IL SISTEMA SOLARE

Le caratteristiche del Sistema Solare e la sua origine Il nostro Sistema Solare è formato dal Sole, da 8 pianeti, dai loro satelliti e da tanti corpi celesti più piccoli. Il Sole rappresenta il 99,85% della massa dell'intero Sistema Solare, mentre i pianeti il restante 0,15%. A causa della forza gravitazionale del Sole, tutti i pianeti si muovono nello stesso verso lungo la propria orbita ellittica attorno al Sole. In successione troviamo Sole, Mercurio, Venere, Terra, Marte, Giove, Saturno, Urano e Nettuno. I pianeti del Sistema Solare sono divisi in 2 gruppi: - i pianeti terrestri, più piccoli: Mercurio, Venere Terra e Marte; - i pianeti gioviani, giganti: Giove, Saturno, Urano e Nettuno. In base alla loro posizione rispetto alla fascia degli asteroidi diciamo che: - i pianeti gioviani sono pianeti esterni del Sistema Solare; - i pianeti terrestri sono pianeti interni del Sistema Solare. I pianeti differiscono tra di loro per: densità, composizione chimica, velocità di rotazione e di rivoluzione, atmosfera e numero di satelliti: infatti, i pianeti terrestri hanno densità maggiori, moto di rotazione più lento, moto di rivoluzione più rapido, atmosfera ridotta (o assente) e al massimo due satelliti. Per la loro composizione chimica, la densità: - dei pianeti terrestri è in media 5 g/cm3 - dei pianeti gioviani è in media 1,5 g/cm3. Saturno ha una densità inferiore a 1 g/cm3. I pianeti sono formati da: - gas, soprattutto idrogeno ed elio, aventi un punto di fusione vicino allo zero assoluto 0 K (cioè pari a -273,15° C); - materiali rocciosi, silicati e ferro metallico, con un punto di fusione che supera i 700° C; - ghiacci, soprattutto ammoniaca (NH3), metano (CH4), diossido di carbonio (CO2) e acqua (H2O), con punti di fusione intermedi (per l'acqua è 0° C). L'atmosfera viene trattenuta grazie alla forza di gravità e alla temperatura superficiali. Una molecola di gas (o un corpo) può allontanarsi da un pianeta solo se raggiunge la velocità di fuga (sulla Terra è di 11 km/s.). PIANETI TERRESTRI Hanno densità elevate perché sono formati soprattutto da materiali rocciosi e metallici e solo in piccola parte da gas e ghiacci. Sono abbastanza caldi e con una bassa gravità superficiale, riescono a trattenere solo i gas più pesanti. Hanno un'atmosfera rarefatta formata da gas pesanti, come il diossido di carbonio e l'azoto. Solo nel nucleo hanno materiali rocciosi e metallici. PIANETI GIOVIANI Sono formati soprattutto da gas (idrogeno ed elio) e ghiacci (acqua, ammoniaca e metano). Hanno un'atmosfera molto densa, ricca di idrogeno, elio, metano e ammoniaca. Hanno una maggiore gravità superficiale e alte velocità di fuga e, di conseguenza, i gas non riescono a sfuggire, anche perché vengono rallentati dalle basse temperature superficiali. L'ipotesi più attendibile sull'origine del Sistema Solare è l’ipotesi nebulare: i pianeti, insieme al Sole, si sarebbero formati a partire da un'enorme nebulosa primordiale fatta di polveri e gas (idrogeno ed elio) e da pochissimi altri elementi più pesanti (silicio, alluminio, ferro e calcio, presenti nei materiali rocciosi della Terra), ossigeno, carbonio e azoto. Circa 2,6 miliardi di anni fa questa nebulosa iniziò a contrarsi a causa dell'attrazione gravitazionale tra le sue particelle, poi assunse la forma di un disco che ruotava sempre più velocemente, intanto che la sua temperatura aumentava. La materia, concentrata al centro del disco, formò una protostella che poi si trasformò nel Sole. Così, la temperatura iniziò a scendere e la materia si condensò. I materiali metallici (ferro e nichel) e altri materiali rocciosi formarono i planetesimi, grandi come asteroidi. Questi planetesimi iniziarono a orbitare intorno al Sole, collisero tra di loro, aumentarono in massa e dimensioni, e poi diventarono protopianeti. Dopo milioni di anni: - alcuni protopianeti divennero i 4 pianeti interni (Mercurio, Venere, Terra e Marte); - i frammenti non incorporati nei protopianeti formarono la fascia degli asteroidi, che separa i pianeti interni da quelli esterni; - si formarono i pianeti esterni (Giove, Saturno, Urano e Nettuno) che:  Essendo più distanti dal Sole, avevano basse temperature e, quindi, erano ricchi di ghiacci;  Avendo massa elevata, trattennero grandi quantità di gas leggeri (idrogeno ed elio) e divennero pianeti giganti. I pianeti terrestri Le sonde hanno esplorato Mercurio, Venere, Marte, Giove, Saturno, Urano e Nettuno. Mercurio e Venere Mercurio e Venere sono due pianeti interni, inospitali perché troppo vicini al Sole. Mercurio è il pianeta più vicino al Sole e il più piccolo del Sistema Solare (poco più