Esplorazione del sistema solare: struttura, fenomeni e formazione

Composizione del sistema solare

Il sistema solare è formato da:

- il Sole;

- 8 pianeti (Mercurio, Venere, Terra, Marte, Giove, Saturno, Urano e Nettuno);

- almeno 63 satelliti principali che ruotano attorno a questi pianeti;

- migliaia di asteroidi (sia tra Marte e Giove, sia come corpi isolati con orbite allungate fin oltre i pianeti);

- frammenti di varia origine e natura, troppo piccoli per essere considerati asteroidi, che possono dare origine, occasionalmente, alle meteore o ai meteoriti;

- innumerevoli masse ghiacciate che si muovono all’estrema periferia del Sistema solare, che occasionalmente originano le comete.

Tra i pianeti c’è la materia interplanetaria, formata da pulviscolo, gas e particelle atomiche libere.

Tuttavia quasi tutta la massa di materia complessivamente presente è concentrata nel Sole, che ne comprende il 99,85%

Struttura interna del Sole

L’interno del Sole è costituito per almeno il 98% da idrogeno ed elio allo stato di plasma, cioè sotto forma di una miscela di elettroni liberi e nuclei atomici. Il 2% rimanente è costituito dagli elementi più pesanti.

Gli strati più esterni sono costituiti da:

- c.ca il 74% da idrogeno;

- il 25% da elio;

- meno dell’1% da elementi più pesanti, quasi tutti quelli noti sulla Terra (il Sole è una stella riciclata).

L’interno del Sole è formato da:

- Nucleo, la zona di produzione dell’energia e delle reazioni termonucleari. Qui la pressione gravitazionale dell’enorme involucro di materiali sovrastanti è in grado di contenere la violenza esplosiva delle reazioni termonucleari, innescate a 15 milioni di K;

- Zona radiativa, che trasmette verso l’esterno l’energia prodotta nel nucleo. Gli atomi dei gas di questa zona assorbono ed emettono energia, ma a causa della minore temperatura, non danno luogo a reazioni nucleari;

- Zona convettiva, che trasmette energia per convezione, cioè attraverso movimenti della materia innescati da differenze di temperatura.

Fotosfera e macchie solari

Fotosfera: involucro che irradia quasi tutta la luce solare e che corrisponde, quindi, alla superficie visibile del Sole (solo la parte sommitale). La temperatura media superficiale del Sole è di 5785 K. La superficie della fotosfera presenta una struttura a granuli brillanti, detta granulazione, i quali segnano l’affiorare di gigantesche bolle di gas molto caldi. Ogni granulo dura solo pochi minuti, ma il movimento di tutti i granuli fa sembrare la superficie della fotosfera in continua ebollizione.

La fotosfera risulta inoltre costellata da macchie solari continuamente variabili per dimensioni, per forma e, soprattutto, per numero. Esse sono piccole aree scure depresse rispetto alle zone circostanti, nelle quali si distingue una zona centrale più scura circondata da una fascia più chiara. Dopo la loro comparsa, le macchie aumentano di dimensioni e di numero, poi cominciano a ridursi fino a estinguersi, mentre nascono e si sviluppano altri gruppi di macchie. In media i singoli gruppi di macchie hanno una vita di una settimana. Il loro numero varia da valori minimi a massimi in modo ciclico ogni 11 anni.

Cromosfera e corona solare

- Cromosfera: involucro trasparente di gas incandescenti che avvolge la fotosfera. Durante un’eclissi totale di Sole, quando la Luna nasconde completamente il disco della fotosfera, è possibile vedere per poco un sottile alone roseo, il cui bordo esterno è sfrangiato in numerose punte luminose, dette spicole. La sua temperatura è di circa 10000 K.

- Corona: parte più esterna dell’atmosfera solare, formata da un involucro di gas ionizzati sempre più rarefatti man mano che ci si allontana dalla sottostante cromosfera. Essa si osserva in un’eclissi totale, come un alone con una luminosità pari a metà di quella della Luna piena. Nella sua parte più estrema le particelle ionizzate sono così veloci che sfuggono alla gravità e si disperdono nello spazio come vento solare.

La potenza di irraggiamento del Sole per unità di superficie è detta costante solare.

Radiazione stazionaria: energia irradiata dalla superficie legata solo alla temperatura del Sole.

