A cura di
Massimiliano Bortolussi
I PIANETI DEL SISTEMA SOLARE
Insieme del Sole e dei corpi
celesti che gravitano intorno a esso: pianeti (e loro satelliti), asteroidi,
comete. Il 99% circa di tutta la massa del Sistema Solare è concentrata nel
Sole, quindi il centro di massa del sistema cade al suo interno e gli altri
corpi orbitano attorno a esso, legati dalla forza di gravità; in realtà anche
il Sole si muove attorno al centro di massa e questo provoca una sua
oscillazione periodica, la cui entità è causata soprattutto dall'interazione
con Giove, il pianeta di maggiore massa. Le orbite dei pianeti hanno una bassa
ellitticità (in molti casi sono quasi circolari) e avvengono tutte in senso
antiorario (se osservato stando di sopra al polo nord). I pianeti sono
comunemente suddivisi in interni, con orbita più piccola di quella della Terra,
e esterni, con orbita più grande di quella terrestre. Fra Marte e Giove si
estende la fascia degli asteroidi, frammenti rocciosi di varie dimensioni. Ai
confini del Sistema Solare (a circa 50.000 UA dal Sole) si trova una vasta
regione sferica, la nube di Oort, che contiene le comete. Perturbazioni
gravitazionali, forse dovute a passaggi ravvicinati di altre stelle o di grandi
nubi molecolari, alterano l'orbita delle comete, inizialmente poco ellittica,
facendole penetrare all'interno del Sistema Solare lungo un'orbita molto
ellittica e inclinata sull'eclittica; l'interazione gravitazionale con i
pianeti maggiori (soprattutto Giove) le spinge ancor più in vicinanza del Sole
dove sviluppano chioma e coda. Più vicina a Plutone si estende probabilmente
un'altra zona di nuclei cometari, la fascia di Kuiper.
La formazione del Sistema Solare
Il Sole e gli altri corpi del sistema solare si sono
formati insieme all'interno di una nube schiacciata di gas e polveri in
rotazione su se stessa. Al centro della nube il gas si è addensato formando il
Sole, mentre nelle altre regioni si creavano addensamenti di roccia, ghiaccio e
gas, i planetesimi: le teorie più accreditate suggeriscono che i pianeti si
siano formati per aggregazione successiva di planetesimi. I più vicini al Sole,
posti quindi in una zona più calda, non sono stati in grado di trattenere
un'atmosfera formata da elementi leggeri (idrogeno ed elio), come è avvenuto
invece nelle regioni più lontane, più fredde: questo rende conto, per es.,
della divisione fra pianeti terrestri, più densi e prevalentemente rocciosi, e
pianeti giganti, prevalentemente gassosi.
MERCURIO
Privo
di satelliti, Mercurio è il più piccolo dei pianeti e il più vicino al Sole.
Data la difficoltà di osservazione, è visibile solo quando è basso
sull'orizzonte all'alba e al tramonto (si allontana dal Sole per 28° al massimo
e questo rende estremamente difficile l'osservazione con i telescopi.), è stato
possibile conoscere le sue caratteristiche fisiche solo in seguito
all'esplorazione fotografica di parte della superficie fatta dalla sonda
statunitense Mariner 10 (1974/75).
Come la Luna, Mercurio
presenta zone pianeggianti e fortemente craterizzate; queste sono dovute al
fatto che il pianeta, essendo privo di atmosfera a causa della sua bassa forza
di gravità, è soggetto ad urti violenti con rocce e polveri cosmiche che si
trovano sulla sua traiettoria.
Inoltre
per l'assenza di atmosfera si hanno sbalzi di temperatura impressionanti: circa
600 gradi fra la parte in ombra e quella illuminata dal Sole.
La formazione più rilevante della superficie di
Mercurio è il Bacino del calore (Caloris Platinia) situato in una posizione
limitrofa all’equatore, con diametro di 1300 km e una profondità di 9 km
rispetto al livello medio della superficie., riempito da lava fuoriuscita dal
fondo del cratere; caratteristiche sono le scarpate lobate (simili a falesie
basse e terrazzate), che probabilmente ha avuto origine dall'urto, avvenuto
circa 3,5 miliardi di anni fa, con una grossa meteorite.
Il rapporto
fra il periodo di rotazione e quello di rivoluzione è tale che un giorno
completo (da un sorgere del Sole al successivo) dura due anni. L'asse maggiore
dell'orbita ruota lentamente nel tempo e si sposta così anche il punto più
vicino al Sole (perielio). L'entità dello spostamento del perielio non potè
essere prevista dalla teoria classica della gravitazione, ma solo dalla teoria
della relatività generale di A. Einstein (1879-1955).
Riguardo
alla struttura interna si ipotizza l'esistenza di un nucleo di ferro avente un
diametro di circa 3600 km (circa l'80% del diametro del pianeta) e responsabile
del debole campo magnetico misurato dalla strumentazione del Mariner 10.
Missioni
esplorative
Sonda automatica "Mariner 10" che tra il
1974 ed il 1975 ha sorvolato per tre volte il pianeta passando ad 800 Km dalla
superficie inviando numerose immagini a terra ,che ci danno visione di circa il
40% della superficie totale del pianeta che appare simile a quella lunare .
Storia geologica
Processi erosivi "crateri da impatto"
causati dalla caduta di meteoriti che raggiungono la superficie ad alte
velocità (150.000 Km ),il processo di craterizzazione, (terminato circa 3
miliardi di anni fa ) simile a quello avvenuto sulla Luna ,è garantito
dall'assenza di atmosfera e di attività sismiche (processi endogeni che
cancellerebbero le tracce dei crateri).
VENERE
La
sua orbita è interna a quella terrestre, quindi, visto dalla Terra, appare
oscillare da una parte all'altra del Sole, allontanandosene per soli 47°. Molto
luminoso, si vede facilmente a occhio nudo subito dopo il tramonto del Sole,
oppure poco prima del suo sorgere.
Venere
ruota su se stesso in senso opposto al senso del moto orbitale attorno al Sole.
Avvolto da una densa coltre di nubi con alto potere
riflettente, che rendono il pianeta particolarmente luminoso, Venere è stato a
lungo ritenuto simile alla Terra perché molte delle sue caratteristiche fisiche
(diametro, massa, densità, gravità) sono all'incirca uguali a quelle del nostro
pianeta. Si credeva addirittura che su Venere potesse essere diffusa la vita.
Tali supposizioni sono poi crollate in seguito alle ricerche effettuate sia
dalla Terra (mediante indagini radar e spettroscopiche) che dallo spazio, con
le sonde sovietiche Venera, statunitensi Mariner e dalla missione
Pioneer-Venus.
Sono quindi venute alla luce le sostanziali
differenze fra i due pianeti. L'atmosfera di Venere è composta per il 97% di
anidride carbonica e per il restante 3% di azoto, argon e da tracce di altri
gas; alla sommità delle nubi, cioè a 60 km dalla superficie, la pressione è
1/10 di quella terrestre e la temperatura è di -30 °C. Segue che alla
superficie la pressione è di 92-92 atmosfere e la temperatura di circa 500 °C.
Il valore così alto della temperatura può essere spiegato come risultato della
vicinanza al Sole e dell'effetto serra determinato dall'alta percentuale di
anidride carbonica nell'atmosfera, che non lascia sfuggire la radiazione
infrarossa emessa dalla superficie del pianeta.
