Una nana gialla, otto pianeti, una luna molto particolare, cinque pianeti nani e miliardi di corpi minori … Ecco il nostro sistema planetario

Il Sistema Solare

Un viaggio nel Sistema Solare attraverso gli articoli pubblicati negli anni da Una Stella per Amica … e in un attimo dalla Terra raggiungerete la Nube di Oort!

C’era una volta un’immensa nuvola di polveri e gas

Più o meno cinque miliardi di anni fa non esistevano né la Terra, né la Luna, né il Sole e neppure gli altri pianeti del Sistema Solare, ma semplicemente un’immensa nuvola di polveri e gas vaganti nello spazio. Una nuvola che stava per subire una radicale trasformazione: stava per dare origine al Sole e ai pianeti, fra cui la nostra Terra. Molti ritengono che la condensazione che ha dato origine al Sistema Solare è stata probabilmente accelerata dall’esplosione di una supernova avvenuta in una zona non troppo lontana: questa supernova avrebbe proiettato i suoi gas caldi nello spazio ad una velocità altissima fino ad avvolgere, almeno in parte, la nostra nebulosa locale.
Si crearono quindi dei nuclei di condensazione che, attirando sempre nuova materia, cominciarono a vorticare. La nebulosa si trasformò quindi in un grande disco ruotante. Nel mezzo si trovava una sfera formata da gas leggeri (soprattutto idrogeno) e lungo i vari solchi giravano altre sfere di gas in formazione, i futuri pianeti. La sfera centrale continuava ad incrementare la sua massa (idrogeno ed elio) che a forza di crescere aumentò notevolmente di temperatura al suo interno, fino ad accendersi e diventare una stella, il Sole. Questo è in pratica il meccanismo di base che ci aiuta a comprendere la nascita (e quindi anche la morte) delle stelle. Qualunque gas compresso si scalda e la sua temperatura cresce quanto più aumenta la pressione. Nel caso della nostra palla, una tremenda pressione era esercitata dagli atomi che “piovendo” sulla superficie premevano sempre di più su quelli interni schiacciandoli in misura crescente. Di conseguenza aumentava la temperatura nella zona centrale. Arrivati a 10 milioni di gradi gli atomi venivano letteralmente “rotti” e i nuclei di idrogeno si fondevano fra loro. Il processo creava una brusca ed esplosiva liberazione di energia, proprio come avviene nella bomba atomica all’idrogeno.
Ma come mai questa improvvisa liberazione di energia non fece volare via tutto il gas, come avviene appunto in una bomba che scoppia? Il “coperchio” del Sole è tenuto ben chiuso dal peso degli atomi esterni, peso dovuto all’attrazione gravitazionale e in grado di serrare come una morsa le sfere di gas. E’ per questo che ancora oggi il Sole può continuare ad avere reazioni termonucleari al suo interno, senza disintegrarsi. In pratica la nostra stella si trova in “equilibrio” grazie al “braccio di ferro” continuo fra la fornace interna che tende a far espandere i gas e il peso esterno che glielo impedisce. All’inizio la luce del Sole era certamente più debole, poi con l’accrescersi della sfera è diventata più intensa.
Intanto altre sfere si accrescevano con i relativi vortici di gas e polveri: erano i pianeti del Sistema Solare. I pianeti stavano aggregando all’interno della propria sfera gli elementi più pesanti (i nuclei rocciosi) e all’esterno i gas più leggeri, destinati a formare la loro atmosfera primitiva. Il panorama, circa 4,5 miliardi di anni fa, si doveva presentare più o meno così: una stella brillare nel buio del cosmo, in uno spazio quasi terso, circondata da otto (nove con Plutone) pianeti in orbita. I gas erano stati risucchiati dal Sole e dai pianeti, ma a fare la parte del leone era stato proprio il Sole assorbendo l’atmosfera di idrogeno dei pianeti più vicini, che erano rimasti senza copertura non avendo abbastanza forza per trattenere la loro “porzione” di gas.
Durante il suo processo di formazione la Terra, nell’arco di milioni di anni, attirò molta materia vagante che precipitò sulla sua superficie (meteoriti, asteroidi e comete). A questo punto la Terra riuscì a generare una nuova piccola atmosfera con i gas che fuoriuscivano dalla sua crosta e riuscì a trattenerla perché ormai abbastanza massiccia gravitazionalmente. La stessa cosa fecero Venere e Marte ma non Mercurio (troppo piccolo). I pianeti più esterni mantennero la loro grande primitiva atmosfera e si accrebbero sempre più senza soffrire della “competizione” con il Sole, come era avvenuto invece con i pianeti interni. Per questo oggi appaiono giganteschi: posseggono infatti un enorme involucro gassoso (come Giove) con pressioni interne fortissime.
Quando la Terra si formò, 4 ,5 miliardi di anni fa, il panorama, come è facile immaginare, non era fra i più edificanti: rocce in fusione e pioggia di materia vagante nel cosmo. E allora, la domanda delle domande, è: come è nato piano piano il paesaggio come lo vediamo oggi? La superficie della Terra cominciò a raffreddarsi e iniziò a formarsi una crosta solida che con il tempo diventò sempre più spessa. Al suo interno, però, la Terra nascondeva una grande quantità di acqua e di elementi volatili intrappolati nelle rocce, che iniziarono ad uscire dando origine all’atmosfera e agli oceani. Si formarono dunque grandi distese di acqua che cominciarono ad evaporare innescando una primitiva meteorologia terrestre. Le precipitazioni dettero origine a laghi e a fiumi e il paesaggio prese a mutare. Con la formazione degli oceani e dell’atmosfera apparvero le nubi, la luce diffusa e il nostro cielo azzurro. Certo, la composizione dell’atmosfera era molto diversa e sarebbe stato impossibile respirare: c’erano anidride carbonica, metano, acido cloridrico e vari gas velenosi. L’ossigeno era pochissimo, ma la Terra era pronta per innescare il processo che doveva condurre all’origine della vita.

Il Sistema Solare nell’anno 2012

Il Sistema Solare è il nostro sistema planetario costituito da una varietà di corpi celesti mantenuti in orbita dalla forza di gravità del Sole. È costituito da otto pianeti, tra cui la Terra, dai rispettivi satelliti naturali, da cinque pianeti nani e da miliardi di corpi minori.
In ordine di distanza dal Sole, gli otto pianeti sono: Mercurio, Venere, Terra, Marte, Giove, Saturno, Urano e Nettuno. A metà 2008 cinque corpi del sistema solare sono stati classificati come pianeti nani: Cerere, situato nella fascia degli asteroidi, e altri quattro corpi situati al di là dell’orbita di Nettuno, Plutone (in precedenza classificato come il nono pianeta), Haumea, Makemake, e Eris. Sei dei pianeti e tre dei pianeti nani hanno in orbita attorno a essi dei satelliti naturali; inoltre tutti i pianeti esterni sono circondati da anelli planetari, composti di polvere e altre particelle.
Il principale corpo celeste del sistema solare è il Sole, contenente il 99,86% di tutta la massa conosciuta nel Sistema Solare. Giove e Saturno, i due pianeti più massicci che orbitano attorno al Sole, costituiscono più del 90% della massa restante.
Il Sistema Solare è diviso in due zone distinte, il Sistema Solare interno che include quattro pianeti e la Fascia principale degli asteroidi. Il resto del sistema viene considerato Sistema Solare esterno. La maggioranza dei pianeti del Sistema Solare possiede il proprio sistema secondario. I corpi planetari in rotazione intorno a un pianeta sono chiamati satelliti naturali o lune. La maggior parte delle più grandi lune compiono la propria rivoluzione su un’orbita sincrona, presentando sempre la stessa faccia al pianeta intorno alla quale orbitano. I quattro pianeti più grandi hanno anche degli anelli planetari. I pianeti sono molto diversi l’uno dall’altro per composizione, dimensioni, temperatura e altre caratteristiche. In base alle caratteristiche chimico fisiche i pianeti possono essere distinti in due gruppi: i pianeti di tipo terrestre (Mercurio, Venere, Terra e Marte), cioè simili alla Terra, e i pianeti di tipo gioviano (Giove, Saturno, Urano, Nettuno), cioè simili a Giove. Le differenze tra i due tipi di pianeti sono numerose: innanzitutto i pianeti terrestri hanno tutti una massa piccola, nessuno o pochi satelliti e bassa velocità di rotazione, mentre i pianeti gioviani hanno grande massa, diversi satelliti ed elevata velocità di rotazione. Per questo motivo i pianeti gioviani hanno una forma più schiacciata ai poli rispetto a quelli terrestri. Inoltre i pianeti terrestri hanno una densità che è in media cinque volte quella dell’acqua, mentre la densità dei pianeti gioviani è solo 1,2 volte quella dell’acqua.
Esaminando la loro composizione, si è notato che i pianeti di tipo terrestre sono essenzialmente costituiti da materiali rocciosi e metallici; i pianeti di tipo gioviano, invece, sono costituiti per lo più da elio, idrogeno e piccole quantità di ghiaccio. Ancora, l’atmosfera dei pianeti terrestri manca del tutto o comunque è rarefatta, al contrario di quelli gioviani in cui l’atmosfera è molto densa, ed è costituita da idrogeno, elio, ammoniaca e metano.
Tra Marte e Giove si trova la cosiddetta Fascia principale degli asteroidi, composta da milioni di oggetti rocciosi caratterizzati da orbite più o meno variabili. Fra di essi, Cerere è attualmente ritenuto l’unico a presentare un equilibrio idrostatico (ovvero una forma sferoidale) e a meritarsi la qualifica di pianeta nano.
Oltre Nettuno si stende un’altra fascia di asteroidi, la Fascia di Kuiper, la cui densità effettiva è sconosciuta. Tra questi si trovano Plutone ed Eris, che dal 2006 sono riconosciuti come pianeti nani dall’Unione Astronomica Internazionale. In precedenza Plutone era considerato il nono pianeta. Sono stati successivamente riconosciuti pianeti nani più distanti di Plutone, come Makemake e Haumea. Ancora più esternamente, tra 20 000 e 100 000 UA di distanza dal Sole, si ipotizza si trovi la Nube di Oort, ritenuta il luogo d’origine delle comete.
La Fascia di Kuiper è un grande anello di detriti simile alla fascia degli asteroidi, ma composti principalmente da ghiaccio. Si estende in una regione che va da 30 a 50 UA dal Sole. Esso è composto principalmente da piccoli corpi del sistema solare, anche se alcuni tra i più grandi oggetti di questa fascia potrebbero essere riclassificati come pianeti nani: ad esempio Quaoar, Varuna, e Orcus. In base alle stime, nella Fascia di Kuiper esistono oltre 100 000 oggetti con un diametro superiore ai 50 km.
L’ipotetica Nube di Oort è una grande massa composta da miliardi di oggetti di ghiaccio che si credono essere la fonte delle comete di lungo periodo e che circondano il sistema solare a circa 50 000 UA (circa 1 anno luce), e forse fino a 100 000 UA (1,87 anni luce). Si ritiene sia composto di comete che sono state espulse dal sistema solare interno da interazioni gravitazionali con i pianeti esterni. Gli oggetti della Nube di Oort sono molto lenti, e possono essere turbati da eventi rari, ad esempio delle collisioni o dalla forza gravitazionale di una stella di passaggio.
Il Sistema Solare è isolato nello spazio (la stella più vicina Proxima Centauri si trova a 4,2 anni luce) e giace in uno dei bracci esterni della Galassia.

