera e la ricerca di ulteriori evidenze della presenza di antichi mari sulla
superficie marziana. Nel maggio 2008 la sonda Phoenix Mars lander, partita
nell’agosto dell’anno precedente, è atterrata sul pianeta rosso, ne ha studiato
l’ambiente e ha cercato prove della presenza di acqua e di forme primordiali di vita;
problemi irrisolvibili ai pannelli solari ne hanno fatto perdere i contatti a partire dal
novembre successivo. Nell’agosto del 2012 il rover Curiosity della sonda Mars science
laboratory è atterrato mediante paracadute su Marte per analizzare il terreno della sua
superficie e nel febbraio 2013 ha perforato ed estratto polvere da analizzare da una
roccia marziana con venature chiare selezionata per la possibile presenza passata di
acqua. I dati fisici e i parametri orbitali aggiornati di Marte possono essere consultati
al seguente indirizzo web della NASA.
Giove
Giove è il pianeta più grande del Sistema solare e il quinto in ordine di distanza dal
Sole. È un pianeta gassoso costituito soprattutto da idrogeno ed elio. Le sue
dimensioni sono quasi le massime per un pianeta: il suo diametro è 11 volte quello
della Terra e la sua massa 300 volte maggiore. Se la sua massa fosse stata 50÷100
volte maggiore sarebbe diventato una stella, e per questo è definito ‘Sole mancato’.
All'osservazione appare striato, a causa della presenza di bande chiare e scure create
dai forti venti orizzontali dell'atmosfera superiore. I venti soffiano in flussi continui e in
direzioni opposte. Sono presenti anche strutture vorticose, la più estesa delle quali è
la grande macchia rossa, un immenso vortice in rotazione antioraria nell'emisfero sud,
lungo 26000 km, osservato da oltre 300 anni. Si ritiene che sia composta
principalmente da ammoniaca in forma gassosa e da nuvole ghiacciate.
Il nucleo di Giove probabilmente non è
solido. Con la rotazione del pianeta, il
liquido interno, carico elettricamente,
genera un campo magnetico molto
intenso, la cui 'coda' si estende fino
all'orbita di Saturno. Giove possiede
molte lune e un sistema di anelli. Le
quattro lune più grandi sono Io, Europa,
Ganimede e Callisto. Gli anelli,
individuati per la prima volta dalle
sonde Voyager 1 e 2, sono composti
dalle polveri che provengono dalle
quattro lune interne del pianeta. La
struttura interna del pianeta è
schematizzata nella fig.6.
fig.6 Rappresentazione schematica della struttura interna di Giove
L’ultima sonda a raggiungere Giove è stata New Horizons, diretta verso Plutone. La
successiva sarà Juno, lanciata dalla NASA nell’agosto del 2011 e che raggiungerà il
pianeta nel luglio del 2016. Gli obiettivi annoverano lo studio dell’atmosfera di Giove,
per valutare in particolare la quantità di acqua presente e le proprietà delle nubi in
movimento; la formulazione di una mappa dei campi magnetici e gravitazionali del
pianeta, al fine di comprenderne meglio la struttura interna; l’esplorazione della
magnetosfera nelle zone vicino ai poli, dove le aurore forniscono importanti
informazioni sull’interazione tra il campo magnetico e l’atmosfera. I dati fisici e i
parametri orbitali aggiornati di Giove possono essere consultati al seguente indirizzo
web della NASA, mentre i dati sulle lune di Giove possono essere consultati a questo
altro link sempre della NASA.
Saturno
Saturno è il sesto pianeta del Sistema solare in ordine di distanza dal Sole. È un pianeta
gassoso composto soprattutto da idrogeno (75%) ed elio (25%), con tracce di metano e di
ghiaccio d'acqua. Con l'aumento della pressione, in profondità, l'idrogeno atmosferico
diventa gradualmente liquido e poi liquido metallico. Si pensa che esista un nucleo
roccioso con una massa dieci volte quella terrestre. La regione equatoriale è spazzata da
violenti venti dell'atmosfera superiore.
Saturno possiede un complesso sistema di anelli che orbitano attorno all’equatore, esteso
centinaia di migliaia di chilometri e costituito da materiale di ghiaccio d'acqua grande da
pochi micrometri a qualche decina di metri, e numerose lune. La più grande, Titano, è
nascosta da una spessa atmosfera ricca di azoto, che rende il suo ambiente simile a quello
della Terra primordiale. L'asse magnetico di Saturno è quasi parallelo a quello di rotazione,
ma rovesciato rispetto a quest'ultimo.