La rotazione di Venere
avviene il senso retrogrado (su Venere vedremmo il sole sorgere ad ovest e
tramonta ad est) e presenta una periodicità diversa a seconda che ci si
riferisca alla sommità delle nubi o al livello della superficie. Osservando le
nubi alla lunghezza d'onda dell'ultravioletto, si vede che il periodo di
rotazione di alcune strutture atmosferiche è di circa 4 giorni, mentre il
pianeta sottostante ha un periodo di rotazione che è stato calcolato studiando
le emissioni di microonde riflesse dalla superficie e si attesta su 243 giorni.
Tale differenza nella velocità di rotazione ha portato ad ipotizzare che la
superficie del pianeta sia spazzata da venti che raggiungono la velocità media
di 300-400 km/h.
Informazioni
sulla superficie, nascosta dallo spesso strato di nubi, sono state ottenute con
rilevamenti radar fatti da terra e dallo spazio.
E'
un pianeta di tipo terrestre, roccioso.: reazioni chimiche provocate dalla luce
solare producono nubi di acido solforico diluito. La pressione alla superficie
è di 90 volte quella terrestre a livello del mare. Sonde in orbita attorno al
pianeta (recentemente la sonda Magellano) hanno inviato onde radio verso la
superficie del pianeta, raccogliendole dopo la loro riflessione sul suolo. La
superficie di Venere è risultata quasi ovunque pianeggiante; non mancano vaste
depressioni, come la Venus Rift Valley che è profonda 3-4 km e lunga 1400 km, e
rilievi che superano i 1000 m di altezza. I due maggiori altopiani sono Ishtar
Regio e Aphrodite Terra, mentre i rilievi più alti (11 000 m sopra il livello
medio del suolo) sono i monti Maxwell. Il suolo di Venere ha subito
deformazioni di tipo tettonico, che hanno prodotto, fra l'altro, alcune lunghe
fratture; c'è stata anche un'intensa attività vulcanica, oggi apparentemente
cessata, che ha lasciato estese colate laviche e complessi di vulcani a scudo.
Si notano anche crateri da impatto di meteoriti, seppure in numero meno elevato
che su Marte o sulla Luna.
Venere
non ha satelliti e nemmeno campo magnetico.
Missioni esplorative
A partire dagli anni '60 lo schermo di nubi
venusiane è stato più volte attraversato dalle sonde automatiche (di origine
sovietica) del tipo Venera progettate per la discesa sulla superficie. Le prime
pur essendo state schiacciate dall'elevata pressione atmosferica riuscirono a
fornire alcuni dati sulla composizione delle nubi , le successive costruite
come robusti battiscafi riuscirono a posarsi sulla superficie ed a resistere
all'elevata temperatura di questo pianeta abbastanza a lungo da poter inviare a
Terra immagini ed analisi chimiche del suolo. Nel 1974 la sonda Mariner 10 ,che
sorvolò Venere nel suo viaggio diretto verso Mercurio , inviò numerose immagini
relative all'atmosfera venusiana.
Nel 1978 la sonda statunitense Pioneer Venus , in
orbita intorno al pianeta ,diede ulteriori informazioni , mediante uno speciale
radar . Ai contributi di questa sonda si aggiunsero immagini con risoluzione
migliore inviateci dalla sonda Magellan lanciata dalla navetta
"Atlantis" nel maggio 1989 ed in orbita intorno a Venere dall'agosto
1990 .
TERRA
Pianeta del Sistema Solare,
il terzo in ordine di distanza dal Sole, intorno al quale si muove con orbita
ellittica alla velocità di 29,8 km/s.
La visione della Terra dallo spazio è molto
suggestiva; si vede un globo dalle prevalenti tonalità bianche ed azzurre,
ricoperto in gran parte da nubi che lasciano intravedere le strutture
continentali.
Dalla
Luna la Terra si vedrebbe circa 3,8 volte più grande di quanto dalla Terra si
vede la Luna; inoltre, poiché la Luna in prima approssimazione rivolge alla
Terra sempre lo stesso emisfero, un ipotetico osservatore lunare vedrebbe la
Terra sempre nella stessa posizione rispetto ad un certo riferimento
sull'orizzonte.
Infine
se si osservassero la Terra e la Luna da Venere, esse apparirebbero come
componenti di un sistema doppio.
La
Terra è il più grande dei pianeti interni del sistema solare e quello di massa
maggiore. La forma della Terra non è perfettamente sferica, ma è più simile a
un elissoide di rotazione in quanto è leggermente schiacciata ai poli: il
raggio equatoriale è di circa 21 km maggiore del raggio polare. La
distribuzione ineguale delle masse determina però una forma leggermente più complessa,
il geoide, la cui superficie è perpendicolare in ogni punto alla direzione del
filo a piombo.
La
Terra ruota su se stessa attorno a un asse che passa per i poli geografici e,
prolungato in cielo, per i poli celesti (il polo nord celeste cade molto vicino
alla stella polare): impiega un giorno a compiere un giro completo riportando
una località nella stessa posizione rispetto al Sole, cioè occorrono 24 ore
perché il Sole ritorni nella stessa posizione in cielo. La Terra compie anche
un moto orbitale quasi circolare attorno al Sole, a una distanza media di 149,6
milioni di chilometri; impiega 365,256 giorni (anno siderale) per percorrere
un'orbita completa rispetto alle stelle, ma le stagioni si succedono in un
periodo leggermente inferiore, 365,2422 giorni (anno tropico). L'asse di
rotazione terrestre non è perpendicolare al piano dell'orbita, ma è inclinato
di circa 23,5 gradi rispetto alla perpendicolare. A causa dell'attrazione
gravitazionale esercitata sul rigonfiamento equatoriale dal Sole e, in misura
minore, dalla Luna, l'asse di rotazione terrestre non rimane fisso nello
spazio, puntando sempre nella stessa direzione del cielo, ma compie un moto
conico di precessione, ritornando nella stessa posizione dopo 25700 anni.
Il pianeta Terra presenta un "nucleo"
particolarmente denso composto da ferro e nichel che occupa la metà del raggio
terrestre , ricoperto da un "mantello" di rocce ricche di magnesio e
ferro sovrastato da una crosta composta da rocce di natura particolarmente varia.
La Terra è dotata di un'atmosfera decisamente meno
densa di quella venusiana, costituita quasi totalmente da azoto e da ossigeno
(risulta presente anche l'anidride carbonica in quantità piuttosto ridotte).
La temperatura media (di circa 22°C) è tale da
mantenere l'acqua allo stato liquido nella quasi totalità delle zone
geografiche di questo pianeta tanto che circa i 3/4 della superficie terrestre
sono occupati da oceani laghi e fiumi oltre che da numerosi ghiacciai che
formano l'idrosfera (l'ambiente che caratterizza in maniera particolare il
pianeta Terra che osservato al di fuori della sua atmosfera si presenta come un
globo si colore bluastro che gli è valso il titolo di "pianeta
azzurro").
L'atmosfera e l'idrosfera per mezzo dei processi
fisici e chimici derivanti da questi ambienti possono dirsi i maggiori
modellatori della crosta terrestre che nelle aree continentali ( le zone
emergenti dagli ampi bacini oceanici) presenta una notevole varietà di
strutture tra le quali lunghissime fosse di sprofondamento ed estese catene
montuose.