Attività solare e fenomeni associati

L’attività solare consiste in:

- vento solare;

- radiazione stazionaria;

- macchie solari;

- Protuberanze: grandi nubi di idrogeno che si innalzano dalla cromosfera e penetrano ampiamente nella corona. Esse hanno la forma di immense fiammate, di vortici, di archi giganteschi. La loro temperatura è di circa 15000-25000 K;

- Brillamenti: violentissime esplosioni di energia, veri e propri lampi di luce intensissimi associati a potenti scariche elettriche. In tali occasioni la temperatura può raggiungere parecchi milioni di gradi e vengono liberate enormi quantità di energia, con un’ampia gamma di radiazioni o getti di materia gassosa incandescente. Inoltre emettono un intenso flusso di particelle atomiche (elettroni e protoni). I flares più intensi emettono delle ultraradiazioni (radiazioni cosmiche) formate da particelle ad altissima energia che si propagano a velocità prossima a quella della luce;

- Quando un flare esplode presso il centro del disco solare (rispetto alla terra), nel giro di 26 ore il flusso di particelle raggiunge il nostro pianeta. I velocissimi corpuscoli di origine solare colpiscono con violenza le particelle ionizzate dell’alta atmosfera terrestre, soffiandole verso la bassa atmosfera, dove, a quote tra 70 e 1000 km, danno origine alle aurore polari, boreali e australi, e a forti perturbazioni nel campo magnetico terrestre (tempeste magnetiche).

Nel Sole, quindi, si alternano periodi di attività normale a periodi di attività più intensa. Durante questi periodi, alla radiazione stazionaria si sommano:

- le radiazioni ondulatorie collegate soprattutto alla comparsa di macchie solari e brillamenti;

- i flussi di particelle atomiche, emesse soprattutto dai brillamenti.

Definizione e caratteristiche dei pianeti

Pianeta: oggetto che orbita intorno a una stella (moto di rivoluzione, in senso antiorario per un osservatore che si trovi al Polo nord celeste), è abbastanza grande da presentare forma sferica e da allontanare altri oggetti dalla zona circostante la propria orbita. È un corpo dotato di una massa sufficiente a eliminare dalla propria zona orbitale i corpi più piccoli, sia distruggendoli in collisioni dirette, sia confinandoli in orbite stabili con l’azione gravitazionale. I pianeti si distinguono dalle stelle perché cambiano sensibilmente e con regolare periodicità la loro posizione nella volta celeste rispetto agli altri corpi.

Evoluzione della conoscenza planetaria

Evoluzione della conoscenza dei pianeti: Tolomeo (teoria geocentrica) -> Copernico (teoria eliocentrica) -> Keplero = Leggi di Keplero, che sono le seguenti:

I - I pianeti descrivono orbite ellittiche (ellisse: curva chiusa, più o meno allungata), quasi complanari, aventi tutte un fuoco comune (per ogni punto situato sulla curva, la somma delle distanze da due punti interni ad essa, detti fuochi, è costante) in cui si trova il Sole.

II - Il raggio che unisce il centro del Sole al centro di un pianeta descrive superfici con aree uguali in intervalli di tempo uguali (perciò un pianeta si muove più velocemente quando è più vicino al Sole – al perielio – e più lentamente quando è più lontano – all’afelio –).

III - I quadrati dei tempi che i pianeti impiegano a percorrere le loro orbite sono proporzionali ai cubi delle loro distanze medie dal Sole.

-> Legge della gravitazione universale di Newton: due corpi si attirano in modo direttamente proporzionale alla loro massa e in ragione inversa al quadrato della loro distanza.

F = G0 (m1m2)/d² con G0: costante di gravitazione universale (6,67 x 10-11 Nm²/kg²).

Affinché un veicolo spaziale possa svincolarsi dalla Terra e quindi vincere la forza di gravità, è necessario imprimergli una velocità iniziale uguale o superiore alla velocità di fuga, che dipende dalla massa del corpo celeste e dalla sua distanza dalla Terra. Una volta raggiunta o superata la velocità di fuga, il veicolo può proseguire indefinitamente nello spazio per inerzia.

Differenze tra pianeti terrestri e gioviani

Oltre alle diverse temperature, anche le masse differenti hanno condizionato l’evoluzione dei singoli pianeti, che, in base alle loro dimensioni, vengono distinti in due famiglie:

- pianeti piccoli o di tipo terrestre (Mercurio, Venere, Terra, Marte);

- pianeti giganti o di tipo gioviano (Giove, Saturno, Urano, Nettuno).

Differenze:

- Dimensioni: il diametro del pianeta terrestre più grande (la Terra) è circa ¼ del pianeta gioviano più piccolo (Nettuno).

- Densità: nei pianeti terrestri è in media 5 volte superiore a quella dell’acqua, mentre in quelli gioviani solo 1,5 volte o anche meno.

- Natura dei materiali: i pianeti terrestri sono piccole sfere di rocce e metalli, con un nucleo di materiali ad alta densità (metalli), avvolto da un mantello di minor densità a sua volta ricoperto da una crosta di materiali ancora meno densi (rocce). I pianeti gioviani sono formati principalmente da gas (H ed He) e ghiacci, con una certa quantità di materiale roccioso.