La sfera celeste

Quando la notte alziamo lo sguardo al cielo, la volta celeste con gli astri, i pianeti e le galassie ci appare come una specie di tappezzeria appiccicata su quella che gli astronomi chiamano “sfera celeste”. Ma che cos’è la sfera celeste? E’ l’immaginario GLOBO, con la Terra al centro, sul quale sembrano proiettarsi tutti i corpi celesti. Ovviamente non esiste alcuna sfera celeste, ma questa invenzione è utile perché permette di identificare una stella o un pianeta semplicemente con la sua posizione in cielo, a prescindere dalla sua distanza grazie a due coordinate simili alla latitudine e alla longitudine che si usano sulla superficie terrestre. In pratica la SFERA CELESTE copia il sistema di coordinate del nostro pianeta. Il nord e il sud si trovano immaginando di prolungare l’asse di rotazione della Terra, mentre “dilatando” l’equatore terrestre si costruisce il suo corrispettivo celeste. Al di sopra di esso ci sono le costellazioni BOREALI (cioè del nostro emisfero), sotto ci sono le costellazioni AUSTRALI. A questo punto si possono costruire i paralleli celesti che corrono paralleli all’equatore e i meridiani celesti, perpendicolari ai paralleli.
In questo modo si può individuare la posizione di una stella dandone due coordinate. La prima è chiamata DECLINAZIONE ed è l’equivalente della latitudine e come questa si misura in gradi, primi e secondi d’arco; Per esempio SIRIO ha una declinazione di -16° 43’. La seconda viene detta ASCENSIONE RETTA e corrisponde alla longitudine e si misura in ore, minuti e secondi di tempo. La Terra gira su se stessa in 24 ore e un angolo giro è pari a 360°. Quindi un’ora sono 15° (360:24). Misurata così l’Ascensione Retta di Sirio è circa 6 ore e 45 minuti.
L’occhio umano, che è un impareggiabile strumento ottico, non ci permette di percepire la terza dimensione, la profondità del cielo. Alcune stelle infatti sono relativamente vicine, altre molto più lontane, ma i nostri occhi non colgono questo aspetto (peraltro neanche i telescopi, persino i più potenti del mondo non ci fanno vedere meglio gli astri, ci aiutano solo a scorgerne molti di più). In cielo ci sono stelle che appaiono brillantissime e altre molto deboli. Si potrebbe pensare che le più luminose siano anche le più vicine a noi. In qualche caso è vero, ma in molti altri casi non lo è. L’intensità del loro bagliore così come appare osservandolo da Terra, dipende infatti da due fattori: dalla quantità di luce che emettono (magnitudine assoluta: Mag,) e dalla loro distanza.
In pratica ci sono stelle molto vicine che però emettono pochissimo chiarore, altre invece sono molto molto più lontane ma così brillanti che ci appaiono fra le più luminose del cielo.
Facciamo un esempio: Rigel nella costellazione di Orione è  una supergigante azzurra che si trova a circa 800 anni luce dalla Terra, una distanza non da poco se si pensa che Sirio è a meno di 10! Eppure in cielo Rigel appare brillantissima. Se Rigel fosse al posto del Sole ci incenerirebbe! Invece Wolf 359 si trova a meno di 8 anni luce da noi, ma è invisibile ad occhio nudo. La stella Wolf 359 (mag. 13,6) è identificabili nella costellazione del Leone solo con telescopi abbastanza potenti. E’ una delle stelle più deboli che si conoscano: ce ne vorrebbero 63 mila per uguagliare la luminosità del Sole. Un altro esempio, la stella di Van Biesbroeck nella costellazione dell’Aquila. Questa fu scoperta nel 1943 e si trova a 19 anni luce. Fa parte di un sistema binario, la stella principale è visibile con un buon binocolo (mag. 9); la secondaria è di magnitudine 18 e risulta 570mila volte meno luminosa del Sole: messa al suo posto avremmo a mezzogiorno lo stesso chiarore del pleniluvio.
E durante la notte ci mettiamo seduti con calma all’aperto e lasciamo trascorrere le ore ci accorgiamo che il cielo sembra muoversi lentamente da oriente verso occidente. Questo movimento però non è reale è un MOTO APPARENTE dovuto alla rotazione della Terra attorno al proprio asse, lo stesso movimento che fa sembrare che il Sole si muova nel cielo diurno sempre da oriente verso occidente. Il movimento rotatorio della Terra è perfettamente uniforme, non ci sono né frenate né eccessive accelerazioni. E questa è una vera fortuna. Se il nostro pianeta variasse bruscamente la velocità del suo moto ci sarebbero sconvolgimenti più grandi dei peggiori terremoti e tsunami. In ogni modo per rendersi ben conto della situazione, in questo preciso momento il pianeta ci sta trascinando ad una velocità di circa 1200 Km/h.
Ma se anche non ci accorgiamo di muoverci la rotazione terrestre produce degli effetti evidenti nel cielo notturno che hanno a che fare con la visibilità delle costellazioni.
Lasciando trascorrere le ore della notte vediamo sorgere nuove stelle e nuove costellazioni da oriente. Quindi scorgiamo astri che prima erano invisibili. Viceversa, a occidente alcuni che prima si potevano osservare tramontano, nascondendosi ai nostri occhi.
L’aspetto del cielo si modifica anche con le stagioni. A parità di ora verso sud in inverno si vedono costellazioni diverse da quelle della primavera o dell’estate. Sono le COSTELLAZIONI DI STAGIONE. Se nel periodo invernale domina Orione, in primavera ci sarà il Leone, in estate il Triangolo estivo e in autunno il grande Quadrato di Pegaso. In questo caso l’effetto è dovuto al MOTO DI RIVOLUZIONE del pianeta. A mano a mano che con il trascorrere dei mesi la Terra si sposta intorno al Soleil nostro punto di vista cambia così come le costellazioni che dominano il cielo notturno.
Rimane, comunque, una porzione di cielo che, dalle nostre latitudini, non è MAI visibile. E’ la parte più vicina al polo sud celeste che si può vedere soltanto se ci si sposta sulla superficie della Terra arrivando fino all’equatore. Per osservare con i nostri occhi il Pavone, il Tucano, l’Indiano o la Croce dl Sud bisogna viaggiare un po’. Chi vive nei paesi a cavallo dell’equatore è particolarmente fortunato solo da li si possono vedere tutte le costellazioni del cielo.

Un mondo azzurro

La Terra è il terzo pianeta in ordine di distanza dal Sole, ed il più grande dei pianeti rocciosi del Sistema Solare, sia per quanto riguarda la massa sia per il diametro.
È il pianeta su cui vivono tutte le specie viventi conosciute, l’unico corpo planetario del Sistema Solare adatto a sostenere la vita: sulla sua superficie infatti si trova acqua in tutti e tre gli stati (solido, liquido, gassoso) e un’atmosfera composta in prevalenza da azoto e ossigeno. Questa, assieme al suo campo magnetico, la protegge dai raggi cosmici. La formazione della Terra è datata a circa 4,54 miliardi di anni fa.
Essa possiede un solo satellite naturale la Luna, la cui età, stimata analizzando alcuni campioni delle rocce più antiche, è risultata compresa tra 4,29 e 4,56 miliardi di anni. Il suo asse di rotazione è inclinato rispetto alla perpendicolare al piano dell’eclittica: questa inclinazione, combinata con la rivoluzione della Terra intorno al Sole, è causa dell’alternarsi delle stagioni.
La Terra, come tutti gli altri pianeti rocciosi, si è formata a seguito del processo di accrescimento, terminato il quale ha avuto inizio un altro importante processo, la sua differenziazione interna, attraverso la distribuzione degli elementi più pesanti verso il centro e di quelli più leggeri verso l’esterno. Tale processo ha trasformato la Terra da un corpo omogeneo in uno suddiviso a strati concentrici sovrapposti, con una sfera più interna, il nocciolo, costituita da un nucleo di ferro e nichel, dello spessore di 3500 Km, liquido in superficie e solido in profondità. Il nucleo è avvolto da un’altra sfera, chiamata mantello, spessa 2800 Km, che costituisce il 70% del volume dell’intero pianeta, composta di rocce più dense. Il mantello, a sua volta, è avvolto dalla sfera più esterna, chiamata crosta, che ha uno spessore di circa 100 Km e una composizione rocciosa meno densa di quella del mantello. La parte della Terra a noi direttamente accessibile è limitata a soli pochi chilometri sotto la superficie, quasi niente rispetto ai 6370 Km del raggio terrestre.
Straordinarie e di enorme portata scientifica e sociale sono state le scoperte che l’era spaziale ci ha regalato negli ultimi cinquant’anni. Tra quelle che non dimenticheremo mai vi sono le prime meravigliose immagini della Terra vista dallo spazio, un mondo azzurro, unico fra tutti quelli finora conosciuti.
La superficie totale della Terra è di 510 milioni di chilometri quadrati di cui 149 costituiti dalle terre emerse e 361 dagli oceani e dai mari. Le acque degli oceani coprono circa il 71% della superficie terrestre, concentrate in tre grandi bacini interconnessi: l’oceano Pacifico (il più grande della Terra), l’oceano Atlantico e l’oceano Indiano.
La Terra presenta una forte asimmetria: i continenti sono in gran parte raggruppati nell’emisfero boreale, mentre nell’emisfero australe sono predominanti le distese oceaniche. Il più grande continente della Terra è l’Asia.
La Terra è avvolta da un involucro atmosferico. Partendo dal basso troviamo la TROPOSFERA che si estende dal suolo fino ad un’altezza di 10-15 Km ed è caratterizzata da una temperatura continuamente decrescente.
Al di sopra della troposfera si trova la STRATOSFERA che si estende da 15 a 50 Km. Sopra la stratosfera si trova la MESOSFERA che si estende fino a 80 Km di altezza dal suolo. Essa è caratterizzata da una forte diminuzione della temperatura che nella parte più alta raggiunge valori molto bassi, intorno a -80°C e anche oltre. A questo punto la pressione diminuisce di quasi un milione di volte rispetto a quella del suolo e la temperatura comincia a salire costantemente fino a una quota di 200-300 Km dove raggiunge valori massimi di circa 1000°C. Questa regione è detta TERMOSFERA. Essa è molto calda ma così rarefatta che la sua temperatura non ha alcun effetto sul clima della Terra. E’ la parte più esterna dell’atmosfera che si confonde con lo spazio interplanetario. Le diverse sfere concentriche di cui è costituita l’atmosfera sono separate da strati sottili chiamate PAUSE, come la tropopausa (al confine fra la troposfera e la stratosfera).
L’atmosfera è composta per il 78% di AZOTO e per il 21% di OSSIGENO; il restante 1% è composto di tracce di altri gas tra cui l’anidride carbonica (0,033%).
L’azoto e l’ossigeno costituiscono da soli il 99% dell’atmosfera della Terra rendendo UNICO il NOSTRO PIANETA nel Sistema Solare.
La Terra, come gli altri pianeti, riceve energia da SOLE, ma solo mezzo miliardesimo dell’intera energia solare viene assorbita dalla Terra.
Il rapporto fra la quantità di energia incidente e quella riflessa nello spazio da una superficie si chiama ALBEDO che per la Terra è pari a 0,35 (valore medio). I corpi più scuri della Terra sono gli oceani e i deserti. Se facciamo un calcolo dell’energia ricevuta, di quella riflessa e dell’albedo, otteniamo una sconfortante temperatura media per la Terra di circa 20°C sotto lo zero (la superficie terrestre dovrebbe essere sempre ghiacciata) mentre normalmente non è così: la temperatura media è infatti dell’ordine di 15-18°C sopra lo zero.
Come mai? La radiazione assorbita scalda la Terra che restituisce parte dell’energia sotto forma di radiazione infrarossa (cioè calore). Quest’ultima viene assorbita dall’atmosfera che si comporta come il vetro di una serra, che lascia passare l’energia in entrata dal Sole, ma intrappola buona parte di quella in uscita dalla Terra, dando vita al cosiddetto “effetto serra” che esiste da miliardi di anni, da quando è nata l’atmosfera sul nostro pianeta.

Pericoli dallo spazio

I  corpi cosmici, lo sappiamo, possono costituire un potenziale pericolo per la Terra (asteroidi o comete), ma le minacce per il nostro pianeta possono venire anche dal di fuori del Sistema Solare. Ma in questo caso non si tratterebbe di oggetti in collisione bensì di onde elettromagnetiche ad altissima energia, raggi cosmici che potrebbero investire la Terra causando la vaporizzazione dell’atmosfera e la sterilizzazione del suolo.
Si tratta di una minaccia reale, presa in seria considerazione dagli scienziati. C’è infatti una stella della nostra Galassia, distante da noi 3260 anni luce, che potrebbe esplodere e mettere in pericolo la vita sul nostro pianeta. La terribile prospettiva è stata illustrata al meeting dell’American Astronomical Society. Il pericolo però non è imminente, la catastrofe è prevista fra circa 10 milioni di anni.
La stella di cui stiamo parlando si trova nella costellazione della Bussola e si tratta di un sistema binario dove una delle due componenti è una nana bianca, che gli astronomi chiamano “nova ricorrente” perché periodicamente presenta delle esplosioni, registrate con intervalli di circa 20 anni. Queste esplosioni non sono in grado di lanciare radiazioni pericolose per la Terra e avvengono dopo che l’astro ha accumulato materiale strappato con la sua forza di gravità alla stella vicina. In questo modo aumenta la sua massa e quando raggiunge un certo livello si innescano le esplosioni che in pratica riequilibrano la situazione dell’astro disperdendo un po’ di energia. Può accadere però che la stella, nonostante queste eruzioni dispersive continui comunque ad ingigantirsi, arrivando al cosiddetto limite di Chandrasekhar al di là del quale la massa collassa definitivamente scatenando una tremenda esplosione capace di distruggere il corpo celeste. Si tratta di una supernova, un fenomeno capace di lanciare nel cosmo un’energia enorme, 10 milioni di volte più elevata di quella rilasciata da una nova.
Questa nana bianca, osservata anche dal Telescopio Spaziale Hubble, continua ad accrescere la sua taglia e raggiungerà il limite di Chandrasekhar fra circa 10 milioni di anni (oppure anche prima). L’astro esplodendo – spiegano gli scienziati – diventerebbe luminoso quanto tutte le stelle della Galassia messe insieme e spedirebbe verso il nostro pianeta un fiume di radiazioni capace di devastare l’ambiente terrestre. Secondo gli astronomi l’esplosione di una supernova diventa pericolosa per la Terra quando avviene a meno di 100 anni luce dal nostro pianeta, ma si tratta di una valutazione molto incerta perché gli effetti dipendono anche e soprattutto dalla potenza della supernova e la stella in questione potrebbe rientrare nella categoria delle più catastrofiche pur trovandosi oltre i 3000 anni luce. Naturalmente non tutti sono d’accordo con questa interpretazione. Qualche scienziato ritiene infatti che questa supernova non distruggerebbe la Terra. Speriamo bene.
Ci sono scienziati, come abbiamo detto, che non credono a scenari così devastanti. Una interpretazione un po’ più incoraggiante l’ho trovata sul libro “Dal caso Tunguska a 99942 Apophis” di De Blasi, Piemontese e Stefanelli. Anche in questo testo si afferma come sia la distanza ail fattore che determina il grado di pericolosità di una supernova. “Un recente studio – spiegano gli autori – ha stabilito che l’esplosione di una supernova potrebbe provocare danni all’intero sistema biologico del nostro pianeta se avvenisse a una distanza inferiore a 30 anni luce, mentre un evento che si verificasse a distanze superiori a questa – ma comunque inferiori ad alcune centinaia di anni luce – potrebbe colpire solo le forme di vita sulla superficie e non quelle nel sottosuolo o nell’acqua. Fortunatamente non esiste alcun astro pericoloso al di sotto di questa distanza di sicurezza dalla Terra“. E’ evidente però che fra le specie a rischio ci sarebbe proprio l’uomo!
I risultati di questo studio sarebbero in sintonia con la teoria che le supernova furono le responsabili delle cinque grandi estinzioni di massa verificatesi periodicamente nel passato del nostro pianeta. Il fatto che ogni volta la vita sia ripresa – puntualizzano gli autori – indica che la catastrofe non era stata totale e che gli eventi astronomici responsabili erano di media gravità.
Al momento molti si domandano cosa succederà quando Betelgeuse (400 anni luce dalla Terra nella costellazione di Orione) terminerà la sua esistenza in supernova di tipo II. A tranquillizzarci, dalle pagine del sopra citato libro, ci pensa Patrizia Caraveo, dell’Istituto Nazionale di Astrofisica: “Un evento supernova alla distanza cui si trova Betelgeuse produrrebbe un fenomeno visivo spettacolare, con una luminosità apparente simile a quella della Luna piena, ma è improbabile che possa provocare dei danni”.