Numerosi fenomeni di natura endogena sono
individuabili sulla superficie di questo pianeta, tra i quali numerosi vulcani
attivi che producono grandi quantità di nuove rocce ed immettono nell'atmosfera
giganteschi volumi di gas e vapori.
Alcuni fenomeni di importanza fisica sono le maree ,
effetti prodotti dalla Luna sulla Terra la cui conseguenza è dunque la
periodica variazione del livello del mare.
L'attività dell'atmosfera e l'evoluzione della
crosta terrestre hanno eliminato le tracce del gigantesco bombardamento
meteoritico che caratterizzò il primo miliardo di anni di evoluzione del nostro
Sistema solare , mentre tali tracce sono perfettamente visibili sull'unico
satellite terrestre la Luna .
Il pianeta Terra è l'unico pianeta sul quale sia
presente il fenomeno della vita almeno nelle forme a noi note.
Luna
Storia
La
Luna è il corpo celeste a noi più vicino, satellite naturale della Terra che ha
colpito la fantasia dell’uomo fin dagli albori delle civiltà.
Oggetto
ancor oggi misterioso fa sognare oltre ai poeti tutte quelle persone che vedono
il suo splendore.
La
Luna venne studiata dell’inizio della storia quando cinesi e babilonesi
misuravano il tempo in base al suo moto, sistema perfezionato poi, un migliaio
di anni più tardi, dalla civiltà Maya.
Verso
il 300 a.C. i sacerdoti astronomi babilonesi grazie a numerosi studi furono in
grado di prevedere le eclissi lunari.
Moto della Luna
Il moto della Luna, l'unico satellite naturale della Terra, è
molto complesso da studiare a causa di numerose e rilevanti perturbazioni
dovute all'azione gravitazionale del Sole, in primo luogo, e dei pianeti. A
determinano concorrono più componenti, fra cui, principalmente, la rotazione
della Luna intorno al proprio asse, la rivoluzione intorno alla Terra, il moto
di traslazione con la Terra intorno al Sole. Riguardo al moto di traslazione,
bisogna tener presente che la Luna e la Terra costituiscono un pianeta doppio
poiché il rapporto fra le rispettive masse è circa 1/81, valore di gran lunga superiore
a quelli analoghi relativi ai satelliti degli altri pianeti del sistema solare.
La Terra e la Luna si muovono intorno al comune baricentro situato a circa 1700
km sotto la superficie terrestre ed è il baricentro che, trascurando le
perturbazioni, descrive un'orbita ellittica intorno al Sole. Con riferimento
alla Terra, l'orbita della Luna è, in prima approssimazione, un'ellisse di cui
la Terra occupa uno dei due fuochi. L'eccentricità dell'orbita è 0,055, il
semiasse maggiore di 384.400 km, l'inclinazione sul piano dell'eclittica di
s~9'. La Luna ruota intorno alla Terra da ovest a est, nello stesso senso della
rotazione e della rivoluzione della Terra intorno al Sole. Il periodo di
rivoluzione della Luna intorno alla Terra, detto anche mese siderale, è di
27,32 giorni solari medi e rappresenta il tempo che intercorre fra due
successivi passaggi della Luna per uno stesso punto dell'orbita. Un
osservatore terrestre vede la Luna spostarsi verso est, rispetto alle stelle,
di circa 130 (3600/27) al giorno e di conseguenza la vede sorgere, ogni giorno,
con un ritardo di circa 53 minuti, tempo necessario affinché la sfera celeste,
che appare muoversi da est ad ovest di 150 in un'ora (3600/24), ruoti di 130.
La Luna è un satellite sincrono, cioè il periodo e il verso di rotazione sono
uguali a quelli di rivoluzione e, pertanto, in prima approssimazione, mostra
alla Terra sempre lo stesso emisfero. In realtà, dalla Terra risulta visibile
quasi il 60% della superficie lunare a causa dei cosiddetti moti di librazione.
La librazione in longitudine ha origine dal fatto che la velocità di rotazione
della Luna è costante, mentre quella di rivoluzione, per l'ellitticità
dell'orbita, è variabile (seconda legge di Keplero); tale circostanza
determina un'oscillazione che rende possibile osservare zone appartenenti
all'altro emisfero per un'ampiezza di circa 80 sia verso il bordo ori2ntale
che verso quello occidentale. La librazione in latitudine dipende dal fatto
che l'asse di rotazione della Luna è inclinato di poco più di 60 rispetto
all'asse del piano orbitale per cui dalla Terra risultano visibili, nel corso
di una rivoluzione, alternativamente i poli lunari Sud e Nord.
Fasi lunari
Nel
suo moto intorno alla Terra la Luna viene a trovarsi in posizioni via via
differenti rispetto al Sole e, pertanto, varia la parte del disco lunare che,
ad un osservatore terrestre, appare illuminata dal Sole: in ciò consiste il
fenomeno delle "fasi", il quale può essere facilmente illustrato
supponendo che, data la distanza, il fascio di luce proveniente dal Sole sia
costituito di raggi paralleli
1. Luna nuova. La Luna è in congiunzione col Sole rispetto alla Terra, sorge e
tramonta col Sole e non è visibile perché di notte mostra alla Terra l'emisfero
non illuminato. Talvolta, anche in prossimità della fase di novilunio, tutto
l'emisfero lunare rivolto alla Terra appare debolmente luminoso (luce cinerea)
perché diffonde la luce solare proveniente dalla Terra che è direttamente
illuminata dal Sole.
2. Primo quarto. Le direzioni Terra-Luna e
Terra-Sole formano un angolo di 900 e metà dell'emisfero rivolto alla Terra è
illuminato; la Luna sorge sei ore dopo il Sole ed è visibile nella prima parte
della notte.
3 Luna piena. La Luna, rispetto alla
Terra, è in opposizione col Sole e l'emisfero rivolto alla Terra è
completamente illuminato; la Luna sorge al tramonto del Sole e tramonta
all'alba; è visibile per l'intera notte.
4. Ultimo quarto. Come al primo quarto, solo
metà dell'emisfero illuminato è visibile dalla Terra, ma, in tal caso, nella
seconda parte della notte.
Si chiama "mese
sinodico" o "lunazione" l'intervallo di tempo fra due fasi
analoghe, successive. Il mese sinodico dura 29,53 giorni solari medi: è quindi
più lungo di quello siderale. Infatti si consideri la Luna in opposizione col
Sole rispetto alla Terra: dopo un mese siderale la Luna, che ha fatto un giro
completo della sua orbita, verrà a trovarsi nella stessa posizione rispetto
alle stelle, ma non rispetto al Sole e alla Terra poiché questa, nel frattempo,
si è spostata sulla sua orbita di circa 270. Occorrono due giorni perché la
Luna si ritrovi nella fase di partenza
Eclissi
Per eclisse si intende il parziale o totale
oscuramento di un oggetto celeste da parte di un altro.