grande della Luna). Ha una superficie simile a quella lunare: altopiani, crateri e pianure. Ma, contrariamente alla Luna, ha densità molto elevata, per cui pensiamo che abbia un grande nucleo ferroso. Poi, presenta lunghe scarpate superficiali: forse la contrazione termica, dopo il raffreddamento, ha causato spaccature superficiali. Il periodo di rivoluzione (giro completo intorno al Sole) di Mercurio è di soli 88 giorni, mentre il periodo di rotazione (giro completo su se stesso) di 176 giorni → 1 notte dura circa 3 mesi, poi vi sono 3 mesi di luce. Essendo privo di atmosfera, Mercurio è il pianeta del Sistema Solare che presenta le escursioni termiche maggiori (-180 °C di notte e oltre 400° C di giorno). La probabilità che ci sia vita è pressoché nulla. Venere è detto “pianeta velato”. Di notte è luminosissimo (secondo solo alla Luna). Venere deriva dal latino Venus, la dea dell'amore, della bellezza e della fertilità. Viene detto pianeta “gemello” della Terra perché ha dimensioni, densità, massa e posizione simili alla Terra. La sonda Magellano e i radar hanno mappato la superficie venusiana: è molto diversificata, intermedia tra quella della Terra e quella di Marte. Su Venere vi sono migliaia di vulcani, circa l'80% della superficie di Venere è formato da strati di lava solidificata. La lava ha scavato canali lunghi centinaia di chilometri (fino a 6800 km). Flussi di materiali che continuamente risalgono in superficie e poi sprofondano all'interno del pianeta provocano un'intensa attività tettonica. In passato si pensava che Venere potesse ospitare la vita, ma le sonde lo hanno smentito. La sua atmosfera è composta per il 97% da diossido di carbonio e da tracce di vapore d'acqua e di azoto. Quindi, le radiazioni luminose possono passare, ma il calore emesso dalla superficie del pianeta viene trattenuto, facendo salire per “effetto serra” le temperature fino a 475° C! Venere è circondato da fitte nubi opache, spesse circa 25 km: la pressione atmosferica è 90 volte quella sulla superficie terrestre. Quindi, è improbabile che ci sia la vita. MARTE Marte è un pianeta facilmente osservabile dalla Terra, in quanto al telescopio appare come una sfera rossastra con regioni scure e due bianche calotte polari. L’atmosfera marziana è molto rarefatta (circa 1% di quella terrestre), composta da diossido di carbonio e vapore acqueo. Le calotte polari sono formate da acqua ghiacciata ricoperta da diossido di carbonio solido che, quando la temperatura scende, aumenta di estensione, arrivando fino all’Equatore. Su Marte si hanno violente tempeste di sabbia che fanno cambiare colore al pianeta, come si vede dalla Terra. I venti marziani: - hanno un’intensità simile agli uragani terrestri - hanno velocità di 270 km/h - possono durare per settimane. Le sonde Viking 1 e Viking 2 nel 1976 hanno mostrato che Marte è un deserto roccioso, con dune sabbiose e crateri polverosi. Nel 1971 la sonda Mariner 9 ha mostrato una tempesta di sabbia, giganteschi canyon e grandi vulcani. Il vulcano più grande è stato chiamato Mons Olympus (diametro 600 km; altezza 25 km). La maggior parte delle strutture dell’emisfero meridionale di Marte risale a quasi 4,5 miliardi di anni fa. I vulcani dell'emisfero settentrionale, più recenti, risalgono a centinaia di milioni di anni fa. C'è acqua su Marte? Le sonde Viking, Mariner, e Mars Global Surveyor (1997) hanno rivelato la presenza di: - antiche isole fluviali in letti asciutti di corsi d'acqua - valli e canali, scavati forse dall'acqua corrente. Nel 2004, Opportunity ha individuato alcuni sedimenti che si formano solo in presenza di acqua e sulla Terra sono associati all'evaporazione di laghi o di mari poco profondi. Gli scienziati ritengono quindi che in passato su Marte dovesse esistere un ciclo dell’acqua attivo, simile a quello terrestre, anche se finora non si è trovata acqua allo stato Liquido. Tuttavia, è possibile trovare acqua, sotto forma di ghiaccio, nelle calotte polari. Altra acqua si trova sotto il suolo marziano. La presenza di acqua nel sottosuolo del polo sud di Marte è stata confermata dalla sonda europea Mars Express nel gennaio del 2004; nel 2005 il radar MARSIS ha individuato un deposito di ghiaccio spesso più di 1 Km tra gli 1,5 e i 2,5 km di profondità. Nel luglio 2008 sono state trovate le prove della presenza dell'acqua su Marte. Nel settembre 2015, su un articolo su Nature Geoscience, è stata annunciata la scoperta di acqua salata liquida sul pianeta. Il 28 settembre 2015, la NASA ha annunciato che sulla superficie di Marte scorre acqua salata allo stato liquido sotto forma di piccoli ruscelli sotto la calotta polare australe.