Quale sarà il destino della Terra?

Quale sarà la fine del nostro pianeta? Per cercare di dare una risposta a questa domanda partiamo dalla Luna. Il nostro satellite è sicuramente più giovane della Terra infatti la Terra era certamente già presente quando il mega impatto generò il disco di detriti e materiali volatili dai quali ebbe origine la Luna. Il satellite ha una massa molto inferiore alla Terra, pertanto si è raffreddato più rapidamente raggiungendo uno stato di quasi quiescenza e sulla superficie sono praticamente assenti i segni di attività interna. Ora che tutti i pianeti del Sistema Solare sono stati studiati, possiamo affermare che alcuni di essi sono già morti o che comunque hanno già vissuto una larga parte della loro storia evolutiva. E’ questo il destino che attende anche la Terra?
Un pianeta però ha anche una “vita esterna” e quella della Terra è legata innegabilmente al Sole. La fine del Sole significherà quindi anche la fine del nostro pianeta. Quale delle due potenziali “morti” avverrà prima? Quella astrofisica, legata alla storia del Sole, o quella geologica, legata all’andamento dell’evoluzione endogena della Terra?
La carta d’identità del Sole ci dice che si tratta di una stella nana gialla G2V. La prima parte della sigla – G2 – fa riferimento alla temperatura superficiale, che è di circa 5500 gradi, mentre la V sta a indicare che il Sole è una stella di Sequenza Principale. Le stelle come il Sole hanno un’evoluzione lenta e sono caratterizzate da un ciclo energetico molto efficace, la reazione protone-protone. La maggior parte della vita del Sole viene spesa in questa fase, detta “fase di sequenza principale” che dura circa 4,5 miliardi di anni e che ha termine quando tutto l’idrogeno presente nel nucleo si è trasformato in elio. A questo punto il nucleo tende a collassare sotto l’azione della gravità degli strati esterni, mentre l’idrogeno continua a bruciare in un guscio intorno al nucleo. Nello stesso tempo il nucleo collassa sotto l’azione della gravità finché non viene raggiunta una pressione così alta da consentire l’innesco delle reazioni termonucleari che permettono di trasformare l’elio, che si è prodotto nel nucleo, in carbonio. La fase in cui l’elio viene consumato dura circa 100 milioni di anni. Nulla rispetto alla lunghissima vita precedente, ma forse un tempo sufficiente perché gli esseri umani eventualmente sopravvissuti fino a quel momento riescano a trovare una nuova casa. A questo punto infatti il Sole dopo aver trasformato l’elio in carbonio e ossigeno sarà diventato una gigante rossa e sarà circondato da un’estesa atmosfera, che arriverà fino all’orbita di Giove. Durante questa fase della sua esistenza il Sole emetterà un intenso vento solare che altererà con processi violenti di sputtering tutte le superfici planetarie, dopo avere ovviamente rimosso l’atmosfera.
Alla fine del nostro Sole non resterà che il nucleo che ionizzerà con effetti spettacolari la nube di gas e polvere generatasi nel processo, all’interno della quale saranno presenti i resti dei vecchi pianeti. Una fine gloriosa dunque ma forse irrilevante per la Terra che, quando il Sole avrà raggiunto la fase di gigante rossa, potrebbe essere già morta geologicamente …
La morte del nostro pianeta potrebbe anche avvenire a causa dello spegnimento della dinamo interna che genera il campo magnetico terrestre.
La Terra e la Luna sono accoppiate attraverso la marea e questo accoppiamento comporta una graduale riduzione della velocità di rotazione di circa 17 microsecondi all’anno; per lo stesso motivo la Terra e la Luna si allontanano di 38 millimetri all’anno. L’effetto sembra piccolissimo, ma dobbiamo ricordare che la nostra scala temporale è molto lunga. La condizione di stabilità di questo processo sarà raggiunta quando Terra e Luna ruoteranno l’una intorno all’altra grosso modo alla stessa velocità in 47 giorni. I tempi per raggiungere le fasi finali di questo processo sono lunghi: tuttavia molto prima di raggiungere quell’equilibrio, la Terra così come la conosciamo non esisterebbe più, poiché un giorno lunghissimo si alternerebbe a una lunga notte. Inoltre, con una rotazione così lenta probabilmente anche la dinamo interna che genera il campo magnetico si spegnerebbe. Molte delle caratteristiche della Terra, come il campo magnetico, ma anche la convenzione interna, a sua volte responsabile della tettonica a placche, sono infatti legate, oltre che all’energia interna del pianeta, alla sua rotazione.

Che coincidenza ben pianificata è la vita

Che bene inestimabile è la vita. Come non provare meraviglia e gratitudine per la fortuna di esistere? Gli elementi necessari per la nostra esistenza sono innumerevoli, attinenti all’infinitamente piccolo come all’infinitamente grande, e devono essere presenti tutti nelle giuste quantità, in un delicato equilibrio che molti definiscono miracolo. E’ forte la tentazione di credere nella volontà di un essere superiore, che ha preparato su misura per noi una casa perfetta. Ma anche chi è convinto che sia tutta opera del caso non può che rimanere sbalordito di fronte alla miriade di coincidenze che caratterizzano la comparsa nell’Universo di esseri intelligenti, capaci di osservarlo. Iniziamo ad esaminare brevemente alcune di queste “coincidenze”, per farci un’idea di quanto fortuita, fortunata, o voluta, sia la nostra esistenza.

Materia di vita

Sappiamo che la vita biologica si basa sui composti del carbonio e dell’idrogeno, ciò che è definito chimica organica. Si ipotizzano anche possibili forme di vita basate su altri elementi, come il silicio, ma finora non vi sono evidenze di ciò. Nonostante i composti organici siano presenti nello spazio – pensiamo alle comete che hanno contribuito considerevolmente a portarli sulla terra – questo non significa che ovunque ci sia la vita. I composti organici sono solo dei mattoncini di materia prima. Cosa abbia permesso a questi mattoncini di costruire un essere biologicamente vivo, che si alimenta e si riproduce autonomamente, rimane ancora un mistero. Ancora più arduo è spiegare la formazione, a partire da questa materia prima, della coscienza e del pensiero.
La Terra è situata in una posizione privilegiata. Innanzitutto, essa si trova in quella che viene definita la zona abitabile del Sistema Solare. Si trova cioè proprio alla giusta distanza dalla sua stella perché le temperature siano adatte a permettere la vita. Basterebbe una variazione della distanza piuttosto modesta (rispetto alla scala dell’universo) per cambiare completamente le cose. Collochiamo la terra un po’ più lontano dal sole, e la temperatura scenderebbe così tanto che l’acqua, e l’anidride carbonica, sarebbero prevalentemente allo stato solido (il caso di Marte, a “soli” 228 milioni di km dal sole). Spostiamola invece un po’ più vicina alla nostra stella, e il calore torrido consentirebbe all’acqua di essere presente solo sotto forma di vapore. E’ la storia di Venere, a 108 milioni di km dal sole. Qui la coltre di anidride carbonica dell’atmosfera produce un effetto serra che intrappola il calore del sole sulla superficie, portando a temperature medie di oltre 400 K e a pressioni atmosferiche cento volte maggiori di quelle terrestri. E dire che Venere, nella mitologia romana, era il nome della Dea della bellezza. Ci saremmo forse aspettati un pianeta più accogliente!
Ogni stella che abbia un periodo di vita sufficientemente lungo possiede una zona abitabile, le cui dimensioni dipendono dalle caratteristiche dell’astro, come grandezza, luminosità e stabilità. Tuttavia, trovarsi in questa zona favorita non è condizione sufficiente, benché necessaria, affinché sgorghi la vita.
La posizione che occupa il Sistema Solare nella Galassia non è meno importante di quella che ha la Terra nei confronti del Sole. Noi ci troviamo in un luogo ottimale della Via Lattea, a circa 2 terzi dal centro. Se fossimo troppo vicini al centro, dove regna un buco nero super massiccio, le intense radiazioni che lo circondano sarebbero letali. Al contrario, se ci trovassimo in una zona più periferica della galassia, la materia interstellare che ha formato il Sole e i pianeti sarebbe stata troppo povera di elementi pesanti.
Consideriamo poi la massa del nostro pianeta. Per fortuna è sufficientemente grande da trattenere, con la sua gravità, un’atmosfera che ci permette di respirare, mantiene la temperatura mite e ci protegge allo stesso tempo dalle radiazioni ultraviolette del Sole e dalla caduta di meteoriti. Se non ci fosse abbastanza gravità, l’aria che respiriamo svanirebbe nello spazio. Se la Terra fosse invece eccessivamente massiccia, la sua atmosfera sarebbe ricca di nocivi gas primordiali, come idrogeno ed elio. Il nostro pianeta ha quindi la massa giusta per poter costruire un’atmosfera contenente, nelle giuste proporzioni, gli ingredienti adatti alla vita (in particolare, azoto e ossigeno). Ogni tanto, quando respiriamo, o quando il vento ci accarezza i capelli, pensiamo a quanto fortunati siamo ad averla!
Infine, non è trascurabile il fatto che l’orbita della Terra, come quella degli altri pianeti del Sistema Solare, è quasi circolare. Ciò implica che nella sua rivoluzione intorno al Sole la Terra non si avvicina mai ai pianeti giganti esterni, che potrebbero facilmente destabilizzarne l’orbita con la loro forte attrazione gravitazionale. La nostra bella Luna non è solo fonte di ispirazione per i poeti, ma è fondamentale per la nostra esistenza. E’ infatti delle dimensioni necessarie per stabilizzare l’orbita della Terra. Se non avessimo la Luna, o se fosse molto più piccola della terra (come generalmente i satelliti sono rispetto al loro pianeta), le lievi perturbazioni nell’orbita terrestre nell’arco di milioni di anni si accumulerebbero, portando a periodici cambiamenti drastici del clima che precluderebbero la comparsa di esseri viventi.
>Non dimentichiamo poi Giove, il nostro vicino gigante, che con la sua fortissima gravità riesce a deviare e a rilanciare nello spazio, o ad attirare su di se, gli asteroidi e le comete che altrimenti potrebbero colpire la Terra. Ciò è stato fondamentale soprattutto nel primo miliardo di vita del sistema solare, che pullulava di pericolosi detriti rimasti esclusi dalla formazione dei pianeti e dei loro satelliti. Se Giove fosse stato più piccolo, non avrebbe potuto “ripulire” l’ambiente, e ancora oggi massicci asteroidi continuerebbero a bersagliare la terra, portando a frequenti collisioni che annienterebbero le forme di vita eventualmente comparse.
E questo è solo l’inizio… Nella seconda parte di questo articolo, analizzeremo in breve alcune caratteristiche fondamentali dell’Universo che consentono la vita, e affronteremo l’interrogativo che da sempre attanaglia l’uomo: perché esistiamo? Naturalmente non potremo dare risposte, magari! Ma accenneremo almeno alle principali correnti di pensiero tra gli scienziati, e non solo.
Continuiamo  dunque nella esaltante esplorazione dei fattori che hanno reso possibile la vita, iniziata nella prima parte di questo articolo. Siamo partiti da ciò che ci è più vicino, esaminando le condizioni sul nostro pianeta, nel sistema solare e nella Via Lattea. Ma noi siamo parte integrante dell’Universo, e non potremmo esistere se a sorriderci non vi fossero anche caratteristiche ben precise dell’Universo stesso e le leggi fondamentali che regolano il suo funzionamento.
A sostegno della vita interviene tutta una serie di “coincidenze” cosmiche che consentono un equilibrio delicatissimo senza il quale la vita non potrebbe nascere. Occorrono infatti centinaia di milioni di anni di stabilità perché il DNA possa svilupparsi. Tale stabilità, e la possibilità di formare gli atomi, le molecole, e quindi i mattoni della vita, sono garantite in primo luogo dalle proprietà dell’infinitamente piccolo, cioè delle particelle subatomiche, che pur essendo così minuscole sono in realtà i costituenti di tutto ciò che esiste.
Il protone, ad esempio, è una particella assolutamente stabile; a differenza dei neutroni, non decade (non si trasforma in altre particelle). La sua vita è molto più lunga della vita dell’universo stesso, ossia, il protone rimarrà proprio come era al momento del Big Bang, finché l’Universo esisterà. Questa sua “immortalità” rende possibile la formazione dei nuclei atomici stabili, e di conseguenza del DNA.
Pensiamo poi al delicato equilibrio delle forze della fisica che regolano il funzionamento di tutto. Ad esempio, se la forza nucleare forte, quella che tiene saldati insieme i nuclei, fosse anche solo leggermente più debole, i nuclei leggeri non riuscirebbero a rimanere uniti. Ciò bloccherebbe sul nascere la catena della produzione degli elementi nelle stelle. Se al contrario la forza nucleare forte fosse troppo forte, le stelle brucerebbero troppo rapidamente il loro carburante, non concedendo alla vita su un pianeta il periodo di stabilità necessario per evolversi.
E la gravità, la forza regina del cosmo? Cosa accadrebbe se l’attrazione prodotta da una determinata massa avesse un valore diverso da quello che ha? Se fosse più debole, la materia non riuscirebbe ad agglomerarsi per creare le stelle e i pianeti. E se fosse più potente? Allora le stelle si formerebbero ma si esaurirebbero molto rapidamente. In entrambi i casi, la vita non potrebbe nascere.
Infine consideriamo Omega, il valore che definisce la densità dell’Universo. Sebbene non sia stato determinato con precisione, è chiaro che Omega sia molto prossimo a 1. Se Omega fosse molto piccolo, infatti, la massa del cosmo non sarebbe sufficiente ad arrestare l’espansione per gravità, che quindi continuerebbe inesorabilmente, portando a un universo sterminato gelido e buio. Se Omega fosse molto grande, invece, il cosmo sarebbe collassato rapidamente sotto il suo stesso peso, prima che si formasse la vita.