Si hanno eclissi di Sole quando il disco
della Luna, in congiunzione (Luna nuova), copre il disco del Sole interamente
(eclisse totale) o in parte (eclisse parziale o anulare); si noti che le
dimensioni apparenti del Sole e della Luna sono pressappoco uguali (~0,5°). Si
hanno eclissi di Luna quando la Luna, in opposizione (Luna piena), viene a
trovarsi tutta o in parte nel cono d'ombra della Terra. Un'eclisse di Luna dura
generalmente qualche ora ed è vista allo stesso modo da tutti gli osservatori
terrestri per i quali la Luna è sopra l'orizzonte; inoltre, per effetto
dell'atmosfera terrestre la radiazione solare viene in parte deviata
all'interno del cono d'ombra della Terra per cui la Luna continua ad essere più
o meno visibile. Le eclissi di Sole, invece, poiché la Terra non può mai
entrare completamente nel cono d'ombra della Luna, riguardano una parte
limitata della superficie terrestre e durano al più 7m40s
circa.
Se il piano dell'orbita lunare coincidesse
con quello dell'orbita terrestre, ad ogni novilunio si avrebbe un'eclisse di
Sole e ad ogni plenilunio i un'eclisse
di Luna. Invece, poiché tali piani
formano un angolo di circa 5°, le eclissi sono possibili solo
quando la Luna, nuova o piena, è vicina a uno dei nodi (punti in cui il piano
dell'orbita lunare interseca l'eclittica). Il nume3 ro minimo di eclissi in un anno solare è 2 a (entrambe di Sole), il massimo 7 (5 di Sole
e 2 a di Luna, o 4 di Sole e 3 di
Luna); il numero più frequente è 4 (2 di Sole e 2 di Luna). Il fenomeno
dell'eclisse presenta una periodicità di circa 18 anni e 10 giorni (ciclo di
Saros).
La superficie della Luna
Fin dalle prime osservazioni
col cannocchiale )- fatte da Galileo la
Luna ha rivelato una i, superficie
molto accidentata. Si possono distinguere vari tipi di formazioni: mari, crateri,
a altopiani e montagne. Le zone che ad
occhio le nudo appaiono come macchie
scure sono dette a mari , secondo la
denominazione degli antichi chi, anche
se oggi si sa che sulla Luna non c'è
acqua; i crateri o circhi, che costituiscono le formazioni più caratteristiche del panorama lunare, sono
depressioni circolari circondate da un bordo rialzato; gli altopiani, molto
diffusi sulla superficie lunare, sono dovuti, probabilmente, a fenomeni
tettonici.
Le esplorazioni lunari
seguite al primo sbarco il dell'uomo sulla Luna (21luglio 1969) hanno dato la
possibilità di avere informazioni sicure se
sulla composizione chimica e sull'evoluzione si del nostro satellite dove, data la mancanza
di 4) atmosfera (tracce: 10-14 atm) e dei relativi meccanismi
di erosione, le strutture più antiche coesistono con quelle recenti. L'analisi
di ~e campioni di suolo ha mostrato,
ad esempio, che i "mari" sono coltri di rocce vulcaniche.
Da ricordare, infine, fra le più notevoli influenze
che la Luna esercita sulla Terra, il la
periodico innalzamento e abbassamento delle acque (maree), provocato
dall'attrazione gravitazionale della Luna e del Sole sul globo no terrestre.
raggio equatoriale 1738 km (0,272 R*)
volume 0,020 V*
massa 0,0123 M*
densità media 3,34 g/cm3
gravità superficiale 0,166 g
velocità di fuga 2,4 km/sec
periodo di rivoluzione
siderale 27,32 d
periodo di rivoluzione
sinodico 29,53 d
distanza media
dalla
Terra 384.400 km
* riferito
alla Terra.
MARTE
Marte è il quarto pianeta del sistema solare in
ordine di distanza dal Sole.
Noto come il pianeta rosso per la sua colorazione
visibile anche ad occhio nudo, Marte, se osservato al telescopio, rivela due
bianche calotte polari, macchie di color rosso cupo e una serie di sottili
strutture scure, i canali individuati da Schiaparelli nel 1877, che per la loro
disposizione regolare, fecero pensare all'esistenza di civiltà extraterrestri.
In seguito è stato accertato che i canali non sono altro che illusioni ottiche
dovute a turbolenze atmosferiche.
Le calotte sono costituite
da uno strato di ghiaccio d'acqua ricoperto da un altro di ghiaccio secco
(anidride carbonica solida), il quale fonde durante l'estate marziana perché la
temperatura ambientale (-68 °C) è superiore a quella di liquefazione
dell'anidride carbonica (-125 °C), secondo la pressione atmosferica di Marte.
La
superficie di Marte è stata fotografata a partire dal dagli anni '60 dalle
sonde della serie Mariner e dalle due Viking statunitensi nel 1976 e presenta
caratteristiche fortemente diverse da una zona all'altra del pianeta.
Nell'emisfero settentrionale predominano infatti regioni pianeggianti e
desertiche coperte da rocce rossastre e da detriti ricchi di ferro e di
idrossidi di ferro. L'emisfero meridionale, invece, appare molto accidentato e
ricoperto da numerosi crateri, segno di antichi bombardamenti meteoritici; in
tale emisfero, ad esempio, si trova Hellas, uno dei più grandi bacini da
impatto del sistema solare, che ha un diametro di 1800 km e una profondità di 3
km. Caratteristiche sono anche le due vaste regioni Tharis ed Elysium, situate
al di sopra dell'equatore di Marte: presentano una concentrazione di vulcani di
notevoli dimensioni, quale il Monte Olimpo, alto 26 km. La zona meridionale
della Tharis è, inoltre, solcata dalla Valles Marineris, un'enorme frattura che
si estende per più di 5000 km, pari ad 1/6 della circonferenza di Marte , ed è
larga in alcuni tratti anche 100 km.
Marte ha due satelliti, Phobos e Deimos, scoperti
nel 1877 da A. Hall. Entrambi sono molto piccoli e di forma irregolare - il
diametro medio di Phobos è di 25 km, quello di Deimos è di 13 km - ed hanno la
superficie quasi completamente ricoperta di crateri di varie dimensioni.
L'atmosfera
Marte è circondato da un'atmosfera la cui pressione
al suolo è meno dell'1% di quella terrestre (in media è pari a 8 millibar),
composta principalmente da biossido di carbonio, con piccole quantità di azoto,
ossigeno, argo e tracce di vapor acqueo. Nonostante sia così tenue, l'atmosfera
di Marte diffonde la luce solare, quindi durante il giorno marziano il cielo è
illuminato. Si scatenano spesso forti venti che generano tempeste di polvere a
volte estese su un emisfero o addirittura sull'intero pianeta.
I canali
Su
Marte attualmente non c'è acqua allo stato liquido: l'acqua esiste soltanto in
forma ghiacciata, concentrata nella massa delle calotte polari, ma anche
probabilmente mescolata ai minerali che formano il terreno. Si ipotizza che il
clima sia stato un tempo abbastanza caldo da permettere all'acqua di rimanere
allo stato liquido. Le sonde hanno mostrato però una serie di probabili (e
antichi) letti fluviali. Questi non sono i canali che molti astronomi della
fine del sec. XIX (il primo dei quali fu G. V. Schiaparelli, 1835-1910) hanno creduto
di scorgere su Marte attraverso i telescopi: si trattava invece di un fenomeno
esclusivamente percettivo, legato anche alla difficoltà dell'osservazione e
alla procedura usata.
ASTEROIDI
Nella regione fra Marte e Giove, dove, secondo la
legge di Titius-Bode, dovrebbe trovarsi a 2,8 u.a. dal Sole, un pianeta,
orbitano numerosi oggetti celesti chiamati pianetini o asteroidi. Il primo
asteroide conosciuto è Cerere, scoperto a Palermo da G. Piazzi il 1° gennaio
1801; altri tre, Pallade, Giunone e Vesta, furono individuati fra il 1802 e il
1807.