La struttura di Saturno (fig.7) non
sarebbe sostanzialmente diversa da
quella di Giove, salvo una più completa
differenziazione degli strati più interni.
Al centro del pianeta vi sarebbe un
nucleo roccioso di silicati e metalli,
circondato da un guscio di materiali
ghiacciati. Intorno a questo nucleo
solido, avente un raggio di 10.000 o
15.000 km, si estenderebbe un mantello
di idrogeno liquido nel quale si
distinguerebbero, come su Giove, due
strati: uno interno di idrogeno metallico,
cioè idrogeno ionizzato, e uno esterno di
idrogeno molecolare. Al di sopra
dell’oceano di idrogeno liquido si
estende l’atmosfera: tuttavia, il
passaggio dalla fase liquida a quella
gassosa avviene gradualmente, senza
un confine netto.
fig.7 Rappresentazione schematica
dell'ipotetica struttura interna di Saturno
Gli anelli sono probabilmente residui di
comete disintegratesi dopo essere state intrappolate dal campo gravitazione del
pianeta. Si distinguono due anelli (denominati A e B) separati da uno spazio vuoto
(divisione di Cassini) e, all’interno dell’anello A, un altro spazio vuoto (divisione di
Encke); si ha inoltre l’anello C, più interno. La fig.8 mostra schematicamente la
struttura degli anelli A, B e C, evidenziando le lacune più notevoli (oltre alla divisione
di Cassini e alla divisione di Encke, quelle dette di Huygens, di Maxwell e di Keeler).
Sono stati anche scoperti altri anelli, assai rarefatti, sia all’interno sia all’esterno dei
tre principali: l’anello D, che si estende dai limiti dell’atmosfera di Saturno fino
all’anello C, e gli anelli F, G ed E, che si trovano oltre il bordo esterno dell’anello A. Un
anello più grande è stato scoperto nel 2009, ampio fino a 12 milioni di km circa dal
pianeta e con un’orbita inclinata di 27° rispetto agli altri anelli.
Saturno è stato raggiunto dalla sonda Cassini, che
si è inserita nell’orbita del pianeta nel luglio del
2004, a quasi 7 anni dal suo lancio. Pochi mesi
dopo, il 25 dicembre 2004 ha sganciato il lander
Huygens sulla luna Titano: atterrato il 14 gennaio
2005, ha raccolto immagini e rumori ambientali. La
missione è ancora in corso, ribattezzata Cassini
solstice. I dati fisici e i parametri orbitali aggiornati
di Saturno possono essere consultati al seguente
indirizzo web della NASA, mentre i dati sulle lune di
Saturno possono essere consultati al seguente
indirizzo web pure della NASA.
fig.8 Rappresentazione schematica della struttura degli anelli A, B e C di Saturno
Urano
Urano è il settimo pianeta del Sistema solare in ordine di distanza dal Sole. È un
pianeta gassoso la cui atmosfera è composta da idrogeno ed elio, con una piccola
quantità di metano e tracce di acqua e ammoniaca. Più dell'80% della sua massa è
contenuta in un esteso nucleo liquido, costituito principalmente da materiali ghiacciati
e da materiali più densi in profondità. Nell'atmosfera sono presenti sistemi nuvolosi a
diverse altezze; alcune nubi sono molto luminose. L'asse di rotazione è attualmente
quasi orizzontale rispetto al piano
dell'orbita, forse a causa di una
collisione avvenuta a epoche
primordiali (fig.9). Malgrado ciò,
per la lontananza dal Sole le
differenze di temperatura tra
notte e giorno non sono rilevanti.
L'asse magnetico è fortemente
inclinato (60°) rispetto all'asse di
rotazione e spostato dal centro
del pianeta di 1/3 di raggio.
Urano possiede molte lune e un
sistema di anelli.
fig.9 Confronto tra le dimensioni e le rotazioni della Terra e di Urano
La struttura interna ricorda quella di Giove e Saturno ed è composta da tre strati
(fig.10): uno esterno gassoso costituito principalmente da idrogeno, metano ed elio,
un mantello intermedio ghiacciato con acqua, metano e ammoniaca e un nucleo
roccioso composto da ferro, nichel e silicati. Voyager 2 è l’unica sonda che finora ha
raggiunto il pianeta. Il campo magnetico di Urano ha la peculiarità di derivare da un
dipolo fortemente eccentrico e inclinato di 60° rispetto all’asse di rotazione del
pianeta. Poiché anche Nettuno possiede un campo magnetico simile, si pensa che la
struttura dei campi magnetici dei due pianeti sia dovuta al fatto che essi sono generati
da correnti elettriche che circolano in strati relativamente poco profondi.
