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.
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 quasi
circolari.
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%.
• 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 ‘riciclati’ 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.
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-stella massiccia
Ipotesi della ”Nebulosa” (Nebula Theory) - una ‘nube’ amorfa
di gas e polvere interstellare
Teoria della Cattura
Nel 1917 l’astronomo inglese James Jeans propose una teoria
che prevedeva una diversa e non contemporanea origine di
Sole e pianeti. Per effetto del passaggio ravvicinato di una
stella massiccia al nostro Sole, questo ne venne deformato da
un’onda mareale che formò una specie di filamento di materia
solare. Questo filamento, gravitazionalmente instabile, si
disgregò in diversi frammenti da cui si originarono protopianeti
che entrarono in orbita solare per effetto della trazione subita
dal passaggio della stella massiccia.
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.
• 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 gassoso; 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.
• 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.
• 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 dai planetesimiprotopianeti 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.