Il seguito è stata fatta, mediante la fotografia
celeste, una ricerca sistematica di tali oggetti. Oggi sono stati catalogati
più di 2000 asteroidi; la maggior parte sono compresi fra Marte e Giove (fascia
asteroidale); pochi si trovano entro l'orbita di Marte e oltre quella di Giove;
uno, Chirone, èè fra le orbite di Saturno e Urano.
Gli asteroidi sono corpi relativamente piccoli: Il
più grande è Cerere ed ha un diametro di 1000 km, ma la maggior parte degli asteroidi
ha una dimensione di pochi chilometri.
La massa complessiva degli asteroidi dovrebbe essere
1/2500 di quella terrestre. L'eccentricità media delle orbite è di 0,14 mentre
l'inclinazione media è di 9,7°. Vi sono ovviamente delle eccezioni, come Betulia
che ha un piano orbitale inclinato di 52°, mentre Hidalgo ha un'orbita tanto
eccentrica che all'afelio raggiunge l'orbita di Saturno, mentre al perielio
quella di Marte.
Discordanti i pareri sull'origine degli asteroidi:
alcuni li attribuiscono alla disgregazione di un pianeta; altri ritengono, e
questa è l'ipotesi piú accettata, che si siano condensati nella forma attuale
dalla materia primordiale.
GIOVE
Il più grande e dotato di massa maggiore nel sistema
solare, quinto in ordine di distanza dal Sole.
Rispetto al Sole ha un diametro 10 volte più
piccolo, massa circa 1000 volte inferiore e quindi ha densità media uguale e
composizione simile, in termine di atomi, che per circa il 90% sono di idrogeno
e per circa il 10% di elio; sono inoltre presenti tracce di vapore d’acqua,
metano e ammoniaca.
Il calore generato dal collasso gravitazionale da
cui si formò Giove viene ancora irradiato dal pianeta (l'energia che emette è
1,5-2 volte maggiore di quella che riceve dal Sole).
Giove possiede un sottile anello costituito da
polvere e piccoli frammenti, come suggeriscono i dati raccolti dalla sonda
Pioneer 11 nel 1974, confermati nel 1979 dalle due sonde Voyager. E' inoltre
una sorgente di onde radio. All'osservazione dalla Terra Giove è dopo Venere il
pianeta più luminoso.
L'atmosfera e l'interno
Il telescopio rivela un
sensibile appiattimento e una serie di fasce chiare e scure alternate,
parallele all'equatore. Tale aspetto è anche conseguenza del breve periodo di
rotazione del pianeta; ruota in 9h 50m e questo comporta una velocità lineare
all'equatore di 12,6 km/sec. Poiché la rotazione è più rapida all'equatore che
ai poli, si deduce che Giove non è un corpo solido.
L'alta atmosfera, che è quanto di Giove si può
direttamente osservare, mostra un'avvicendarsi di forme molto mutevoli che
cambiano aspetto e posizione e scompaiono nel giro di poche ore o di pochi
giorni. Fa eccezione la grande Macchia
Rossa, un'enorme formazione che fu scoperta 3 secoli fa (1664) da R. Hooke
nell'emisfero sud del pianeta.
I costituenti principali dell'atmosfera sono
idrogeno ed elio, con percentuali simili a quelle osservate sul Sole, e sono
presenti anche metano ed ammoniaca in quantità inferiori.
La temperatura dello strato esterno delle nubi è di
-150 °C circa e aumenta andando verso l'interno fino a circa 30 °C.
La spessa atmosfera che avvolge il pianeta impedisce
di effettuare osservazioni in profondità, ma, sulla base dei dati raccolti
dalle sonde spaziali Voyager e Pioneer, è stato possibile ipotizzare un modello
interno di Giove. Il modello prevede un nucleo roccioso di silicati di ferro,
contenuto in un involucro di idrogeno metallico liquido, che potrebbe essere
causa dell'intenso campo magnetico, migliaia di volte più intenso di quello
terrestre, legato ai moti convettivi che si svolgono nel nucleo di idrogeno
metallico (un ottimo conduttore di corrente), che genera correnti
parassite:tale campo magnetico si estende sino ad una distanza di 70000 km dal
centro e si confonde alla sommità con l'atmosfera (dati ricavati dalla sonda
Galileo).
Altra caratteristica di Giove è quella di essere
soggetto ad una piccola contrazione, circa un millimetro all'anno, sufficiente
però a determinare un'emissione di energia da parte del pianeta che è superiore
a quella ricevuta dal Sole.
I satelliti
I satelliti Gioviani sono 32. Ma i più importanti
,(scoperti da Galileo e perciò detti galileiani)sono Io, Europa, Ganimede e
Callisto. I primi due presentano dimensioni simili a quelle lunari mentre gli
altri due hanno dimensioni simili a quelle del pianeta Mercurio. Callisto, il
più lontano, presenta una superficie ricca di crateri come quella della luna o
quella di Mercurio che sembra essere composta da una crosta di ghiaccio
'sporco, misto a detriti rocciosi. I numerosi crateri lasciano intravedere al
loro interno del ghiaccio 'pulito, e si rivelano all'osservatore come tante
macchie luminose; il maggiore di essi ha un diametro pari a 600 km ed è
circondato da una serie di sottili creste concentriche, di colore chiaro, che
stanno a rappresentare la propagazione delle violenti onde d'urto conseguenti
l'impatto.
Ganimende
Ganimede è il più grande tra i satelliti gioviani,
ha una densità molto bassa ed è formato da una mistura di ghiaccio e rocce. La
sua superficie è formata da zone più chiare, ricche di fratture, e da zone più
scure che hanno un aspetto più levigato e in cui i crateri più antichi sono
stati ricoperti . Infine vaste aree sono ricoperte da numerosi fasci striature,
formati da rilievi e da incisioni strettamente affiancati che si intersecano e
si intrecciano: potrebbero essere il segno di antichi movimenti della crosta
successivi a un grande bombardamento meteoritico.
Europa
Europa possiede un nucleo roccioso coperto da un
mantello di ghiaccio spesso 100 km. La sua superficie a differenza degli altri
satelliti è chiara e levigata, priva di crateri ma ricca di solchi che si
incrociano. E' possibile che l'attuale levigatezza della superficie sia stata
causata dalla mobilità dei ghiacci (forse dovuta alla presenza di un nucleo
attivo) i quali , come nei movimenti di flusso dei ghiacci terrestri, hanno
cancellato ogni traccia dei crateri di impatto; i solchi potrebbero essere
canali da cui risale l'acqua che poi gela in superficie.
Io
Io presenta una intensa attività vulcanica che non
ha eguali in nessun altro corpo del Sistema solare, ed è stata ampiamente
documentata dalla sonda spaziale Voyager 1; tale sonda ne ha individuati ben 10
in fase di eruzione, con pennacchi a forma di ombrello, che salivano sino a 300
km di altezza, con velocità di espulsione prossima ai 3600 km/h. Dai vulcani
fuoriescono oltre alla lava anche zolfo e anidride solforosa e altri composti
dello zolfo, che hanno riempito tutta la superficie di coloro smaglianti :
giallo, arancione, rosso ,oro ,bianco e nero. La continua attività eruttiva ha
cancellato ogni traccia degli antichi crateri di impatto e la stessa superficie
attuale è in continua evoluzione.