Alla ricerca di altre risposte

L’elenco potrebbe continuare con molti, molti  altri esempi. Quello che è certo è che la nostra esistenza si basa sulla combinazione di numerosissimi aspetti e se solo uno di essi fosse stato anche lievemente diverso, nulla di ciò che conosciamo esisterebbe.
Su questa consapevolezza si basa il cosiddetto principio antropico (dal greco anthropos, essere umano). Il principio antropico afferma che le leggi della natura sono organizzate in modo tale da rendere possibile la vita e la coscienza.
Se questa organizzazione sia stata programmata da una mente superiore per realizzare un grande disegno, o se sia frutto del caso, è probabilmente il problema che accomuna più di ogni altro gli esseri umani, di qualsiasi provenienza geografica, culturale  o storica. Il dibattito è rovente anche tra gli stessi scienziati, tanto che al principio antropico sono stati assegnati aggettivi diversi, a seconda delle interpretazioni. Ad esempio, il principio antropico forte sostiene che l’universo è così perfetto per ospitarci proprio perché è stato concepito appositamente per questo scopo. Il principio antropico debole, invece, afferma che l’universo è regolato da leggi che rendono possibili vita e coscienza, senza preoccuparsi del motivo. In questo caso, l’Universo ci appare ospitale non perché è stato progettato così, ma perché se non fosse stato ospitale non saremmo qui a osservarlo.
Il grande problema del principio antropico è che non è dimostrabile, non basandosi su evidenze scientifiche, ma piuttosto sulla sensazione di abitare in un ambiente che, come uno strumento musicale, è accordato alla perfezione. Alcuni studiosi pertanto rifiutano il principio antropico, e propendono invece per la teoria del multiverso. Essi ritengono che esistano innumerevoli universi, per la maggior parte instabili e quindi non capaci di sostenere la vita. Tuttavia, secondo la legge delle medie, possono esistere anche rari universi in cui vigono le condizioni di stabilità necessarie alla vita, e noi ci troviamo in uno di questi. Come dire: puntiamo un ambo al Lotto, e prima o poi, per la legge delle medie, è probabile che uscirà.
La teoria del multiverso però non risolve definitivamente il problema, non risponde cioè alla questione originaria: coincidenza o disegno? Che il nostro universo sia unico, o piuttosto uno di milioni di universi, lo sbigottimento di fronte a tante coincidenze resta. La domanda rimane aperta, e probabilmente lo rimarrà per sempre. Non lasciamoci scoraggiare, però! Noi esseri umani siamo capaci di pensare, di ricercare, e di andare oltre, spesso raggiungendo traguardi che sembravano irrealizzabili. Non arrendiamoci, dunque. Continuiamo a porci domande e a ricercare risposte, percorrendo tutte le strade che si aprono davanti a noi. Naturalmente  con la scienza come faro, ma senza rinunciare alla spiritualità e alla irrazionalità, che rendono l’umanità tanto delicata e speciale.

I pianeti nani nascono nel 2006

Nell’agosto del 2006, il Congresso dell’Unione Astronomica Internazionale (IAU), fra discussioni e polemiche, prendeva una decisione storica e cambiava il volto del Sistema Solare: Plutone veniva declassato a “pianeta nano” mentre i pianeti “classici” rimanevano solo in otto: Mercurio, Venere, Terra, Marte, Giove, Saturno, Urano e Nettuno, in ordine di distanza dal Sole.
Plutone, scoperto per caso da Clyde W. Tombaugh, godeva dello status di pianeta dal 1930. Dopo la scoperta di Plutone gli astronomi avevano stabilito che il Sistema Solare conteneva nove pianeti e migliaia di altri corpi dalle dimensioni significativamente minori, asteroidi e comete. Per quasi 50 anni, Plutone è stato ritenuto più grande di Mercurio ma la scoperta nel 1978 della sua luna Caronte permise di misurarne la massa con precisione, ottenendo per essa un valore molto più piccolo delle stime iniziali: il valore misurato corrispondeva a circa un ventesimo della massa di Mercurio, rendendo Plutone di gran lunga il pianeta più piccolo. Sebbene fosse ancora dieci volte più massiccio di Cerere, l’oggetto più grande presente nella Fascia Principale degli asteroidi, Plutone appariva ridimensionato. Inoltre, possedendo alcune caratteristiche inusuali quali un’elevata eccentricità orbitale ed un’elevata inclinazione orbitale, divenne evidente che si trattava di un corpo differente da ogni altro pianeta. Negli anni novanta gli astronomi iniziarono a trovare altri oggetti nella stessa regione di spazio in cui orbita Plutone (oggi conosciuta come Fascia di Kuiper), ed alcuni altri anche a distanze maggiori. Alcuni di essi condividevano le caratteristiche chiave dell’orbita di Plutone, cosicché il corpo celeste iniziò ad essere visto come il più grande di una nuova classe di oggetti. Gli oggetti del Sistema Solare, oltre alla stella Sole, venivano dunque classificati in pianeti (oggetti massivi di almeno una certa consistenza, di forma tonda e non circondati da altri oggetti di massa comparabile), satelliti (oggetti che ruotano attorno ad un pianeta), pianeti nani (oggetti che hanno una o più delle caratteristiche dei pianeti, ma non tutte) e oggetti minori. Un pianeta nano è un corpo celeste di tipo planetario orbitante intorno ad una stella e caratterizzato da una massa sufficiente a conferirgli una forma sferoidale, ma che non è stato in grado di “ripulire” la propria fascia orbitale da altri oggetti di dimensioni confrontabili. Nonostante il nome, un pianeta nano non è necessariamente più piccolo di un pianeta. In teoria non vi è limite alle dimensioni dei pianeti nani. Si osservi inoltre che la classe dei pianeti è distinta da quella dei pianeti nani, e non comprende quest’ultima. Tra le altre cose, si è fatto notare che il termine è fuorviante e che i criteri non sono oggettivi (nessun corpo può ripulire completamente la propria fascia orbitale, né esiste una soglia obiettiva su quando un corpo è sferoidale o no). Tuttavia, la necessità di creare questa classe di oggetti per distinguerla dai pianeti tradizionali esisteva, ed è probabile che il nome resti. L’11 giugno 2008, il Comitato esecutivo dell’Unione Astronomica Internazionale riunitosi ad Oslo, ha assegnato il nome plutoidi alla classe dei pianeti nani trans nettuniani. L’UAI riconosce dunque cinque pianeti nani: Cerere, Plutone, Haumea, Makemake ed Eris. Con 950 Km di diametro ed una massa pari al 40% di tutti gli asteroidi del Sistema Solare messi insieme, Cerere è l’asteroide più massiccio del nostro sistema ed è l’unico ad essere considerato un pianeta nano. Cerere venne individuato per la prima volta il 1 gennaio 1801 dall’astronomo italiano Giuseppe Piazzi. Cerere è, insieme a Vesta, l’unico asteroide che può essere visto – in determinate condizioni di cielo – ad occhio nudo. L’orbita di Cerere si attesta tra Marte e Giove, nella cosiddetta Fascia Principale. Fisicamente, Cerere appare come un corpo planetario (da qui l’inserimento tra i pianeti nani) dal momento che ha una forma sferica schiacciata ai poli. Cerere ha una temperatura di 239 K e presenta crateri da impatto. Scoperto nel 2005 Eris è il pianeta nano più grande e massiccio del Sistema Solare, ed anche il più grande corpo trans-nettuniano. Da giugno 2008 è classificato come plutoide, inteso come pianeta nano la cui orbita è prevalentemente esterna a quella di Nettuno. E’ un oggetto ghiacciato di 2550 Km di diametro, con uno scarto possibile di 100 km, e con massa maggiore del 27% rispetto a Plutone. La misurazione della massa di Eris è stata possibile grazie alla determinazione dei dati riguardanti il suo satellite. Eris fa parte degli oggetti del disco diffuso del sistema solare, e la sua orbita lo porta ad avere un periodo di rivoluzione pari a 557 anni. Impossibile da visualizzare ad occhio nudo, Eris riesce a mostrarsi anche a telescopi modesti grazie al suo albedo. Eris ha un satellite, chiamato Dysnomia. Il nome ufficiale è 136472 Makemake ed è noto dal 31 marzo del 2005 quando venne scoperto. La classificazione di oggetto trans-nettuniano è dovuta ovviamente alla sua orbita, completamente al di fuori dell’orbita di Nettuno. Dal 2008, invece, non rientra più tra i pianeti nani ma tra i plutoidi, la nuova classificazione UAI che indica i pianeti nani oltre l’orbita dell’ultimo pianeta del Sistema Solare. Ed in effetti Makemake si trova in piena Fascia di Kuiper, a 6 miliardi e 850 milioni di chilometri dal Sole. Plutone è un plutoide. Attualmente, quindi, a causa della sua orbita atipica ed influenzata da quella di Nettuno, Plutone è rintracciabile tra i plutoidi, intesi come pianeti nani la cui orbita si trova prevalentemente oltre l’orbita di Nettuno.
Noto per lungo tempo con il nome di (136108)2003 EL61, 136108 Haumea, o più comunemente Haumea, è un pianeta nano del sistema solare esterno e quindi un oggetto trans-nettuniano. Possedendo le caratteristiche di un pianeta nano e trovandosi oltre l’orbita di Nettuno, Haumea è a tutti gli effetti inquadrato nella nuova categoria (introdotta nel 2008 dalla UAI) dei plutoidi. Haumea è un nome dedicato alla dea hawaiiana della fertilità ed è stato ufficialmente assegnato al plutoide il 17 settembre del 2008. La scoperta, sebbene avvenuta a dicembre 2004, è stata così ufficialmente annunciata il 28 luglio del 2005. La forma di Haumea ricorda un sigaro, con dimensioni non piccole e paragonabili a quelle di Plutone in termini di asse maggiore. Tra le caratteristiche maggiori di questo plutoide spicca la veloce rotazione, intorno alle 4 ore, tra le più veloci del Sistema Solare. Questa velocità dovrebbe essere dovuta ad un impatto con un corpo molto grande, avvenuto all’interno della Fascia di Kuiper miliardi di anni fa. Proprio da questo impatto dovrebbero aver preso vita le due lune di Haumea, note come Hi’iaka e Namaka.
Hi’iaka è il primo satellite ad essere stato scoperto intorno a Haumea. Il suo diametro dovrebbe essere pari al 22% rispetto al plutoide, cioè intorno ai 350 chilometri. Numaka è il secondo satellite di Haumea, più piccolo ed interno. Scoperto il 29 novembre del 2005, il suo diametro dovrebbe essere pari a circa 170 chilometri.

New Horizons si dirige a velocità folle verso Plutone

La sonda New Horizons della NASA, lanciata nel 2006, dovrà viaggiare ancora per altri quattro anni in direzione di Plutone, all’estremo bordo del Sistema Solare. Sebbene ora sia un nano pianeta, è un mondo di circa 5000 miglia di diametro all’equatore e non è mai stato esplorato ma è rappresentativo di una intera classe di mondi, e per capire al meglio il Sistema Solare occorre conoscere mondi come Plutone.
Plutone è un mondo misterioso che anche alla vista del telescopio Hubble ha offerto delle macchie colorate di dubbia origine. Alcuni scienziati pensano possa trattarsi di depositi di materia organica primordiale e lo spettrometro di New Horizons aiuterà ad identificare il tipo di molecole organiche, se queste sono. Il recente contributo di Hubble più intrigante è stata la scoperta di due nuove lune in orbita sul nano pianeta. Plutone, visto da Hubble, somiglia ora ad un sistema solare in miniatura, una sorta di Giove, e New Horizons fornirà nuovi indizi sull’esistenza di eventuali altre lune. A margine di questo lavoro primario, New Horizons sarà in grado di fornire la mappa più dettagliata del piccolo mondo mai ottenuta. Al suo approccio minimo, la sonda si troverà a circa 10.000 chilometri da Plutone e potrà risolvere dettagli al pari di una spy camera. La visione sarà incredibile: se la sonda passasse sulla Terra, potremmo distinguere i singoli palazzi e la loro forma. Cosa vedremo su Plutone? Alcuni ricercatori si attendono dei geyser ghiacciati, altri si aspettano, come detto, depositi di materiale organico. In ogni caso, qualsiasi cosa sarà trovata sarà una sorpresa essendo la prima esplorazione del pianeta nano. New Horizons raggiungerà Plutone dopo un viaggio di nove anni e mezzo. Per salvare energia verrà ibernata più di una volta ma l’arrivo è previsto nel 2015. Una particolarità di Plutone: il suo cielo collassa una volta ogni anno (anno plutoniano). All’inizio dell’inverno di Plutone, e quindi ogni 248 anni, Plutone diviene così freddo che l’atmosfera ghiaccia. Le molecole cristallizzano quando la temperatura scende a circa 32 Kelvin (-240°C) e l’atmosfera cade a terra come neve. Questo potrebbe accadere ancora nei prossimi 30 anni: Plutone si sta allontanando dal Sole e l’inverno sta iniziando, quindi si spera di riuscire a captare qualcosa dell’atmosfera prima che questa collassi del tutto.