- Atmosfera: i pianeti terrestri sono privi di atmosfera o, se ce l’hanno, essa è sottile e tenue; quelli gioviani hanno atmosfere dense e spesse. Questo perché la grande massa dei pianeti gioviani trattiene più facilmente le molecole di gas, che, a causa delle basse temperature dovute alle grandi distanze dal Sole, non raggiungono la velocità (per agitazione termica) a cui arrivano invece le molecole dei gas sui pianeti interni. Venere, Terra e Marte riescono a trattenere solo le molecole dei gas più pesanti e le loro atmosfere sono una frazione piccolissima della massa totale.

- Numero di satelliti: i pianeti terrestri non hanno satelliti o ne hanno pochissimi; quelli gioviani ne hanno molti, oltre ad altre strutture particolari, come gli anelli.

Asteroidi, meteore e meteoriti

Intorno al Sole ruotano anche:

- Asteroidi: corpi formati dallo stesso materiale da cui si è formato il Sistema solare, di cui hanno conservato la composizione originale. In gran parte si trovano tra le orbite di Marte e Giove, dove formano la fascia degli asteroidi, ma alcuni hanno orbite che si avvicinano a quelle dei pianeti o le intersecano. La loro superficie, almeno nei maggiori, è segnata da numerosi crateri da impatto; un migliaio circa ruota con stabilità nell’orbita di Giove; altri ruotano su orbite molto allungate, che giungono fino oltre quelle di Nettuno (es. Plutone, corpo più piccolo della Luna, formato da polveri e gas congelati). L’ipotesi attuale è che gli asteroidi si siano formati per aggregazione graduale di corpi più piccoli.

- Meteore e meteoriti: frammenti di materiale molto piccoli, la cui orbita interseca quella terrestre, per cui vengono attratti e cadono sul nostro pianeta, consumandosi nell’atmosfera se il corpo è molto piccolo, perché l’attrito con essa lo rende incandescente e lo fa evaporare, dando origine a una scia luminosa (meteora o stella cadente) o arrivando fino al suolo (meteorite), se il corpo è abbastanza grande da non essere tutto consumato nell’attrito. Le meteore si accendono tra 80 e 120 km di altezza, per spegnersi intorno ai 50 km. In genere isolate, possono comparire anche sciami di meteore a intervalli precisi (centinaia in un’ora). Tali sciami si formano quando la Terra attraversa il pulviscolo disseminato da una cometa lungo la sua orbita. Le meteoriti, invece, possono anche presentarsi come micrometeoriti, particelle più piccole che possono venire rallentate senza bruciare e depositarsi sulla superficie come polvere. Quelle maggiori raggiungono la superficie con impatti violentissimi; a volte esplodono rompendosi in numerosi frammenti o vaporizzandosi. Nell’urto producono sul suolo crateri da impatto, cancellati, sulla Terra, dall’attività geologica. Forse la maggior parte delle meteoriti proviene dalla fascia degli asteroidi, dove violente collisioni scagliano numerosi frammenti in ogni direzione, e quindi anche lungo traiettorie che passano vicino alla Terra.

Comete e la nube di Oort

- Comete: corpi di gas e vapori congelati, misti a piccoli frammenti di rocce e metalli, che stazionano in orbite a grandissime distanze dal Sole, ma che possono immettersi su orbite lunghissime, fino a giungere in vicinanza del Sole, perdendo nello spazio lunghe scie di materiali finissimi (code: veli brillanti che si allungano in senso opposto alla direzione del Sole); questo perché, quando esse si avvicinano al Sole, le radiazioni fanno sublimare i gas congelati, che trascinano con sé le polveri imprigionate nei ghiacci. Attorno ad un nucleo si forma un alone rarefatto e luminoso, la chioma. Ad ogni passaggio intorno al Sole, la cometa perde una parte di massa e col tempo diviene meno luminosa, fino ad estinguersi dopo un certo numero di passaggi. Cometa di Halley: apparizioni periodiche ogni 76 anni. Parte del materiale delle comete si sarebbe formato in prossimità del Sole, per essere poi scaraventato ai confini del Sistema solare, dove si sarebbe mescolato ai più abbondanti granuli freddi.

Nube di Oort: corpi distribuiti nello spazio a formare una specie di alone sferico intorno al Sole e ai pianeti. Qui, almeno 600 miliardi di nuclei ghiacciati si muovono lentamente su orbite lontanissime dal Sole; essi sono così debolmente legati al Sole, che il passaggio ravvicinato di una stella provoca delle perturbazioni nel loro moto, in grado di scagliarli verso lo spazio interstellare o di farli deviare su orbite che li portano in prossimità del Sole e dei pianeti, dove si manifestano con la tipica attività delle comete (comete a lungo periodo: percorrono un’orbita in oltre 200 anni).