I dati fisici e i parametri orbitali aggiornati
di Urano possono essere consultati all'
indirizzo web della NASA mentre i dati sulle
lune di Urano possono essere consultati al
seguente indirizzo web sempre della NASA.
fig.10 Rappresentazione schematica dell'ipotetica struttura interna di Urano
Nettuno
Nettuno è l'ottavo pianeta in ordine di distanza dal Sole, attorno al quale compie una
rivoluzione completa ogni 165 anni. In realtà, a causa dell'orbita fortemente ellittica di
Plutone, ogni 248 anni, per 20 anni, Nettuno si trova a essere il pianeta più distante
dal Sole. La sua atmosfera è composta da idrogeno, elio e metano (quest'ultimo
conferisce al pianeta il caratteristico colore blu, perché assorbe la luce rossa) e si
fonde su un nucleo più pesante grande all'incirca quanto la Terra. Ha un campo
magnetico intenso circa il doppio di quello terrestre. Possiede diverse lune e un
sistema di anelli; la luna più grande,Tritone, orbita in senso opposto rispetto alla
rotazione del pianeta ed è in graduale avvicinamento verso Nettuno, con il quale
colliderà nel giro di 10÷100 milioni di anni, formando un vasto sistema di anelli.
Voyager 2 è l’unica sonda che abbia condotto finora un’esplorazione diretta del
pianeta. La fig.11 mostra una possibile struttura interna del pianeta. Partendo dal
centro, si distinguono: un nucleo roccioso
di silicati e metalli, circondato da un
guscio di materiali ghiacciati (H2O, NH3 e
CH4); un mantello di idrogeno molecolare
liquido e, infine, un’atmosfera gassosa. I
dati fisici e i parametri orbitali aggiornati
di Nettuno possono essere consultati al
seguente indirizzo web della NASA
mentre i dati sulle lune di Nettuno
possono essere consultati al seguente
indirizzo web sempre della NASA.
fig.11 Rappresentazione Ipotetica struttura interna di Nettuno
Altri corpi
Alla luce della nuova classificazione del 2006 da parte dell'International Astronomical
Union (IAU), si definisce pianeta nano un corpo celeste che orbitando attorno al Sole
ha una massa sufficientemente grande da fargli assumere una forma
approssimativamente sferica ma che non ha ‘ripulito’ dagli altri corpi celesti la regione
prossima alla sua orbita. L’ultima condizione non fa rientrare il corpo nella categoria
dei pianeti, indipendentemente dalla sua dimensione. Si definisce invece plutoide un corpo celeste che percorre un’orbita attorno al Sole con semiasse maggiore superiore a quello dell’orbita di Nettuno, di sufficiente massa affinché la sua gravità gli conferisca equilibrio idrostatico e forma quasi sferica e che non abbia pulito la propria fascia orbitale; questa definizione è stata introdotta dall’IAU nel 2008. Un plutoide si può considerare sia come pianeta nano sia come oggetto transnettuniano: Plutone ne è un esempio. Plutone Plutone è un corpo piccolo e freddo del Sistema solare ancora non visitato da alcuna sonda. Le sue piccole dimensioni, paragonabili a quelle di un gruppo di corpi che orbitano nella stessa regione, ha dato luogo a un acceso dibattito sull'opportunità di considerarlo un pianeta, risolto, come detto, nel 2006 con la nuova definizione. Possiede probabilmente un nucleo roccioso circondato da un mantello d'acqua ghiacciata. La sua orbita è fortemente ellittica, tanto che ogni rivoluzione completa, per 20 anni, si trova più vicino al Sole di Nettuno (l'ultima volta ciò è accaduto tra il 1979 e il 1999). Sulla sua superficie sembrano esserci metano, azoto e monossido di carbonio ghiacciati. Plutone possiede calotte polari e larghe macchie scure vicino all'equatore. Oltre a Caronte, grande all'incirca la metà di esso e che orbita mostrando sempre la stessa faccia, altre due piccole lune sono state scoperte nel 2005 dal telescopio spaziale Hubble e sono state denominate Nix e Hydra. I dati fisici e i parametri orbitali aggiornati di Plutone possono essere consultati al seguente indirizzo web della NASA. Asteroidi Si tratta di piccoli corpi solidi, orbitanti intorno