Il sistema lunare di Plutone

Quando la sonda spaziale New Horizon della NASA effettuerà il suo fly-by attorno al remoto Plutone, avrà una sorpresa in più: attorno all’ultimo pianeta del Sistema Solare — mi perdonerete, spero, se continuerò a chiamarlo con la sua denominazione storica, piuttosto che “pianeta nano” — il glorioso HST ha infatti scoperto una minuscola luna (la quinta), angolarmente distante appena un secondo d’arco dal corpo principale: si pensi dunque all’estrema difficoltà nell’aver ripreso un oggetto di magnitudo 27 così vicino a un altro più che è più brillante di un fattore 100.000! Mark Showalter  un noto veterano dell’osservazione di Plutone, ha effettuato ufficialmente la scoperta sfruttandone l’opposizione dello scorso 29 giugno, quando il pianeta si trovava a 31 UA, ossia circa 4.6 miliardi di km. Le dimensioni del nuovo arrivato potrebbero essere comprese tra i 10 e i 25 km, ma tutto dipende dalla riflettività del corpo celeste. I 5 satelliti di Plutone sono tutti situali nel piano orbitale del pianeta e ciò depone a favore dell’ipotesi che si siano formati dai detriti sparati all’esterno, quando un corpo sconosciuto ha impattato sulla superficie del pianeta stesso. Gli impatti che hanno luogo in queste regioni esterne del Sistema Solare sono usualmente poco violenti, per cui i detriti eiettati potrebbero non aver avuto la forza sufficiente ad abbandonare l’attrazione gravitazionale di Plutone, restandovi così intrappolati. (da Il Galassiere)

La Luna

La Luna, dopo il Sole, è l’astro più brillante del cielo notturno. Il chiarore che proviene dalla Luna non è emesso da lei stessa; è il Sole che illumina la Luna che a sua volta riflette la luce e la invia fino a Terra. Di conseguenza se si deve scegliere una serata di osservazione sarà meglio privilegiare quelle senza Luna. L’orbita della Luna è piuttosto allungata: quando si trova alla massima distanza dista circa 407mila chilometri, mentre quando è più vicina è solo a 356mila chilometri. Per uno strano caso poi le dimensioni in cielo della Luna sono molto simili a quelle del Sole. In realtà il Sole ha un diametro di circa 400 volte maggiore di quello della Luna, ma è anche ad una distanza 400 volte superiore. Per questo motivo le eclissi solari che si verificano quando la Luna passa davanti al Sole sono così spettacolari! Questi fenomeni hanno una durata limitata (massimo 7 minuti) e sono piuttosto rari. Almeno due all’anno ci sono sempre ma non è detto che siano totali (cioè che il Sole sia completamente coperto) e soprattutto che anche se lo sono avvengano proprio dove siamo noi. L’ultima totale visibile in Italia si è verificata il 15 febbraio 1961, la prossima avverrà il 3 settembre 2081 (per quanto mi riguarda ero troppo piccola per la prima e vedo improbabile la mia presenza alla seconda!).

Come è nata la Luna?

Si è formata poco dopo la Terra 4,5 miliardi di anni fa ed è stata una nascita veramente esplosiva … Le teorie più recenti suggeriscono che a quell’epoca il nostro pianeta, che era ancora in formazione, fu colpito da un corpo grosso come Marte che gli astronomi hanno chiamato THEIA. L’impatto fu devastante e i nuclei dei due oggetti si fusero e buona parte del materiale che costituiva Theia insieme con una parte delle rocce dello strato terrestre più superficiale fu scagliato nello spazio dove formò un anello intorno alla Terra. Con il tempo da quell’anello si formò la Luna. Inoltre fra 4,1 e 3,9 miliardi di anni fa il nostro satellite fu bombardato ininterrottamente da grandi meteoriti che ancora popolavano il nostro Sistema Solare. E infatti la Luna è costellata da crateri. Il primo a vederli fu Galileo che sulla superficie notò anche montagne e vallate. Ma già ad occhio nudo la caratteristica più evidente della superficie lunare sono i MARI, zone più scure che ne coprono ampie regioni. Sono chiamati così perché un tempo si credeva che fossero degli oceani simili ai nostri. I mari si sono formati fra 3,5 e 3 miliardi di anni fa a causa di immense eruzioni vulcaniche. Coprono circa il 31 per cento della superficie ed hanno nomi di fantasia: Mare Serenitatis, Mare Tranquillitatis e così via. Le montagne della Luna invece copiano gli appellativi di quelli terrestri: quindi anche lassù ci sono le Alpi, gli Appennini ed i Carpazi. Quanto ai crateri sono intitolati a persone famose soprattutto scienziati, filosofi ed esploratori. Dalla Terra inoltre si vede sempre la stessa faccia della Luna. Anche molte lune di Giove e di Saturno mostrano sempre la stessa faccia al loro pianeta. La Luna ha due movimenti principali: uno di rotazione intorno al proprio asse ed uno di rivoluzione attorno alla Terra. Per girare su se stesso il satellite impiega 27 giorni 7 ore 43 minuti 11,5 secondi, ma questo è esattamente quanto ci vuole perché compia un’orbita intorno a noi (mese sidereo). E’ per questo motivo che per vedere la faccia nascosta della Luna abbiamo dovuto aspettare l’invenzione delle sonde automatiche. La prima a circumnavigare il nostro satellite inviando le prime foto del suo lato nascosto è stata la sonda sovietica Luna 3 nel 1959.

Le fasi lunari

Un ciclo completo dura 29 giorni 12 ore 44 minuti 2,9 secondi e si chiama LUNAZIONE o mese sinodico. Quando la Luna è nuova si trova fra il nostro pianeta e il Sole e quindi la sua porzione illuminata non è rivolta verso di noi e per qualche sera praticamente la Luna scompare dal cielo. Poi inizia a CRESCERE e dopo circa una settimana raggiunge la fase di primo quarto, con la “gobba” rivolta verso occidente (ponente). Il vecchi detto “gobba a ponente Luna crescente, gobba a levante Luna calante”, funziona proprio bene.  Continuando il suo cammino  intorno alla Terra dopo altri 7 giorni raggiunge una posizione in cielo opposta a quello del Sole: siamo alla fase PIENA (tutta la metà rivolta a noi è illuminata dalla luce solare). Il ciclo prosegue poi con il momento di ultimo quarto per tornare alla fine, ancora alla Luna nuova. La Luna orbita intorno alla Terra da occidente a oriente. Compie un’orbita in circa 4 settimane. Dato che un giro completo è di 360°, la Luna si sposta fra le stelle di circa 12° al giorno (360:30=12). Da una sera all’altra si trova quindi 12° più a oriente. La Luna è uno dei più grandi satelliti del Sistema Solare e questa sua peculiarità è stata determinante per la Terra e per la nostra vita. Grazie alle sue grandi dimensioni  la Luna ha stabilizzato l’inclinazione dell’ASSE di rotazione terrestre. Studi accurati indicano che in assenza della Luna, la Terra girerebbe su se stessa più velocemente, il nostro giorno durerebbe quindici ore ma soprattutto l’asse di inclinazione avrebbe enormi oscillazioni passando in periodi di tempo relativamente brevi da 0° a 90°. Con l’inclinazione 0° non esiterebbero le stagioni, mentre a 90° il nostro pianeta si troverebbe coricato sulla propria orbita mostrando al Sole alternativamente (ogni 6 mesi) i due emisferi. Così i poli si troverebbero alternativamente a perpendicolo sotto i raggi del Sole e il giorno durerebbe 6 mesi, come la notte. In queste condizioni si fonderebbero entrambe le calotte polari con catastrofiche conseguenze. Questi scenari per nostra fortuna sono stati impediti dalla Luna che stabilizzando l’inclinazione dell’asse terrestre ha assicurato condizioni climatiche stabili da 4500 milioni di anni rendendo possibile la nascita e lo sviluppo della vita sulla Terra.

Cosa sarebbe successo se la Luna non ci fosse stata?

Cosa succederebbe se la Luna abbandonasse la propria orbita o, argomento ancora più sfizioso, cosa sarebbe successo se il nostro satellite naturale non ci fosse mai stato? E allora vediamo un po’ di tirare le fila. L’ipotesi più accreditata sulla genesi del nostro meraviglioso satellite è che si sia formato quasi contemporaneamente alla Terra, a causa di un impatto violentissimo, circa 4,5 miliardi di anni fa. Si pensa che un corpo delle dimensioni di Marte (battezzato Theia, ma che non si è ancora del tutto certi che sia mai realmente esistito)si sia scontrato con la Terra in quelle remote epoche e l’urto abbia proiettato nello spazio una quantità enorme di materiale. Gran parte di queste “schegge di Terra” si sarebbero messe prima ad orbitare attorno alla Terra stessa ancora in formazione e si sarebbero poi riunite con un processo di accrescimento per formare la Luna. Ma la Luna appena formatasi in questo modo non stava a 380.000 Km da noi come adesso, bensì a circa 1/10, 30-40 mila Km. La Terra allora ruotava in sole 8 ore, altro che le 24 circa che impiega oggi e che scandiscono la nostra giornata. Proprio l’interazione fra Luna e Terra, che provoca forti maree reciproche dell’una sull’altra, a poco a poco ha rallentato il moto di rotazione dei due corpi portandolo in sincronia – è per questo che noi vediamo sempre la stessa faccia del nostro satellite – e allungando il giorno fino ai livelli attuali, man mano che la Luna si allontanava dalla Terra. Se quindi la Luna non ci fosse stata le uniche maree terrestri sarebbero state dovute al Sole e la nostra giornata ora sarebbe di 12 ore. Ma ci sarebbero anche altri effetti: peseremmo di meno, circa il 10%, dato che un pezzo di Theia sembra sia rimasto incastrato nella Terra. Così è aumentata la massa della Terra e quindi la sua attrazione gravitazionale anche sui nostri corpi. Se non ci fosse sta la Luna, poi, forse la vita non sarebbe nemmeno apparsa dato che il nostro satellite, appena formato e tanto vicino a noi, creava maree 1000 volte più potenti di quelle di oggi. Gli oceani salivano su fino alle montagne! E questo, secondo molti, ha arricchito di minerali i mari e facilitato la formazione del famoso “brodo primordiale”, essenziale per lo sviluppo della vita. Ma forse l’effetto più deleterio sarebbe stato che la Terra avrebbe potuto inclinare il proprio asse di 90° come nel caso di Urano portando così il nostro pianeta a “coricarsi” rispetto al Sole ed esporre così sempre un solo emisfero su cui sarebbe stato sempre giorno mentre nell’altro sempre notte.