Fascia di Kuiper: parte più interna della nube di Oort, a forma di ciambella schiacciata, che è come un’estensione del sistema planetario (comete a breve periodo: meno di 200 anni per un’orbita).

Si ritiene che i nuclei del materiale della nube di Oort si siano formati nella regione dei pianeti giganti, che li avrebbero scagliati verso la periferia del Sistema solare, facendoli accumulare nel gigantesco congelatore della nube di Oort. La nube è stata solo dedotta dall’esistenza degli effetti.

Formazione del sistema solare

Fino a poco prima di 4,6 miliardi di anni fa, in un piccolo settore dei bracci a spirale della Galassia doveva estendersi una grande nebulosa, cioè una fredda e rarefatta nube di gas e polveri finissime, fatta prevalentemente di idrogeno ed elio. Gli elementi pesanti si sarebbero originati attraverso reazioni termonucleari in stelle più antiche del Sole e si sarebbero successivamente aggiunti alla composizione originaria della nebulosa, quando quelle stelle esplosero come supernove.

La nebulosa continuò ad arricchirsi di elementi pesanti finché una causa sconosciuta ne perturbò la struttura. Così una vasta porzione della nube collassò su se stessa, in un vortice gigantesco.

Nella progressiva contrazione e con il crescere della velocità di rotazione, la nube assunse la forma di una disco appiattivo, nel cui centro si andò accrescendo un nucleo sempre più denso e caldo, detto proto-Sole. All’interno del disco, ripetute collisioni tra granuli di ghiacci e di polveri portarono all’aggregazione di corpi via via maggiori, che, a loro volta, si frantumarono ripetutamente per riaggregarsi in corpi di dimensioni sempre più grandi: i planetesimali.

Il calore proveniente dal proto-Sole impedì l’accumulo di ghiacci nei corpi più vicini, che si accrebbero soprattutto per l’aggregazione di rocce e metalli. A distanze maggiori, invece, quantità sempre più elevate di ghiacci si aggiunsero ai materiali rocciosi.

Con il tempo, i proto-pianeti destinati a diventare Giove e Saturno raggiunsero una massa sufficiente a catturare e attrarre giganteschi involucri di gas, che, tuttavia, insieme alle polveri, finirono per andare ad accrescere la massa del proto-Sole. All’interno della stella in formazione, la continua contrazione fece aumentare la temperatura fino al punto di innescare le prime reazioni nucleari.

Alla sua accensione, il Sole emise una gigantesca esplosione di energia che investì l’intero sistema. Un vento stellare spazzò via e spinse nello spazio interstellare i gas e le polveri residue, insieme a buona parte della massa del Sole. La fascia degli asteroidi rappresenterebbe un pianeta mancato, poiché il campo gravitazionale di Giove aveva impedito l’aggregazione di un altro corpo nello spazio. Molti asteroidi, attratti dall’immenso Giove, furono costretti a seguire orbite che li portarono all’interno del Sistema, dove si verificò una lunga fase di bombardamento cosmico.

I pianeti più interni arrivarono ad una fusione quasi totale (per il calore creato dagli impatti e dai decadimenti interni). Nella massa fluida gli elementi più pesanti sprofondarono verso il centro dei pianeti, dove formarono nuclei metallici ad alta densità, mentre gli elementi più leggeri migrarono per galleggiamento verso la parte esterna dei pianeti, dando origine a mantelli di ossidi e silicati. Nella fase di fusione e surriscaldamento si liberarono anche grandi quantità di materiali gassosi, che si unirono a quelli liberati dagli impatti di comete (Mercurio non trattenne nulla, Marte anidride carbonica, Venere e Terra gas più pesanti e acqua allo stato di vapore).

A causa delle maggiori distanze dal Sole, Giove e Saturno raccolsero quantità assai maggiori di frammenti di ghiacci, e aumentarono fino a essere in grado di trattenere gli elementi più leggeri. I loro nuclei di rocce e di ghiacci si rivestirono così di enormi involucri ricchi di H ed He.

Anche i satelliti pare si siano formati per aggregazione di materiali costretti a ruotare, dalla forza di attrazione, intorno ai corpi cresciuti più rapidamente.

Lontano dal Sole, intanto, si andavano aggregando nello spazio miliardi di nuclei ghiacciati. La forza dei pianeti giganti influenzava le orbite di quei nuclei, attirandone alcuni sulla propria superficie e scagliandone altri verso l’esterno, dove si accrebbe via via la fascia di Kuiper e dove cominciò a formarsi la nube di Oort.