al Sole, per la maggior parte in una regione detta fascia degli asteroidi compresa fra le orbite di Marte e di Giove (v. fig.1). Nessun asteroide è visibile a occhio nudo: i più brillanti sono Vesta e Cerere, quest’ultimo il più grande asteroide. Le determinazioni più accurate delle dimensioni di un asteroide si ottengono sfruttando il passaggio di una stella dietro il suo disco: dalla durata delle eclissi, osservate da luoghi diversi della Terra e, quindi, da angoli di vista differenti, si ricavano i diametri di varie sezioni del corpo, che permettono poi di ricostruirne la forma. Le occultazioni, però, sono eventi piuttosto rari, sicché con questo procedimento si è riusciti a studiare soltanto una decina di oggetti. Informazioni importanti, per molti asteroidi, sono state ottenute misurando la loro luminosità sia nel visibile che nell’infrarosso: la prima rappresenta la frazione della luce solare riflessa dal corpo; la seconda, la sua emissione termica. Entro la fascia degli asteroidi, le orbite non sono distribuite uniformemente, ma si distinguono dei ‘vuoti’ che, dal nome del loro scopritore, prendono il nome di lacune di Kirkwood. Tali lacune corrispondono, secondo la terza legge di Keplero, a periodi orbitali che stanno in determinati rapporti (per es., 4/1, 3/1, 5/2) con quello di Giove. Si pensa che la mancanza di asteroidi su queste orbite sia dovuta agli effetti perturbativi del campo gravitazionale di Giove. Infatti, se l’asteroide si trova in uno stato di risonanza col moto di Giove (per es., percorre tre orbite mentre Giove ne percorre una), esso viene a trovarsi, a intervalli regolari di tempo, in un’identica posizione rispetto al pianeta: ne consegue che le perturbazioni prodotte dall’attrazione gravitazionale di questo si sommano l’una all’altra, allontanando progressivamente l’asteroide dalla sua orbita originaria. Gli asteroidi in grado di provocare una catastrofe sulla Terra sono quelli più grandi di un kilometro. Per calcolare qual è la probabilità che tali corpi colpiscano il nostro pianeta si utilizzano tecniche statistiche basandosi sull'assunzione che circa 65 milioni
di anni fa un asteroide grande 10 km colpì la Terra provocando probabilmente
l'estinzione dei dinosauri, e che un tale impatto si verifichi approssimativamente ogni
100 milioni di anni. È necessario inoltre sapere quanti più asteroidi di 1 km ci sono
rispetto a quelli di 10 km (i corpi più piccoli di 5 km sono però difficili da scoprire).
Secondo calcoli effettuati utilizzando i dati della Sloan Digital Sky Survey (una mappa
di un quarto di cielo), c'è una possibilità su 5000 che un asteroide colpisca in modo
catastrofico la Terra nei prossimi cento anni.
Dallo studio della composizione chimica degli asteroidi è possibile ricostruire la storia
della formazione dei corpi del Sistema solare. L’agenzia giapponese JAXA (Japan
aerospace exploration agency) ha spedito la sonda Hayabusa verso l’asteroide NEA
25143 Itokawa: partita nel maggio 2003, ha incontrato Itokawa nel settembre 2005 e
nel novembre successivo è atterrata sull’asteroide raccogliendo alcuni campioni di
materiale; è rientrata sulla Terra nel 2010. Nel 2011 la missione Dawn, lanciata nel
2007, ha raggiunto l’asteroide Vesta e arriverà su Cerere nel 2015.
Comete
Le comete sono piccoli corpi ghiacciati composti di polvere, roccia e molecole
organiche ricche di carbonio. Orbitano attorno al Sole come i pianeti, dai quali però
differiscono sia per le caratteristiche fisiche sia per quelle orbitali; fortemente
perturbate dall’attrazione dei pianeti e, in misura minore, da forze non gravitazionali.
Nella forma tipica, una cometa appare composta di un nucleo, più o meno brillante,
circondato da una sorta di nebulosità luminosa detta chioma; nucleo e chioma (talora
indistinguibili uno dall’altra) formano la testa, dalla quale parte, allorché la cometa si
avvicina al Sole, lo strascico luminoso, a volte lunghissimo, che forma la coda.
