Polvere di Stelle
L’affascinante viaggio di un granello di polvere
Claudia Verrienti
Dipartimento di Fisica
Università degli Studi di Lecce
Dalla nube molecolare
alla formazione del Sistema Solare
Nell’ immenso “vuoto” del mezzo interstellare
esistono regioni più dense di gas e polveri:
quando la loro densità raggiunge valori
dell'ordine di 1000 volte quella dello spazio
interstellare, molti atomi si combinano in
molecole, e la nube di gas diventa una
nube molecolare .
Queste nubi, ben più fredde dell'ambiente
circostante, costituiscono il luogo ideale
per la nascita di nuove stelle.
Formazione del Sistema Solare: sebbene sia stata formulata nella seconda
metà del ‘700, la teoria oggi più accreditata è quella di Kant-Laplace:
Immanuel Kant (1724-1804), infatti, la ipotizzò nel 1755, mentre Pierre
Simon de Laplace (1749-1827), la perfezionò nel 1796.
Teoria dell’ accrescimento: tutto ebbe inizio 4,5 miliardi di anni fa da
una nube di gas in cui erano presenti gli elementi fondamentali per la
formazione del Sistema Solare (le polveri).
Questa nebulosa si condensò, contraendosi per effetto della gravità in circa
100 anni, provocando la formazione di una protostella, la progenitrice
del Sole.
Quando il Sole si è acceso, ha attraversato una fase iniziale di attività molto
intensa che ha generato un impetuoso vento solare dal centro verso la
periferia del Sistema in formazione.
Ciò ha spazzato via il materiale della nebula dalle regioni più prossime al
Sole appena nato ma con una sensibile differenza: il gas, più leggero, è stato
tendenzialmente scaraventato più lontano mentre il materiale più denso e
più pesante, non potendo essere scagliato troppo distante, si è concentrato
in zone più vicine al Sole e su orbite pressoché parallele.
Si sono così formati, per condensazione dai materiali primitivi della
nebulosa pre-solare i proto-pianeti che daranno poi vita a:
- i pianeti rocciosi (Mercurio, Venere, Terra e Marte) vicino al Sole,
- i pianeti giganti (Giove, Saturno, Urano, Nettuno) più lontano.
- Plutone e i TNO (Trans Neptunian Objects)
Solo dopo circa un miliardo di anni dalla nascita del Sole si può
riconoscere un vero e proprio sistema planetario.
Struttura del Sistema Solare
1 UA = 149,6 milioni di Km
30,061 UA
9,539 UA
0,387 UA
0,723 UA
1,524 UA
5,203 UA
19,191 UA
39,529 UA
I pianeti terrestri o rocciosi
La contrazione gravitazionale provocata dal progressivo
accrescimento della massa proto-planetaria produsse un
aumento di temperatura che innescò un processo di
parziale fusione del pianeta e la riorganizzazione dei
suoi componenti in strati concentrici:
crosta, mantello e nucleo.
I silicati più leggeri, risalirono verso la superficie della
massa fluida, formando il mantello e la crosta, mentre gli
elementi pesanti, soprattutto ferro e nichel, affondarono
verso il centro.
Al tempo stesso, tramite le eruzioni vulcaniche, gran
parte dei gas leggeri vennero espulsi, in particolar
modo l’anidride carbonica e l’azoto, andando a
costituire l'atmosfera primordiale, mentre il vapore
acqueo condensava, dando origine ai primi oceani.
Gea:
caratteristiche fisiche del pianeta Terra
Massa (10^24 kg) 5,9736
Raggio Equatoriale (km) 6378,1
Raggio Polare (km) 6356,8
Densità (densità dell’acqua): 5,4
Periodo di rotazione (ore) 23,9345
Periodo orbitale (giorni) 365,256
I poli magnetici della Terra
si sono invertiti oltre una
decina di volte negli ultimi
30 milioni di anni, con una
frequenza media di 300
mila anni.
L’ultima inversione
si sarebbe verificata circa
780 mila anni fa.
MERCURIO
CARATTERISTICHE GENERALI
Raggio medio: 2.439 Km (1/3 RΘ)
Massa: 5,5 * 1022 Kg (10-2 MΘ)
Periodo di rotazione: 58 giorni
Periodo di rivoluzione: 88 giorni
Assenza quasi totale di atmosfera (He)
Tmax=+ 430°C; Tmin= -210 °C
Sonda Mariner 10 (1974)
La densità è simile a quella della Terra
(5,4 volte la densità dell’acqua)
Il nucleo è costituito da ferro e nichel ed è il più ricco di minerali di tutto il nostro
Sistema Solare; le regioni più esterne sono costituite da silicati ad alte temperature coperti
da una crosta molto simile a quella terrestre.
VENERE
CARATTERISTICHE GENERALI
Raggio medio: 6052 Km (=RΘ)
Massa: 8 * 1023 Kg (=1/7.5 MΘ)
Densità media: 5,24 volte l’acqua
Periodo di rotazione: 243 giorni
Periodo di rivoluzione: 225 giorni
Venere possiede un'atmosfera molto densa (P0=92 atm) e calda, composta
per il 96 % di anidride carbonica e per il 4 % di azoto, con tracce di
biossido di zolfo, argon e vapor acqueo.