Tutta l’energia del nostro Sole

Il Sole è una nana gialla che appartiene alla Sequenza Principale del Diagramma HR, che ha raggiunto circa 5 miliardi di anni fa e nella quale rimarrà per un tempo quasi altrettanto lungo, cioè fino alla sua morte. In questo articolo ci occuperemo della sua struttura interna, della produzione dell’energia e su come l’energia si trasferisce dal nocciolo del Sole fino alla Terra.
La superficie visibile del Sole, che è detta fotosfera, ha una temperatura di circa 5800 K, e benché possa sembrare all’osservatore una superficie ben definita, quasi una superficie planetaria, in realtà è costituita da un gas che è meno denso dell’atmosfera terrestre. Sia la densità che la temperatura aumentano impetuosamente man mano che si discende dalla superficie verso il nucleo del Sole.
L’alta atmosfera (corona) riceve il calore dalla fotosfera. Quest’ultima ha una temperatura che arriva a 5 milioni di gradi! Questo costituisce un grande rompicapo per gli scienziati, in quanto contraddice il secondo principio della termodinamica, secondo il quale il calore non può passare spontaneamente da un corpo più freddo ad un corpo più caldo.
Al di sotto della fotosfera c’è una regione molto turbolenta che è detta zona convettiva, nella quale l’energia generata nel nocciolo risale trasportata da colonne di gas caldo, mentre colonne di gas freddo precipitano verso l’interno. E’ appunto il processo fisico che è detto convezione. In definitiva, la fotosfera è solo la parte superiore della zona convettiva. Scendendo in profondità attraverso la zona convettiva, la pressione e la densità crescono in modo sostanziale e altrettanto fa la temperatura. La densità è molto maggiore di quella dell’acqua, ma non dimentichiamo che stiamo ancora parlando di gas benché in uno stato piuttosto inusuale. Un gas che si trovi in queste condizioni estreme di temperatura e/o di pressione viene normalmente indicato come plasma (un plasma è un insieme di ioni positivi e di elettroni liberi). La temperatura in questa regione è di circa 2 milioni di gradi e il plasma solare assorbe i fotoni. A circa un terzo del raggio solare scendendo dalla fotosfera, la zona convettiva assai turbolenta termina e si incontra il plasma più stabile della zona radiativa. Qui l’energia viene trasportata verso l’esterno principalmente dai fotoni della radiazione X. La temperatura è di circa 10 milioni di gradi: Nella regione centrale, nel nocciolo del Sole, la temperatura sale a 15 milioni di gradi ed è qui nel nucleo che l’idrogeno viene trasformato in elio. La pressione in questa regione è circa 200 miliardi di volte maggiore della pressione atmosferica terrestre. I valori della temperatura e della pressione centrali sono impressionanti: sostanzialmente tutta l’energia del Sole viene prodotta nel quarto più interno del suo raggio, cioè che corrisponde a circa l’1,5% del volume totale.
Il modello corrente riguardo alla produzione di energia nel centro del Sole ci dice che a generarla è la fusione nucleare, una sorgente così efficace che consente al Sole di brillare per 10 miliardi di anni e poiché al momento la nostra stella è vecchia di soli 4,6 miliardi di anni, di tempo ne resta ancora tanto! Questo stesso modello ci garantisce che le dimensioni del Sole resteranno sostanzialmente stabili, frutto di un equilibrio fra le forze contrapposte della gravità, che tenderebbe a farlo collassare e della pressione che invece tende ad espanderlo. Questo bilanciamento fra le due forze è detto equilibrio idrostatico (o anche equilibrio gravitazionale). Affinché ci sia equilibrio idrostatico occorre che la pressione vada aumentando man mano che si scende in profondità: ecco perché il Sole è estremamente denso e caldo nel suo nocciolo.
Per spiegare l’energia del Sole dobbiamo invocare un processo che chiama in causa l’elemento più abbondante della nostra stella, l’idrogeno. La fusione dell’idrogeno in elio fu proposta per la prima volta nel 1920 dall’astronomo inglese A.S. Eddington, benché i dettagli a quel tempo non fossero chiari; lo diventeranno solo 20 anni dopo.
L’idrogeno che è l’elemento più leggero ha un nucleo che consiste di un solo protone. Al contrario il nucleo dell’elio è costituito da 4 particelle due protoni e due neutroni. Di conseguenza per fare un nucleo di elio occorrono 4 nuclei di idrogeno. Si tratta di un complesso meccanismo, lo sviluppo di una serie di reazioni che è detta catena protone – protone ((nelle stelle più massicce del Sole la fusione dell’elio avviene attraverso una serie differente di reazioni che sono dette ciclo del CNO.
Dal core l’energia viene trasmessa verso l’esterno nella zona radiativa per radiazione. Ciò vuol dire che la luce emessa in un punto da un atomo viene assorbita da un altro atomo che si trova vicino e in una frazione infinitesimale di secondo questa viene nuovamente irradiata in una direzione casuale e ancora assorbita, irradiata e così via.
Questo è un processo molto lento di trasferimento del calore. Basti pensare che un fotone emesso nelle reazioni termonucleari del core impiega 10 milioni di anni per risalire in superficie. La lentezza di propagazione dei fotoni verso la superficie del Sole ci assicura un apporto energetico costante, garantendo la riduzione la riduzione delle grandi variazioni che possono verificarsi nella regione centrale e che potrebbero essere nocive per la nostra esistenza.
Il Sole ha una rotazione intorno al proprio asse di tipo differenziale in quanto le regioni equatoriali ruotano più velocemente rispetto a quelle situate ad altre latitudini. Un altro fenomeno interessante è quello delle macchie solari, regioni più scure che solitamente appaiono in gruppi e preferibilmente nelle regioni comprese fra 30° di latitudine nord e 30° di latitudine sud. Sono regioni più fredde (4500°C) e pertanto appaiono più scure. La loro quantità è legata all’attività interna del Sole che segue un ciclo di circa 11 anni. Vicino al minimo del ciclo è raro vedere delle macchie solari sul Sole: esse appaiono comunque molto piccole ed effimere. Durante il massimo del ciclo sono visibili diversi gruppi di macchie.
Alla maggiore attività solare sono legati altri fenomeni tra cui le protuberanze, enormi eruzioni di materia lanciate a grandissima altezza fino a diverse centinaia di migliaia di chilometri e a velocità di oltre 300 Km/s e i brillamenti costituiti da improvvisi aumenti di luminosità di zone attive, dove la materia viene espulsa a enormi velocità dell’ordine di 1500 Km/s e pertanto può in gran parte sfuggire nello spazio.
L’osservazione del Sole è un’attività molto diffusa tra gli astrofili ma non si deve mai guardare a lungo il Sole a occhio nudo e tanto meno osservarlo attraverso un telescopio senza le opportune protezioni. E’ un’attività estremamente pericolosa: si possono compiere osservazioni soltanto se si è equipaggiati dei filtri specifici per farlo.

Magiche eclissi

Un’eclissi di Sole si verifica quando la Luna si interpone tra la Terra e il Sole e il suo disco oscura quest’ultimo. La quasi perfetta coincidenza fra i due dischi di Luna e Sole quali li vediamo dalla Terra è una pura coincidenza. La Luna ha un diametro di 3476 chilometri, circa 1/400 di quello del Sole e una distanza media dalla Terra di circa 384000 chilometri che è a sua volta 1/400 della distanza Terra – Sole.
La Luna passa fra il Sole e la Terra una volta ogni 29 giorni ma poiché l’orbita del nostro satellite è inclinato rispetto al piano su cui giace l’orbita della Terra, quando la Luna è fra il Sole e la Terra non è sempre allineata fra questi ultimi. In media si verificano due eclissi solari l’anno ma visibili in luoghi diversi del pianeta.
Nonostante fin dall’antichità l’eclissi fosse conosciuta e studiata in Europa rimanevano radicate le credenze superstiziose su questi fenomeni: si narra che l’imperatore Ludovico il Pio (figlio di Carlo Magno) morì in conseguenza dello spavento causato da un’eclissi di Sole, nell’840.
Nel momento in cui l’eclissi diventa totale, l’ambiente si oscura improvvisamente, la temperatura cala di colpo, la differenza di pressione tra il territorio ancora illuminato dal Sole e quello coinvolto nell’eclisse provoca venti improvvisi. Le stelle e i pianeti compaiono nel cielo scuro. Improvvisamente gli uccelli smettono di cantare e cercano di tornare al nido, le galline si dirigono verso il pollaio. Anche il ronzio degli insetti scompare: le api si posano mentre i fiori cominciano a chiudersi.
L’eclissi di Sole è uno dei fenomeni più brevi, infatti l’ombra della Luna viaggia ad una velocità compresa tra 1800 e 8000 Km/h per cui la durata massima teorica della totalità non supera e sette minuti e mezzo.

Questa nana bianca era il Sole …

La nostra stella, il Sole, è nata circa 5 miliardi di anni fa. Il Sole è una stella solitaria e questa per noi è stata una vera fortuna. Le stelle, infatti, solitamente nascono a gruppi e se il Sole avesse avuto anche una sola compagna io non sarei qui a scrivere, perché l’intensa radiazione ultravioletta emessa dalla seconda stella avrebbe impedito la formazione dei pianeti.
Il Sole è una stella di medie dimensioni con un raggio di 700 mila Km e si trova nella Sequenza Principale del diagramma H-R, questo significa che sta vivendo il suo periodo di stabilità, un periodo che durerà circa altri 5 miliardi di anni. Insomma, il Sole si trova in perfetto equilibrio: il suo raggio e il suo colore rimangono invariati e la liberazione di energia è praticamente costante. Questa serena tranquillità ha avuto un ruolo essenziale nei confronti della nascita e del mantenimento della vita sul nostro pianeta.
Le reazioni termonucleari di fusione dell’idrogeno in elio avvengono nella regione centrale del Sole (il core) e la stella vive mantenendo un equilibrio costante fra la forza di gravità che tende a farla cadere su se stessa e l’energia prodotta al suo interno che tende a farla esplodere. La sua superficie (fotosfera) ha una temperatura di circa 6000 gradi.
Si tratta dunque di una situazione di perfetto equilibrio, destinata a durare a lungo, molto a lungo, ma non per sempre; diciamo altri 5 miliardi di anni.
La combustione dell’idrogeno al centro della stella forma un guscio che lo circonda in cui viene accumulato l’elio prodotto dalle reazioni termonucleari. Ma quando si avvicina l’esaurimento dell’idrogeno la stella comincia a subire alcuni cambiamenti: la combustione si sposta dal centro verso l’esterno con la conseguente espansione degli strati esterni. Quando viene completamente consumato anche l’idrogeno che circonda il nucleo, la stella subisce una contrazione: aumenta la temperatura del nucleo e si innescano le reazioni termonucleari di fusione dell’elio in carbonio. Acceso l’elio, la stella per non esplodere deve espandersi. E’ a questo punto che il Sole abbandonerà la Sequenza Principale, per entrare nella fase di gigante rossa. Quando il Sole raggiungerà questa fase si gonfierà a tal punto da inglobare prima Mercurio, poi Venere ed infine la Terra. Un improbabile osservatore vedrebbe il Sole riempire oltre la metà del cielo. Questa espansione porterà gli strati esterni talmente lontani dal nucleo che la forza gravitazionale non riuscirà più a trattenerli, perciò si allontaneranno definitivamente dalla stella formando una nebulosa planetaria.
Del Sole rimarrà un piccolo nucleo centrale molto compresso e molto caldo, una  nana bianca. Dopo molte centinaia di milioni di anni, quel puntino si spengerà definitivamente e il Sole avrà raggiunto il suo destino finale, diventando una nana nera. Il Sole e quel che resterà dei suoi pianeti saranno solo delle polveri scure vaganti nello spazio.

Il numero di Wolf

Il 7 luglio 1816 nasceva l’astronomo e matematico svizzero Rudolf Wolf ideatore del sistema di studio e registrazione dell’attività solare che porta appunto il nome di Numero di Wolf. Nato vicino a Zurigo, Wolf studiò nelle università di Zurigo, Vienna e Berlino. Il numero di Wolf (conosciuto anche come numero internazionale di macchie solari, numero relativo di macchie solari o numero di Zurigo) è una quantità che misura il numero di macchie solari e gruppi di macchie solari presenti sulla superficie del sole. L’idea di cominciare a contare le macchie solari fu di Rudolf Wolf nel 1849 a Zurigo e la procedura che lui cominciò mantenne il suo nome (o anche quello del luogo). La combinazione di macchie solari e il loro raggruppamento è necessario per compensare la variazione nell’osservazione di piccole macchie solari.
Questo numero è stato registrato dagli studiosi per circa 300 anni. È stato scoperto che l’attività delle macchie solari è ciclica con un periodo variabile tra i 9,5 e gli 11 anni. Questa ciclicità è stata notata per la prima volta da Heinrich Schwabe nel 1843.
Il numero relativo di macchie solari è dato dalla formula: R = K ( 10g + s ) dove R è il numero relativo di macchie, s è il numero delle singole macchie, g è il numero di gruppi di macchie e k è un fattore che varia per il luogo e lo strumento di osservazione.

Mercurio

Ti piace il clima caldo, la tintarella? Mercurio sembrerebbe proprio il posto adatto per le tue vacanze, ma le cose, viste da vicino, non stanno proprio così e ti aspetterebbe una gran brutta sorpresa …
Fra i pianeti interni, Mercurio è il più piccolo e quello che orbita più vicino e più velocemente intorno al Sole. Mercurio, inutile nasconderselo, sarebbe veramente un incubo per un ipotetico visitatore.
La superficie di questo pianeta, che una distanza media dal Sole di 57,9 milioni di chilometri, è fittamente costellata da crateri, faglie, scarpate, crepacci e grandi pianure di lava basaltica. Mercurio ha un diametro di 4878 chilometri, mentre la sua velocità orbitale media intorno al Sole è di 47,87 Km/s.
Il periodo di rotazione è di 58 giorni e 16 ore mentre quello di rivoluzione è di 88 giorni. Non ha satelliti conosciuti. E veniamo alla temperatura veramente insopportabile): la minima è di -180°C, mentre la massima è di +430°C. L’atmosfera è praticamente assente (tracce di elio, sodio, ossigeno e altri elementi). Mercurio è ricoperto da una crosta e da un mantello relativamente sottili, ma la sua densità è molto elevata e questo significa che la maggior parte del pianeta deve essere costituita da materiale pesante. Si pensa infatti che il 70% della sua massa consista di un nucleo di materiale ferroso che occupa circa 3/4 del raggio del pianeta. La rotazione di Mercurio intorno al proprio asse è particolarmente lenta e questo aspetto provoca alcuni caratteristici fenomeni. Nel corso di un’orbita completa intorno al Sole, Mercurio ruota sul proprio asse solo una volta e mezzo con il risultato che un giorno solare su Mercurio equivale a due anni mercuriani. Sempre a causa di questa lenta rotazione lo stesso emisfero rimane rivolto verso il Sole per lunghi periodi con la conseguenza che sulla superficie il contrasto fra la notte e il giorno è più marcato rispetto a qualsiasi altro pianeta. La prima sonda a visitare Mercurio è stata la MARINER 10 nel 1974. MESSENGER della NASA è stata lanciata nel 2004  ed ha raggiunto Mercurio il 17 marzo 2011, dopo tre fly.by intorno al pianeta. Concludendo possiamo dire che una ipotetica visitina su Mercurio è vivamente sconsigliata (anche per chi adora la tintarella!). All’alba , preceduta dai brillamenti della corona solare, il poveretto vedrebbe sorgere un Sole gigantesco che ad un certo punto si ferma, torna indietro e poi ci ripensa e torna a dirigersi verso il tramonto. Un fenomeno questo, come accennato, dovuto alla lunghezza del periodo di rotazione (giorno) e alla brevità del periodo di rivoluzione (anno).