L'energia vulcanica di Io proviene da Giove da cui
dista 400000 km. Poiché la sua orbita è eccentrica , la forza attrattiva di
Giove modifica la crosta del satellite con intensità periodicamente maggiore o
minore, al variare della distanza: tale deformazione libera all'interno del
satellite una grande quantità di calore.
La prima sonda spaziale capace di raggiungere Giove
è stata ne 1973 la "Pioneer 10"; successivamente si è dovuto
aspettare sino al 1979 perché altre due sonde quali il "Voyager 1" e
il "Voyager 2" ci inviassero altre immagini del pianeta. La missione
più recente è stata quella della sonda Galileo, tuttora in fase di svolgimento,
la quale ha già fornito dati interessanti sulla composizione atmosferica del
pianeta, che confermano le teorie sino ad ora esposte mettendo in luce in
particolare come la composizione di Giove sia molto simile a quella del Sole e
come contenga in sé i gas della nebulosa primordiale da cui sembra abbia avuto
origine il sistema solare. Nel futuro prossimo (23 Gennaio1997) la sonda
transiterà nei pressi di Ganimede per poi ritornare verso Giove e iniziare così
lo studio della sua cintura di radiazioni.
SATURNO
Sesto pianeta del sistema
solare in ordine di distanza dal Sole, secondo per dimensione, caratterizzato
da un esteso sistema di anelli che lo circonda in corrispondenza dell'equatore.
È molto simile a Giove.
Osservato
al telescopio, mostra, come Giove, un sistema di fasce che sono però meno
marcate e turbolente.
Saturno ha una distanza dal sole che è circa doppia
di quella di Giove e il suo periodo di rotazione attorno ad esso è di 29,5
anni; anch'esso è un pianeta gigante, sebbene la sua massa sia solo un terzo di
quella di Giove e il suo diametro leggermente inferiore: infatti la densità di
Saturno è eccezionalmente piccola: vale 0.7 volte quella dell'acqua, quasi la
metà di quella di Giove. Se sommati i due pianeti rappresentano il 90% della
massa dell'intero sistema solare, escluso il sole. Poiché il suo asse di
rotazione è inclinato di 27 gradi sulla perpendicolare dell'orbita, le stagioni
sono molto marcate.
Visto a occhio nudo, Saturno è all'epoca
dell'opposizione una stella di magnitudine 0; il suo colore è giallo pallido.
Saturno è formato da un involucro di gas che avvolge un nucleo di idrogeno
liquido: ruota su se stesso ad alta velocità e ciò è causa di un marcato
schiacciamento polare; anche su Saturno la velocità di rotazione è
differenziata: più lenta ai poli e più rapida all'equatore; il suo periodo è di
10h 14m all'equatore, di 10h 21m alla latitudine -12 gradi e di 10h 39m alla
latitudine +35gradi. La sua atmosfera è molto simile a quella di Giove con un
alternanza di zone chiare e di fasce scure disposte in modo parallelo
all'equatore. Sono presenti aree con perturbazioni a carattere rotatorio e
vortici.
L'atmosfera è costituita prevalentemente di idrogeno
ed elio e, in minima parte, di metano ed ammoniaca. La temperatura media
superficiale (nubi) si aggira sui -170 °C.
Come per Giove, molte informazioni sulle
caratteristiche fisiche di Saturno sono state ottenute dai dati raccolti dalle
sonde Voyager e Pioneer che, fra l'altro, hanno permesso di ipotizzare, per
quanto riguarda l'interno, un nucleo roccioso contenuto in un involucro di
idrogeno liquido allo stato metallico che sarebbe l'origine del campo magnetico
del pianeta.
E' stato inoltre accertato che pure Saturno genera
energia interna per contrazione.
ha un piccolo nucleo roccioso, uno strato di
idrogeno ad alta pressione (tanto che l'idrogeno assume stato metallico), e
un'estesa atmosfera prevalentemente di idrogeno ed elio (quanto si vede del
pianeta è proprio lo strato superiore dell'atmosfera, su cui si stagliano fasce
di nubi). Saturno ha una sorgente interna di calore, come Giove, e un campo
magnetico: la temperatura in superficie è di circa -180°C.
Il
pianeta presenta un forte campo magnetico che si estende sino a oltre 1.200.000
km dal suo centro ed emette una quantità di calore superiore a quella ricevuta
dal sole. Dunque sono numerose le caratteristiche che lo accomunano al sole, ma
la differenza sostanziale sta nella struttura ad anelli che circonda Saturno,
vista già da Galileo ma riconosciuta solo da Christian Huygens.
Gli anelli
Gli anelli di Saturno, osservati per la prima volta
da Galileo, non sono altro che, come è stato documentato dalle immagini del
Voyager, un sistema di corpuscoli di ghiaccio e di roccia ghiacciata, aventi
dimensioni e massa variabili, in orbita intorno a Saturno come una miriade di
minuscoli satelliti. Il sistema degli anelli si estende, quasi senza soluzione
di continuità, nel piano dell'equatore del pianeta per circa 65.000 km; modesto
invece il suo spessore, che è dell'ordine del chilometro. Quest'ultima
proprietà degli anelli era già stata dedotta dal fatto che, quando la linea di
visuale viene a trovarsi sul piano degli anelli, questi scompaiono dalla vista
dell'osservatore terrestre.
L'origine degli anelli è ancora incerta e, per ora,
si considerano possibili due ipotesi: una li attribuisce alla disintegrazione
di un satellite che si è avvicinato troppo al pianeta, l'altra ritiene che gli
anelli rappresentino materiale primordiale, che, per la vicinanza al pianeta,
non si è potuto riunire in un unico corpo.
Generalmente
si suole dividere il sistema in 3 anelli secondo il loro grado di luminosità:
l'anello esterno A, più oscuro del pianeta, l'anello interno B, brillante quasi
quanto la zona equatoriale e infine, all'interno di questo, un anello
debolmente luminoso C, conosciuto anche come anello di velo.
I satelliti
Saturno è il pianeta che possiede il maggior numero
di satelliti; quelli fini ad ora noti sono 23. I nove maggiori, a partire dal
più interno, sono: Mima, Encelado, Teti, Dione, Rea, Titano, Iperione, Giapeto
e Febe. Il più grande di essi è Titano ed è particolarmente interessante
perché, fra i satelliti, è l'unico dotato di atmosfera.
Alcuni
satelliti sono caratterizzati dalla presenza di ampi crateri dovuti al
bombardamento meteoritico di circa 4 miliardi di anni fa. Un esempio può essere
rappresentato dal satellite Mimas che presenta un cratere largo 100km (pari a
1/4 del diametro totale del satellite), segno di un violento impatto forse con
qualche altra luna, che ha rischiato di frantumare il piccolo corpo, già
ampiamente craterizzato.
Titano
È il più grande e luminoso fra i satelliti di
Saturno, scoperto nel 1655 dall'olandese Ch. Huygens. Ha diametro di 5150 km
(le sue dimensioni sono superiori a quella del pianete Mercurio) ed è avvolto
da una densa atmosfera, formata soprattutto da azoto molecolare e metano (6%
circa) con presenza di molecole organiche complesse quali il cianoacetilene e
il propano; questa densa atmosfera, che esercita una pressione pari a 1,5 volte
la pressione atmosferica terrestre a livello del mare, impedisce l'osservazione
della superficie.