Su Venere è presente un fortissimo “effetto serra”:
Tmin = 446°C, Tmax =500°C
Mappatura della superficie venusiana: Aphrodite Terra e Ishtar Terra
Le più alte montagne superano di oltre 1.000 metri il nostro monte Everest!
MARTE
CARATTERISTICHE GENERALI
Raggio medio: 3.393 Km (=1/2 RΘ)
Massa: 1/10 MΘ
Densità media: 3,94 volte l’acqua
Periodo rotazionale: 24,62 ore
Periodo di rivoluzione: 687 giorni
Temperatura massima: +27 °C
Temperatura minima: -126 °C
Fascia degli asteroidi
Tra Marte e Giove, a fare quasi da spartiacque tra i pianeti interni ed
esterni, troviamo la così chiamata fascia degli asteroidi.
Gli asteroidi, detti anche pianetini o planetoidi,
sono semplicemente grossi "ammassi" di rocce,
di dimensioni variabili:
il più grande avvistato, Cerere, misura 955 km.
Il fatto che tra Marte e Giove ce ne siano così
tanti (si stima da 40 000 a 50 000) fa presuporre
che essi siano dei resti del materiale da cui ha avuto origine il Sistema
Solare, che non hanno potuto aggregarsi in un corpo di maggiori
dimensioni a causa delle perturbazioni gravitazionali provocate dalla
gigantesca massa del vicino pianeta Giove, in rapido accrescimento.
I pianeti giganti: gassosi e ghiacciati
Alcuni considerano Giove e Saturno come stelle mancate poiché la loro
composizione è simile a quella del Sole (H, He) e la loro massa non è
molto al di sotto della soglia necessaria per far innescare le reazioni
all’interno del suo nucleo e se questo fosse successo il sistema solare
sarebbe stato formato da un sistema di due o tre stelle che non
avrebbe reso possibile la formazione dei pianeti.
RJ = 71400 Km = 11,2 RΘ; MJ = 1,9x1027 Kg =300 MΘ
RS = 57268 Km = 10 RΘ; MS = 5,7 x 1026 Kg =100 MΘ
RU = 25559 Km = 4,5 RΘ; MU = 8,7x1025 Kg =10 MΘ
RN = 24746 Km = 4 RΘ ; MN =1,0x1026 Kg = 12 MΘ
Titano
Plutone-Caronte e i TNOs
La dimensioni (R=1275Km) e la massa (13x1022Kg) ridotta fanno credere
che Plutone possa un tempo essere stato una delle lune di Nettuno,
poi sfuggite alla sua influenza gravitazionale; ma potrebbe essere anche
un semplice corpo esterno al sistema solare, catturato successivamente
dal campo del Sole.
L’inclinazione dell’orbita (circa 17°) tende a favorire la tesi di estraneità al
Sistema Solare e favorisce l’idea di Plutone come un’avanguardia di una
serie di pianetini (i TNOs).
Plutone è accompagnato da una luna, Caronte:
l’origine di questo sistema potrebbe farsi risalire
ad un unico pianeta disintegratosi a causa di un
violento impatto da parte di un corpo più grande .
TNO o KBO
Tra le ultime scoperte, spicca in particolare il nome di Sedna, un piccolo
corpo che orbita nelle regioni più remote del sistema solare con afelio e
perielio rispettivamente a 1000 e a 70 UA.
Sedna è solo una dei tanti TNO
(oggetti transnettuniani facenti
parte della più vasta “cintura di Kuiper”:
KBO, ovvero Kuiper Belt Object),
classificazione secondo la quale apparterebbe anche lo stesso Plutone.
Ma la KBO non è altro che una riserva di corpi ghiacciati che se disturbati
gravitazionalmente lasciano le zone rimote del Sistema Solare per
spingersi all’interno spesso finendo contro un pianeta gigante o nel Sole
stesso: sono le comete di corto periodo!
Le comete
Una cometa non e' altro che una "palla di neve sporca" in orbita attorno
al Sole, cioe' un agglomerato irregolare di ghiaccio (di acqua e di vari
gas), polvere, metalli e rocce, tenuti insieme dalla mutua attrazione
gravitazionale. Questo insieme costituisce il cosiddetto "nucleo", che
normalmente e' oscuro, salvo quando la cometa si avvicina al Sole e
diventa attiva sviluppando la chioma e la coda di gas e polveri
sublimati e spazzati via dal vento solare.
Il nucleo puo' avere dimensioni comprese tra qualche centinaio di metri
a decine di Km, e ruota su se stesso con periodo compreso tra poche
ore e alcuni giorni.
Le comete a lungo periodo provengono da una regione ai confini del
Sistema Solare, la "nube di Oort", avvicinandosi al Sole lungo orbite
che possono essere chiuse (ellittiche) o aperte (paraboliche o
iperboliche). Nel primo caso la cometa sara' periodica, nel secondo
no: dopo essersi allontanata dal Sole, verra' espulsa dal Sistema Solare
e tornera' per sempre nell'oscurita' dello spazio.
Kohoutek, 1974
Halley, 1986
Hyakutake
Hale-Bopp, 1995
Swift-Tuttle: 1992, 2126
Perseidi