Venere

Venere è il pianeta del Sistema Solare che più ricorda la Terra per raggio e massa, di poco inferiori a quelli terrestri. Ma Venere, credetemi, somiglia alla Terra solo da molto lontano. E non è certamente un posto dove passare le vacanze. Venere, vista dalla Terra, è l’astro in assoluto più brillante dopo il Sole e la Luna. La luminosità è dovuta al fatto che Venere è vicina alla nostra stella e quindi riceve molta luce; è anche vicina alla Terra e quindi non appare troppo piccola, ma soprattutto è molto chiara e riflette in media il 70% della luce che riceve.
Venere si rende visibile nei tramonti e nelle albe terrestri e a volte, con difficoltà, addirittura in pieno giorno.
In un ipotetico viaggio verso Venere a bordo di un altrettanto ipotetica navicella, converrebbe soffermarsi a lungo ad ammirare il cielo stellato, prima di immergersi nelle nubi di questo pianeta che porta il nome della dea dell’Amore. Man mano che ci si avvicina alla superficie di Venere la visione del cielo svanisce e il panorama si fa nebbioso e sempre più lattiginoso. Una fitta nebbia avvolge infatti costantemente il pianeta dell’Amore. Rispetto alla Terra, Venere ruota molto più lentamente e in direzione opposta a quella della Terra. Questo significa che il Sole sorge ad ovest e tramonta ad est. Non abbiamo motivazioni certe su questo fenomeno. E’ probabile che il pianeta abbia subito, dopo la sua formazione, un gigantesco impatto radente a seguito del quale sia stato rallentato fino a fermarsi, per poi riprendere la sua rotazione in senso inverso.
A causa della sua lenta rotazione, un giorno su Venere dura 243 giorni terrestri mentre impiega 224 giorni per fare un’orbita intorno al Sole, per cui un giorno è più lungo di un anno.
Venere – come abbiamo detto – è sovrastata da una fitta e densa coltre di nuvole ed è senza dubbio uno dei luoghi più inospitali del Sistema Solare.
L’atmosfera di Venere è fatta principalmente di un gas velenoso: l’anidride carbonica. La pressione atmosferica è talmente alta da distruggere varie delle navicelle spaziali che sono atterrate. L’anidride carbonica rende inoltre il pianeta uno dei più caldi del Sistema Solare perché intrappola i raggi del Sole e non permette al pianeta di raffreddarsi. La temperatura sulla superficie è talmente alta da fondere il piombo (480 °C)! Venere è un pianeta veramente infernale: ci sono frequenti temporali con venti molto forti e le piogge sono composte dal velenoso acido solforico!
E’ un pianeta con molte pianure e alcune alte montagne. Una enorme catena montuosa chiamata Afrodite Terra ha montagne altissime, il Maat Mons supera i 7000 metri di altezza. Su Venere ci sono parecchi vulcani e molti grandi crateri, ma nessun piccolo cratere e questo perché l’atmosfera di Venere è così densa che le meteore piccole fondono ed evaporano prima di raggiungere il suolo. Nel 1971 la navicella russa Venera 5 atterrò su Venere e riuscì a spedire sulla Terra una sola immagine del pianeta prima di fondere dopo un’ora.
Un ipotetico visitatore sceso sulla sua superficie di giorno non vedrebbe mai il Sole, coperto dalla fitta coltre di nubi, che lascia filtrare un chiarore uniforme, simile ad una penombra. E anche la notte non è certo bella: le nubi coprono completamente la volta celeste. Il nostro visitatore avrebbe in pratica la sensazione di vivere in un mondo completamente solitario illuminato da un qualcosa di assolutamente sconosciuto. E pensare che secondo alcuni studiosi è possibile che in un lontano passato Venere abbia avuto mari e oceani e che il suo ambiente non sia sempre stato del tutto ostile per lo sviluppo della vita.

C’erano una volta gli oceani di Venere

I ricercatori hanno scoperto il meccanismo che probabilmente ha fatto perdere a Venere la sua scorta di acqua, avviandola verso un destino opposto a quello della Terra, suo pianeta gemello.
La radiazione ultravioletta del Sole, agendo sul vapore acqueo contenuto in grande quantità sull’atmosfera venusiana ne ha spezzato le molecole, separando i due atomi di idrogeno dall’atomo di ossigeno.
Gli atomi di idrogeno dell’alta atmosfera di Venere, nei loro rimbalzi elastici, hanno un’alta probabilità di superare la velocità di fuga del pianeta (10 Km/s) e quindi si sono dispersi nello spazio interplanetario. Più difficile, invece, l’evasione dell’ossigeno e anche quella dell’isotopo pesante dell’idrogeno, il deuterio. E’ dunque possibile che in un lontano passato Venere abbia avuto mari e oceani e che il suo ambiente non sia stato del tutto ostile per lo sviluppo della vita.

Marte e i marziani

Marte dista dal Sole in media 228 milioni di chilometri. E’ chiamato il Pianeta Rosso. Marte ha un periodo di rotazione molto vicino a 24 ore (24 ore 37 minuti), ha delle stagioni e delle calotte polari ghiacciate e anche un’atmosfera consistente, ma non “estrema” come quella di Venere. Non a caso Marte è stato sempre associato agli extraterrestri per antonomasia, i MARZIANI, appunto. Tutto nacque dalle osservazioni che ne fece l’astronomo italiano Giovanni Schiaarelli tra il 1877 e il 1881. Inserì nei suoi disegni di Marte una serie di linee scure che chiamò CANALI. Questo fece pensare si trattasse di canali artificiali che servivano ad irrigare la superficie del pianeta. Questo perché i “canali” di Schiaparelli furono tradotti in inglese con il termine CANALS che significa opere artificiali e non con CHANNELS che invece è usato per le strutture naturali. E alla fine tutti cominciarono a credere che su Marte abitavano i marziani. Ma poi a partire dal 1965 il pianeta è stato avvicinato da molte sonde che ci hanno tolto qualsiasi illusione
La temperatura superficiale di Marte è in media 40° sotto zero. Ma all’equatore in estate si possono raggiungere di giorno i 10 o i 20 gradi anche se si scende a -70 di notte.
Su Marte ci sono enormi vulcani a scudo con una base molto larga che supera i 100 chilometri di diametro. La struttura geologica più impressionante però sono le VALLES MARINERIS un sistema di enormi canyon. In diverse regioni del pianeta si notano quelli che sembravano letti di fiumi prosciugati. Alcuni sono giganteschi. Molti scienziati pensano che Marte un tempo sia stato ricco d’acqua.
Interessanti anche i vulcani, il più imponente si chiama MONTE OLIMPO e raggiunge i 2700 metri di altezza: è alto tre volte l’Everest. Il pianeta è soggetto anche a vere e proprie tempeste di polveri ed è anche per questo che il cielo di Marte ha un colore rossastro.
Marte ha due piccole lune: PHOBOS e DEIMOS (paura e terrore). Sono piccole e di forma irregolare, la più grande Phobos è lunga circa 28 chilometri, l’altra circa 15.
Probabilmente Phobos e Deimos sono due oggetti che sono stati catturati dalla gravità del pianeta e che un tempo appartenevano alla Fascia Principale degli asteroidi.
Il 6 agosto di quest’anno è arrivata su Marte la sonda Curiosity. Il piccolo laboratorio mobile studierà le rocce, il suolo marziano e la sua composizione allo scopo di ottenere i mattoni chimici fondamentali della vita, come eventuali forme di vita basate sul carbonio, valutando in questo modo l’ambiente marziano com’era anche in passato.

Su Marte un canyon lungo 5000 chilometri

Il canyon più grande di tutto il Sistema Solare non si trova in Arizona; il Grand Canyon impallidisce di fronte a questo enorme canalone lungo cinque volte l’Italia che si trova su Marte e che giustamente è inserito fra le meraviglie del Sistema Solare (vedi Focus 212 giugno 2010). Marte è il quarto pianeta del Sistema Solare in ordine di distanza dal Sole e l’ultimo dei pianeti di tipo terrestre dopo Mercurio, Venere e Terra.
Viene inoltre chiamato il Pianeta rosso, a causa del suo colore caratteristico dovuto alle grandi quantità di ossido di ferro che lo ricoprono.
Il pianeta, pur avendo un’atmosfera molto rarefatta e temperature medie superficiali piuttosto basse (tra i -140°C e 20°C) è, tra i pianeti del Sistema Solare, quello più simile alla Terra: infatti, nonostante le sue dimensioni siano intermedie fra quelle del nostro pianeta e della Luna, presenta inclinazione dell’asse di rotazione e durata del giorno simili a quelle terrestri; inoltre la sua superficie presenta formazioni vulcaniche, valli, calotte polari e deserti sabbiosi, oltre a formazioni geologiche che suggeriscono la presenza, in un lontano passato, di un’idrosfera. Tuttavia la superficie del pianeta appare fortemente craterizzata: la bassissima densità dell’atmosfera non è in grado di consumare buona parte dei meteoriti, che quindi raggiungono il suolo con maggior frequenza che non sulla Terra.
Fra le formazioni geologiche più notevoli di Marte si segnalano l’Olympus Mons, il vulcano più grande del Sistema Solare (alto 27 km), e la Valles Marineris, un lungo canyon assai più esteso di quelli terrestri.
Marte all’osservazione presenta delle variazioni di colore, imputate inizialmente alla presenza di vegetazione stagionale, che al variare dei periodi dell’anno cambiava di colore. Tuttavia le osservazioni spettroscopiche dell’atmosfera avevano da tempo fatto abbandonare l’ipotesi che vi potessero essere mari, canali e fiumi oppure un’atmosfera sufficientemente densa. Il colpo di grazia a questa ipotesi fu dato dalla missione Mariner 4 nel 1965 che mostrò un pianeta desertico e arido, caratterizzato da periodiche ma particolarmente violente tempeste di sabbia. La speranza che Marte possa accogliere la vita è tuttavia stata ripresa in considerazione da quando il modulo Phoenix Mars Lander ha scoperto acqua sotto forma di ghiaccio, il 31 luglio 2008.
Il modulo Phoenix ha recentemente concluso la sua missione di studio della geologia marziana e ha fornito le prove dell’esistenza di acqua allo stato liquido in passato su ampie zone della superficie.
Attorno a Marte orbitano due satelliti naturali Phobos e Deimos, di piccole dimensioni e dalla forma irregolare.
Marte è, dopo Venere, il pianeta più facilmente individuabile dalla Terra, per via della grande luminosità relativa e del caratteristico colore rosso.
Fu solo sul finire del XIX secolo, tuttavia, che attente osservazioni e il miglioramento della tecnologia permisero di ottenere una visione sufficientemente nitida da distinguere le caratteristiche del suolo marziano. Nel 1877 l’astronomo italiano Giovanni Schiapparelli con un telescopio di 22 centimetri mise a punto la prima mappa dettagliata di Marte, la cui nomenclatura è tutt’oggi quella ufficiale. Ne risultarono strutture che l’astronomo definì Canali (in seguito venne dimostrato che si trattava di illusioni ottiche) in quanto la superficie del pianeta presentava diverse lunghe linee alle quali egli attribuì nomi di celebri fiumi terrestri.
L’errata traduzione in inglese del termine “canali” usato nei lavori di Schiapparelli (venne usato il termine “canal” – canale artificiale – piuttosto che “channel” generico), portò il mondo scientifico a credere che su Marte vi fossero canali irrigui artificiali, mentre effettivamente lo scienziato aveva solo parlato di grandi solchi sulla superficie. Influenzato da queste traduzioni, l’americano Percival Lowell fondò un osservatorio astronomico e pubblicò diversi libri su Marte e le sue teorie sull’esistenza di vita sul pianeta, basate anche sull’origine artificiale dei canali, ebbero una notevole influenza sull’opinione pubblica.
Per lungo tempo si ritenne che Marte fosse un pianeta coperto di vegetazione e alcuni mari. I cambiamenti stagionali di Marte infatti causavano una riduzione delle calotte polari d’estate e creavano ampie macchie scure sulla sua superficie. Tuttavia le osservazioni al telescopio non erano in grado di confermare tali speculazioni.
Le aspettative del grande pubblico vennero disattese quando, nel 1965, la sonda Mariner 4 raggiunse per la prima volta il pianeta, non rilevando segni di costruzioni. Il primo atterraggio di sonde automatiche avvenne undici anni dopo, con le missioni Viking I e II, ma non vennero rilevate tracce di vita o di composti organici in superficie. Dal finire dello scorso secolo Marte è stato nuovamente meta di numerose sonde, statunitensi ed europee, che hanno portato a un significativo miglioramento delle nostre conoscenze sul pianeta.
Tra tutti i pianeti del Sistema Solare, Marte è quello con il clima più simile a quello terrestre per via dell’inclinazione del suo asse di rotazione. Le stagioni tuttavia durano circa il doppio dato che la distanza dal Sole lo porta ad avere una rivoluzione di poco meno di 2 anni. Le temperature variano dai – 140°C degli inverni polari a 20 °C dell’estate. La forte escursione termica è dovuta anche al fatto che Marte ha un’atmosfera sottile e una bassa capacità di trattenere il calore del suolo.
Rilevanti sono anche le tempeste di sabbia che possono estendersi su una piccola zona così come sull’intero pianeta. Solitamente si verificano quando Marte si trova prossimo al Sole ed è stato dimostrato che aumentano la temperatura atmosferica del pianeta.
Entrambe le calotte polari sono composte principalmente da acqua ricoperta da uno strato di circa un metro di anidride carbonica solida al polo nord, mentre lo stesso strato raggiunge gli otto metri in quello sud.
La topografia di Marte presenta una dicotomia netta tra i due emisferi: a nord dell’equatore si trovano enormi pianure coperte da colate laviche mentre a sud la superficie è caratterizzata da grandi altipiani segnati da migliaia di crateri. Una teoria proposta nel 1980, e avvalorata da prove scientifiche nel 2008, giustifica questa situazione attribuendone l’origine ad una collisione del pianeta con un oggetto con dimensioni stimate tra un decimo e due terzi di quelle della Luna, avvenuta circa 4 miliardi di anni fa.
La superficie di Marte non pare movimentata dall’energia che caratterizza quella terrestre. In sostanza, Marte non ha una crosta suddivisa in placche, e quindi la tettonica a zolle del modello terrestre risulta inapplicabile a tale pianeta.
L’attività vulcanica è stata molto intensa, come testimonia la presenza di imponenti vulcani. Il maggiore di essi è l’Olympus Mons che, con una base di 600 km e un’elevazione pari a circa 24 km rispetto alle pianure circostanti, è il maggior vulcano del Sistema Solare.
Un gigantesco canyon, lungo 5000 km, largo 700 km e profondo 7 km attraversa il pianeta all’altezza dell’equatore e prende il nome di Valles Marineris.
La struttura di questo canyon è tale da far sembrare minuscolo il Grand Canyon americano. L’equivalente terrestre sarebbe un canyon che partendo da Londra arrivasse a Città del Capo, con profondità dell’ordine dei 10 km. Questo consente di capire come tale canyon abbia una considerevole importanza per la struttura di Marte. Un altro importante canyon è la Ma’adim Vallis (dal termine ebraico che indica appunto Marte). La sua lunghezza è di 700 km, la larghezza 20 km e raggiunge in alcuni punti una profondità di 2 km.
Marte presenta inoltre approssimativamente 43000 crateri d’impatto con un diametro superiore a 5 km. Marte, per le sue dimensioni, ha una probabilità inferiore della Terra di entrare in collisione con un oggetto esterno. Tuttavia il pianeta si trova più prossimo alla cintura degli asteroidi ed esiste la possibilità che entri addirittura in contatto con oggetti intrappolati nell’orbita gioviana.