La prima
sonda artificiale transita nei pressi di Saturno nel Novembre del 1980: è la
sonda "Voyager 1". Si scopre che gli anelli di Saturno sono
numerosissimi e sottili; vengono scoperti 5 nuovi satelliti.
Successivamente è stata la sonda "voyager
2" a fornirci nuove immagini del pianeta e dei suoi satelliti (Agosto
1981).
URANO
Settimo pianeta del sistema solare in ordine di
distanza dal Sole.
Urano è uno dei grandi pianeti gassosi: dovrebbe
avere un piccolo nucleo roccioso circondato da uno strato ghiacciato formato da
acqua, metano e ammoniaca. all'asse di rotazione.
Non era noto agli antichi a causa della sua piccola
magnitudine (5,7), quasi al limite della visibilità per l'occhio umano. La sua
scoperta avvenne nel 1781, quando già era in uso il telescopio, da parte di W.
Herschel, il quale, nel corso delle sue abituali osservazioni del cielo, notò un
oggetto insolito che ben presto riconobbe essere un pianeta dal moto lento fra
le stelle.
Osservato al telescopio, Urano appare come un
minuscolo disco verdastro, del diametro apparente di soli 4", troppo
piccolo perché si possano individuare dettagli significativi della superficie.
Urano ruota intorno al Sole in senso retrogrado e il
suo asse è inclinato di 82° rispetto alla perpendicolare del piano dell'orbita.
La sua atmosfera è composta
prevalentemente da idrogeno ed elio. La "superficie", cioè lo strato
superiore della sua atmosfera, di colore verde-azzurro, non mostra
particolarità. L'asse di rotazione di Urano è inclinato di 98° rispetto al
piano dell'orbita, cioè è quasi adagiato su quel piano, una situazione anomala
nel sistema solare. L'asse del suo campo magnetico (di intensità pari a circa
un terzo di quello terrestre) è inclinato di 60° rispetto
La sonda Voyager 2, che il 24 gennaio 1986 è
arrivata a soli 73.000 km da Urano, ha permesso di aggiornare le nostre
conoscenze sul pianeta. Si è accertato che: il periodo di rotazione del pianeta
intorno al proprio asse è compreso fra le 15 e le 17 ore; il suo periodo di
rivoluzione dura circa 84 anni ed in questo periodo il pianeta sta rivolgendo
al sole il suo polo nord; la temperatura, ai livelli delle nubi esterne, è di
-210 °C; il campo magnetico ha una intensità di 0,25 gauss.
Urano presenta un sistema di 10 anelli; di questi, 5
furono scoperti nel 1977 mediante lo studio dell'occultazione, da parte del
pianeta, di una stella che, al passaggio di ogni anello, veniva temporaneamente
oscurata; altri 4 furono scoperti nel 1978 con lo stesso metodo; il decimo fu
rivelato nel 1986 dalla sonda Voyager 2.
Miranda, Ariel, Umbriel, Titania, Oberon sono
nell'ordine crescente di distanza dal pianeta, i satelliti di Urano noti prima
dei dati trasmessi dalla sonda Voyager 2.
Ruotano in senso retrogrado nel piano equatoriale
del pianeta; il più piccolo di essi è Miranda con un diametro di circa 500 km,
mentre il maggiore è Oberon che ha un diametro di circa 1600 km. Il numero dei
satelliti attualmente conosciuti di Urano è 15, ma è probabile che tale numero
aumenti.
Il pianeta è avvolto da un'atmosfera di idrogeno,
elio e metano ( a quest'ultimo gas è dovuta la colorazione azzurra); la
quantità di metano equivale ad uno strato di 2200m sotto una pressione normale.
L' ammoniaca a causa della bassissima temperatura (che varia dai -208 gradi
centigradi del polo che punta verso il sole ai -215 gradi centigradi
dell'equatore) è in proporzione minore allo stato gassoso, ed è invece in gran
parte condensata in cristalli.
Negli strati più alti dell'atmosfera al di sopra
delle zone circumpolari si sono formate estese formazioni di brine (forse
dovute a reazioni fotochimiche negli idrocarburi), mentre nelle zone verso
l'equatore si sono osservati sistemi di nubi in veloce movimento attorno al
pianeta ,trascinate da forti venti.
La struttura interna del pianeta è costituita da un
nucleo centrale roccioso, avvolto da un oceano (profondo 10.500 km) formato
dagli stessi costituenti dell'atmosfera, ma allo stato liquido, e
dall'atmosfera vera e propria che ha un spessore di 7600 km.
I satelliti e gli
anelli
Urano ha 15 satelliti. I 5 satelliti maggiori (i più
lontani, scoperti tra il 1787 e il 1948) sono stati osservati in dettaglio
dalla Voyager 2: sono probabilmente formati da ghiaccio e rocce mischiate fra
loro. Fra essi Miranda, il più piccolo, mostra una superficie molto
caratterizzata, con terreni di forma differente che testimoniano un'intensa
attività geologica: antiche pianure con numerosi crateri, zone chiare con
scarpate, grandi zone trapezoidali (ovoidi). Urano è circondato, in
corrispondenza del piano equatoriale, da un sistema di 10 sottili anelli: il
più esteso ha una larghezza di soli 58 km.
NETTUNO
E' stato osservato per la prima volta nel 1846,
quando la sua esistenza era stata già dedotta teoricamente dalle irregolarità
del moto di Urano, le cui posizioni effettive non coincidevano con quelle
calcolate mediante le leggi della meccanica celeste.
Quindi
Nettuno è stato il primo pianeta ad essere scoperto per mezzo del calcolo
matematico, anche se già Galileo lo aveva osservato, scambiandolo per una
stella. Nel 1846, dall'Osservatorio di Berlino, Johann Galle e Louis d'Arrest
rilevarono la sua presenza molto vicina alla posizione prevista dai calcoli di
Le Verrier e di Adams.
Due terzi del pianeta sono
composti di roccia, acqua, ammoniaca e metano, mentre il rimanente terzo è
costituito da una miscela di gas di idrogeno, elio, acqua e metano. È
quest'ultimo a fornirgli la tipica colorazione blu.
La
temperatura media alla sommità dell'atmosfera è di -215 °C, superiore di circa
10 °C a quella prevista, per cui è stata fatta l'ipotesi di una sorgente di
calore interna.
L'elevata dinamica del pianeta fa sì che nella sua
atmosfera siano stati misurati i venti con le maggiori velocità di tutto il
Sistema solare: circa duemila chilometri all'ora.
Anche Nettuno è circondato da un gruppo di anelli
molto tenui, costituiti da particelle di polvere, probabilmente residuo di
meteoriti distrutti dall'urto con i suoi satelliti.
Si conoscono otto satelliti di Nettuno, ben sei dei
quali scoperti nel 1989 dal Voyager 2. Il satellite maggiore, Tritone, era già
stato scoperto nel 1846 dall'astrofilo inglese Lassel. Tritone è il più interno
e si muove in senso retrogrado; col suo diametro di 3800 km è uno dei più
grandi satelliti del sistema solare. Nereide, scoperto da Kuiper nel 1949, ha
dimensioni molto minori e descrive un'orbita di elevata eccentricità.