Le comete vengono chiamate con il nome degli scopritori, preceduto da una P se il
loro periodo è inferiore a 200 anni. Tra le comete più notevoli va ricordata l a P-Halley:
si tratta di una cometa periodica (periodo approssimato 77 anni), di cui sono stati
individuati ben 30 ritorni a partire dal 280 a.C.; il suo nucleo è stato fotografato nel
1986 dalla sonda Giotto.
La struttura più estesa e più spettacolare di una cometa è la coda. Si distinguono due
tipi di code, spesso, ma non sempre, presenti simultaneamente in una stessa cometa
(fig.12): le code di tipo I
o code ioniche e le code di
tipo II o code di polvere.
Entrambe le code si
sviluppano in direzione
opposta al Sole: tuttavia
le code ioniche hanno
andamento quasi
rettilineo, mentre le altre
hanno la caratteristica
forma ricurva.
fig.12 Le code di una cometa (A); la loro posizione durante l'orbita attorno al Sole (B)
Si pensa che la maggior parte delle comete si addensi in una specie di guscio sferico
(detto Nube di Oort), situato agli estremi confini del Sistema solare. Queste comete
sono legate gravitazionalmente al Sole in modo molto debole. Il campo gravitazionale
di una delle stelle più vicine al Sole perturba di tanto in tanto il moto di una di esse,
strappandola alla nube e facendola perdere nello spazio interstellare, oppure
spingendola verso le regioni interne del sistema solare. La scoperta della Fascia diKuiper (asteroidi al di là dell’orbita di Nettuno) ha
gettato una nuova luce sull’origine della comete di
periodo più breve, le cui orbite mal si conciliano con
una provenienza dalla Nube di Oort. Si ipotizza dunque
che le comete abbiano due origini diverse: quelle di
periodo medio o lungo proverrebbero dalla Nube di
Oort, quelle di breve periodo dalla Fascia di Kuiper
(fig.13).
fig.13 Nube di Ooort e fascia di Kuiper
Anche le comete conservano informazioni sulla composizione primordiale del Sistema
solare, poiché provengono dalle sue regioni più esterne e trascorrono la maggior parte
della loro vita in un ambiente che non è stato alterato dai processi di formazione
planetaria. Nel gennaio 2004 Stardust (partita nel 1999) ha attraversato la chioma
della cometa 81P/Wild-2 a circa 240 km dal nucleo, che è apparso piccolo (circa 5 km
di diametro) e ricco di crateri. Nel settembre 2001 Deep Space 1 (lanciata nel 1998)
ha attraversato la chioma di 19P/Borrelly e ne ha analizzato il nucleo, acquisendo
immagini e spettri. Nel luglio 2005 la sonda Deep impact ha sganciato un modulo
impattatore sul nucleo della cometa 9P/Tempel-1 per studiarne la fuoriuscita di
materiale. Gli scarsi risultati ottenuti hanno spinto alla sua estensione nell’ambito della
missione EPOXI, che nel 2010 ha raggiunto e studiato la cometa 103P/Hartley;
prossimo obiettivo, il raggiungimento e l’osservazione dell’asteroide 2002 GT, nel
2020. Per avere immagini di un nucleo cometario migliori di quelle di Deep impact
dovremo aspettare l’arrivo della sonda Rosetta verso la cometa 67P/Churyumov-
Gerasimenko, che avverrà nel 2014, con l’atterraggio sul nucleo del lander Philae.
Meteore e meteoriti
Le meteore sono frammenti di comete o di asteroidi che entrano nell’atmosfera
terrestre e bruciano per attrito lasciando una traccia luminosa, spesso denominata di ‘
stelle cadenti’. Durante un anno la Terra attraversa zone dello spazio nel quale ci sono
maggiori concentrazioni di particelle che penetrano nell’atmosfera.
I meteoriti sono invece i corpi celesti che dopo aver attraversato l’atmosfera terrestre
precipitano al suolo. Ogni anno sulla Terra cadono migliaia di meteoriti, la maggior
parte dei quali in mare o in zone desertiche. L’area più favorevole alla raccolta di
meteoriti è l’Antartide, i cui ghiacci conservano per lungo tempo i frammenti rocciosi
caduti al suolo.Puoi anche leggere