PLUTONE
Dopo la scoperta di Urano nel Marzo 1781 e di
Nettuno nel Settembre 1846 si pose la questione dell'esistenza di un ulteriore
pianeta posto a maggiore distanza dal Sole e responsabile delle loro
perturbazioni. Fu scoperto da Cl. W. Tombaugh a Flagstaff nell'Arizona il 23
gennaio del 1930 a soli 5° dalla posizione calcolata dagli astronomi americani
L. Lowell ed E. C. Pickering.
Nono e ultimo pianeta del sistema solare. Scoperto
nel 1930 da C. W. Tombaugh, è piccolo e talmente lontano dal Sole da essere di
difficile osservazione per la scarsa luminosità. Ha l'orbita più inclinata
rispetto all'eclittica e più eccentrica fra i pianeti del sistema solare, tanto
che a volte si trova all'interno dell'orbita di Nettuno (come accadde nel
periodo 1979-99). Attorno a Plutone ruota un satellite di grandi dimensioni,
Caronte, di raggio pari a circa la metà del pianeta: il sistema Plutone-Caronte
può essere considerato un pianeta doppio.
Ulteriori informazioni su
Plutone sono state ottenute recentemente, in seguito alla scoperta (22 giugno
1978), da parte di J. Coristi, di un satellite, Caronte, che ha permesso una
determinazione più attendibile dei parametri fisici del pianeta.
Oggi si sa che Plutone ha un diametro che supera i
2300 km, una massa che è 1/400 di quella terrestre e, quindi, bassa densità
media (0,7 g/cm3).
Caronte ha un diametro di 1000 km circa; il suo
periodo di rivoluzione è uguale a quello di rotazione di Plutone, per cui nel
cielo di Plutone, Caronte resta sempre fermo nella stessa posizione. La
distanza di Caronte dal pianeta è di appena 17.000 km e questo spiega perché
nelle fotografie Caronte appaia solo come una deformazione del bordo
dell'immagine di Plutone.
Entrambi i corpi celesti sono formati da roccia e
ghiaccio e la loro massa complessiva è solo 0,0025 volte quella della Terra. Il
suolo è probabilmente coperto da metano ghiacciato (la temperatura media è di
circa -230°C). Nel periodo in cui il pianeta è più vicino al Sole, quindi più
riscaldato, sviluppa una debole atmosfera di metano (ma potrebbero anche essere
presenti altre sostanze, tra cui monossido di carbonio, argo, azoto). Il
periodo di rotazione di Caronte attorno a Plutone è uguale al periodo di
rotazione di Plutone su se stesso.
Il periodo di rivoluzione intorno al sole è di 247
anni e 110 giorni, e la distanza media dal Sole 6084 milioni di Km, ma a causa
del eccentricità (e=0,25) dell'orbita, notevole rispetto a quella di tutti gli
altri pianeti e maggiore anche di quella di Mercurio, Plutone al perielio è più
vicino al Sole di Nettuno. Questa circostanza ha fatto pensare a una possibile
collisione tra i due astri, una eventualità però che, data la notevole
inclinazione (i= 17°), anche questa la maggiore del sistema planetario, e la
posizione della linea dei nodi dell'orbita di Plutone rispetto all'eclittica, è
estremamente remota. Plutone ha raggiunto la sua distanza minima da Nettuno nel
1989 ed è restato all'interno della sua orbita fino al 14 marzo del 1999.
Varie sono le ipotesi, tenuto conto delle anomalie
orbitali, che si fanno sulla sua origine. Alcuni hanno suggerito l'ipotesi che
Plutone sia stato originariamente un satellite del pianeta Urano, altri che si
tratti di un pianeta appartenente a una seconda fascia di asteroidi situata
oltre l'orbita di Nettuno.
Tappe
principali della storia di Plutone.
1877
D.P. Todd (Washington) dagli scarti sull'orbita di
Urano predice la posizione di un nuovo pianeta. La ricerca intrapresa però non
ha successo.
1900
Hans-Emil di Copenhagen prevede 2 pianeti. Non
trovati.
1908
W.H. Pickering di Harward prevede un nuovo pianeta a
52 UA dal Sole.
1915
Percival Lowell di Boston pubblica una memoria con 2
possibili orbite per il nuovo pianeta.
1930
Clyde Tombaugh scopre Plutone dall'osservatorio
"Lowell" a Flagstaff in Arizona. Il pianeta 7egrave a soli 6 gradi
dalla posizione prevista da Lowell. Si pensa di avere finalmente trovato il
corpo perturbatore delle orbite di Urano e Nettuno.
1960
Ci si rende conto che Plutone ha una massa troppo
piccola per perturbare le orbite di Urano e Nettuno in modo significativo.
Riparte la caccia al pianeta perturbatore che viene chiamato X, che sta ad
indicare sia un'incognita che il numero 10.
1971
Il californiano J.L. Brady usando i ritorni al
perielio della cometa di Halley predice l'esistenza di un enorme pianeta (100
masse terrestri) su un'orbita inclinata di 60 gradi sull'eclittica posto a 60
UA dal Sole e con periodo di 500 anni. La ricerca viene invalidata perchè nei
calcoli non si è tenuto conto dell' "effetto razzo" sul nucleo della
cometa.
1973
D.Rawlins pubblica uno studio delle possibili orbite
del pianeta perturbatore.
1977
Scoperta dell'asteroide Chirone (200 Km di diametro)
con orbita compresa fra quelle di Saturno ed Urano.
1978
Si scopre il satellite di Plutone, Caronte. Grazie
ad esso si conferma che la massa di plutone è troppo piccola per essere la
causa delle perturbazioni e viene fissata in 0.002 masse terrestri.
1980
R.L. Duncombe e P.K. Sudelmann dell'osservatorio di
Washington confermano le perturbazioni alle orbite di Urano e Nettuno.
1987
Nuove analisi sulle orbite dei pianeti esterni
condotte all'US Naval Observatory confermano le perturbazioni per il secolo
scorso (1800) e fino all'inizio del nostro. Poi più niente. Si ipotizza quindi
un pianeta su un'orbita eccentrica e alta inclinazione sull'eclittica con
periodo compreso fra 700 e 1000 anni. Robert Harrington, ricercatore presso
l'osservatorio, non riesce però ad individuarlo nonostante si dedichi da anni
al calcolo della posizione del nuovo pianeta.
1989
L'affinamento dei parametri orbitali di Nettuno,
grazie al Voyager II, mostra che l'orbita è quasi indenne da anomalie.
1990
Gli studi sulle sorgenti infrarosse del satellite
IRAS (volato nel 1983) sono conclusi e non si è scoperto nessun nuovo pianeta.
In compenso sono state trovati migliaia di asteroidi.
1992
Robert Harrington prosegue le sue ricerche senza
risultati.
1994
Scoperti i primi 13 oggetti della "fascia di
Kuiper" con diametri dell'ordine di 100 Km. i raggi delle orbite si
trovano concentrati in due gruppi: 32-36 e 42-46 UA. La causa è probabilmente
la presenza di Nettuno nelle vicinanze, che ne ha anche impedito il processo di
accrezione in un unico pianeta. Un fenomeno analogo si è verificato con Giove e
la fascia degli asteroidi. Se poi si pensa che mano a mano che ci si muove alla
periferia del Sistema Solare la materia a disposizione per formare un pianeta
diminuisce sensibilmente, ecco che l'hp. del pianeta X perde sempre più la
propria credibilità.