Qualche curiosità

I Greci credevano che la Terra fosse al centro dell’universo, e che Marte fosse una delle cinque stelle che orbitavano attorno al nostro pianeta.

Se si guidasse un’auto a 100 km/h, si impiegherebbero 271 anni e 221 giorni per raggiungere Marte dalla Terra.

Su Marte si verificano violentissime tempeste di sabbia. Queste tempeste, con venti che corrono ad oltre 180 km/h, possono durare settimane e ricoprire l’intera superficie planetaria.

La crosta di Marte è più sottile di quella terrestre, ed è composta da un pezzo unico, contrariamente alla Terra la cui crosta è formata da diverse placche in movimento.

Le stagioni su Marte sono due volte più lunghe che sulla Terra, dato che il Pianeta Rosso impiega 687 giorni per orbitare attorno al Sole.

Le due lune di Marte, Phobos e Deimos, sono molto piccole, hanno una forma strana e riflettono poca luce: sono tra i corpi meno luminosi del Sistema Solare. Sono state scoperte nel 1877 dall’astronomo americano Asaph Hall.

L’orbita di Phobos porta la luna molto vicino a Marte, e prima o poi precipiterà sulla sua superficie.

Marte ha il 37,5% della gravità che ha la Terra. Se un uomo di 100 kg si trovasse su Marte peserebbe soltanto 38 kg.

Marte ha il più grande monte del Sistema Solare: il Monte Olimpo.

Galileo Galilei fu il primo ad osservare Marte con un telescopio nel 1609.

La Fascia Principale degli asteroidi

La Fascia principale degli asteroidi è una regione del Sistema Solare compresa fra le orbite di Marte e Giove, che contiene la maggiore concentrazione di asteroidi del sistema. Il termine generico fascia degli asteroidi, a volte utilizzato come sinonimo, può descrivere una qualunque regione dove si concentrano asteroidi con orbite simili, detta cintura asteroidale.
Si ritiene che, durante i primi milioni di anni di vita del Sistema Solare, i pianeti si siano formati mediante accumulo di planetesimi. Collisioni ripetute portarono alla formazione dei pianeti terrestri e dei giganti gassosi.
Nella zona compresa tra Marte e Giove la forte gravità di quest’ultimo impedì la formazione di un grosso pianeta, e i planetesimi non poterono unirsi. Essi invece continuarono ad orbitare attorno al Sole in maniera indipendente. Secondo questa teoria, oggi comunemente accettata, la fascia principale degli asteroidi può essere considerata un relitto del sistema solare primitivo. Molte osservazioni inducono tuttavia a pensare che la fascia sia in veloce evoluzione, e gli asteroidi siano oggi molto diversi da com’erano all’inizio; gli asteroidi della fascia di Kuiper sono probabilmente molto più simili alle loro condizioni iniziali.
L’alto numero di asteroidi presenti porta, infatti, ad un ambiente molto attivo, dove le collisioni reciproche avvengono piuttosto frequentemente (in termini astronomici). Una collisione può spezzare un asteroide in molti piccoli frammenti (portando alla formazione di una famiglia di asteroidi), o può unire due asteroidi se avviene ad una bassa velocità relativa. Dopo cinque miliardi di anni, la fascia degli asteroidi odierna somiglia quindi molto poco a quella originale.
Gli asteroidi non sono distribuiti uniformemente: alcune “zone”, definite come gruppi di asteroidi con lo stesso periodo orbitale, oppure la stessa inclinazione e così via, sono piuttosto fitte, altre quasi vuote (le zone vuote sono dette lacune di Kirkwood). La causa è la risonanza orbitale con i pianeti vicini, soprattutto con Giove: asteroidi con periodi orbitali esattamente pari alla metà, oppure a 1/3 di quello di Giove (e altri rapporti interi) ricevono una “spinta” ad ogni periodo tale da fargli cambiare radicalmente orbita in pochi milioni di anni. Di conseguenza, gli asteroidi con tali orbite sono estremamente rari.
La densità media di materia nella fascia principale degli asteroidi non si discosta da quella che caratterizza il resto del Sistema Solare interno; gli asteroidi sono distribuiti su un volume enorme, ed è estremamente difficile raggiungere un asteroide senza mirare accuratamente. Le numerose sonde spaziali lanciate verso il Sistema Solare esterno dall’inizio dell’era spaziale hanno tutte attraversato la fascia senza incontrare né osservare da vicino asteroidi di sorta, a meno che questo fosse previsto dal piano di volo originario.
La fascia principale contiene poco più di centomila asteroidi catalogati, e le stime sul loro numero totale superano il milione. Circa 220 di loro sono più grandi di 100 chilometri; il maggiore è certamente Cerere (oggi considerato un pianeta nano), con un diametro di circa 1000 chilometri. La grande maggioranza degli asteroidi è molto piccola: la massa totale della fascia principale è stimata attorno ai 2,3×1021 kg (di cui più di un terzo è fornita dal solo Cerere).
Ogni giorno cadono sulla Terra centinaia di tonnellate di materiale proveniente dallo spazio. Un piccolo bombardamento del quale però non ci accorgiamo neppure. Qualche volta però questi sassi sono più grandi e non si disintegrano completamente: una parte può riuscire ad arrivare alla superficie terrestre e in questo caso ciò che rimane viene chiamato meteorite. I problemi iniziano quando i meteoriti sono molto grandi. La probabilità che un asteroide colpisca la Terra è BASSA. Gli oggetti che quanto a rischio di impatto con noi preoccupano più degli altri sono detti NEO. Questi oggetti vengono catalogati e tenuti d’occhio periodicamente. Quelli più pericolosi si chiamano PHO. Il più noto è l’asteroide 99942 Apophis che nel 2004 è diventato famoso. Colpirà la Terra nel 2036? I nomi degli asteroidi sono piuttosto divertenti: 8081 Leopardi, 5049 Sherlock Holmes, 9007 James Bond.

Come deviare un asteroide pericoloso

Come sarebbe possibile deviare un asteroide pericoloso per il nostro pianeta?
Il nostro pianeta vive in un vero e proprio poligono di tiro per proiettili cosmici. Per ricordarcelo basta guardare la superficie della nostra Luna, cosparsa di innumerevoli crateri da impatto. I crateri da impatto sulla Terra sono stati per la maggior parte cancellati dall’intensa attività geologica del pianeta e, al momento, ne sono noti solo circa 170.
La popolazione dei corpi appartenenti al Sistema Solare transitanti vicino alla Terra (noti come NEO) che riempiono questo poligono di tiro cosmico, comprende sia gli asteroidi che le comete, che raggiungono lo spazio circumterrestre provenendo sia dalla Fascia Principale degli asteroidi sia dalle regioni più esterne del Sistema Solare (come la Fascia di Edgeworth-Kuiper). A causa dell’evoluzione collisione, i corpi più piccoli sono molto più numerosi rispetto a quelli di grande dimensione, di conseguenza i piccoli impatti sono frequenti mentre gli impatti di grandi dimensioni sono, per fortuna, più rari.
Il grosso problema quindi è quello di riuscire a deviare la corsa di un eventuale grande asteroide che stia correndo incontro alla Terra.
Diamo un rapido sguardo ad alcune delle tecniche di deflessione proposte fino ad oggi dividendole in due grandi categorie: quelle che spingono l’oggetto pericoloso fuori dalla propria orbita usando una spinta di breve durata ma ad alto impulso, e quelle che forniscono una spinta a basso impulso più lenta e prolungata nel tempo i cui effetti finali sono maggiormente controllabili.

Opzioni ad alto impulso

Sicuramente l’opzione maggiormente nota al grande pubblico è quella dell’attacco nucleare all’asteroide. L’esplosione vaporizzando il materiale di superficie potrebbe impartire un piccolo impulso in grado di spingere l’asteroide al di fuori dell’orbita pericolosa.
Un altro modo per deviare un asteroide pericoloso consiste nel farlo scontrare con un veicolo spaziale. Naturalmente l’impatto che ne risulta determina un cambiamento molto piccolo, ma tangibile, della velocità dell’asteroide. Entrambe queste opzioni “di forza bruta” mostrano che siamo potenzialmente in grado di avere successo nella deviazione di un asteroide pericoloso, sia perché hanno entrambe l’energia necessaria per deviare anche gli asteroidi più grandi sia perché sono tra le soluzioni tecnologicamente più mature e disponibili da subito. Tuttavia entrambe queste tecniche soffrono di una mancanza di controllabilità, cioè dell’impossibilità di determinare in modo preciso ed a priori di quanto e in quale direzione cambierà la velocità orbitale dell’asteroide.

Opzioni a basso impulso

Una delle opzioni a basso impulso sarà certamente familiare ai lettori di romanzi di fantascienza: si tratta del lanciatore di massa. Il lanciatore di massa è stato concepito alla metà degli anni ‘70 del secolo scorso dal pioniere dello sviluppo spaziale Gerard K. O’Neill. L’idea di base consiste nell’utilizzare la Terza Legge della dinamica di Newton (ad ogni azione corrisponde una reazione uguale e contraria), cioè usarlo per lanciare, dalla superficie dell’asteroide una moltitudine di rocce ad alta velocità, nella direzione giusta per avere il cambiamento orbitale richiesto. In questo caso è la conseguente reazione sullo stesso asteroide che produce la piccola, dolce spinta necessaria per spostare l’oggetto pericoloso al di fuori della sua orbita originaria. I lanciatori non sono ancora pronti per il debutto nel mondo reale.
Sono stati però Edward Lu e Stanley Love, due astronauti della NASA, a ideare quello che probabilmente potrebbe essere il metodo di deflessione a basso impulso più facile ed elegante da utilizzare. Si tratta di mettere a punto un trattore gravitazionale. Supponiamo di parcheggiare un veicolo spaziale in prossimità di un asteroide pericoloso. A causa dell’attrazione gravitazionale della sonda sull’asteroide, il veicolo spaziale rimorchierà l’asteroide verso di sé, utilizzando la gravità come un vero e proprio cavo da rimorchio. Presto saremo tecnologicamente pronti per affrontare le minacce che potrebbero derivare dagli asteroidi più piccoli. Tuttavia, in questo momento, la sfida più grande è quella di essere pronti dal punto di vista politico. Ci sono numerose sfide che devono essere affrontate con molto anticipo per essere che, nel caso gli astronomi dovessero individuare una minaccia imminente, si avranno delle risposte coordinate, efficaci e tempestive. La confusione intorno all’asteroide Apophis quando venne scoperto nel 2004 dimostra che, in questo campo, c’è ancora molto lavoro da fare

Giove, quasi una stella

Giove è il pianeta più grande di tutto il Sistema Solare: la sua massa è pari a 2,5 volte quella di tutti gli altri pianeti messi insieme, e ciò gli consente di avere un ruolo importante nella meccanica celeste per le perturbazioni che esercita sulle orbite di tutti gli altri pianeti del Sistema Solare.
E’ 1500 volte più grande della Terra, ma la sua massa è solo 310 volte maggiore. La sua composizione è simile a quella della nebulosa solare. All’esterno, dove le temperature raggiungono i -150°C, è avvolto da uno strato di nuvole composte di ammoniaca ghiacciata, che gli conferiscono la tipica colorazione biancastra, con tinte rosso-marroni, dovute alla presenza di altri elementi fra cui lo zolfo, il fosforo e il metano. Sotto si trovano le nuvole di idrogeno ed elio.
I primi 1000 chilometri di spessore sono costituiti prevalentemente da questi due elementi allo stato gassoso. Scendendo più giù, con l’aumentare della pressione e quindi anche della temperatura, la miscela gassosa di idrogeno ed elio si trasforma gradualmente in una miscela liquida, dando origine al primo grande oceano di Giove, che raggiunge una profondità di circa 15000 chilometri.
Sotto questo primo oceano avviene una trasformazione: la miscela liquida molecolare di idrogeno ed elio diventa una miscela liquida metallica, in cui le molecole di idrogeno sono così compresse che i singoli atomi non sono più legati in esse e gli elettroni si staccano dagli atomi, vagando liberi. In queste condizioni si dice che l’idrogeno è “metallico” in quanto è un ottimo conduttore di elettricità.
Qui ha origine il secondo oceano che raggiunge una profondità di 45 mila chilometri. Entrambi gli oceani hanno una profondità complessiva di circa 60 mila chilometri. A confronto, gli oceani della Terra sono insignificanti, con la loro profondità media che non supera i 3 chilometri.
Sotto il secondo oceano si troverebbe un nucleo roccioso fuso o parzialmente fuso, 10 volte più grande della nostra Terra, ma molto compresso.
Il pianeta irradia nello spazio da 1,5 a 2 volte più calore di quanto ne riceve dal Sole, questo significa che ha una sorgente interna di calore, che deriva quasi certamente dall’enorme quantità di energia accumulata durante la formazione del pianeta e grazie alla sua continua contrazione.
Si pensa che se Giove avesse avuto una massa 70 volte maggiore, la pressione e la temperatura delle regioni centrali sarebbero state tali da innescare le reazioni termonucleari che lo avrebbero fatto “accendere”, diventando così una stella.
E’ stata una fortuna per noi che ciò non sia avvenuto, perché i pianeti avrebbero seguito orbite completamente diverse, probabilmente molto ellittiche e inclinate, e conseguentemente temperature e composizioni chimiche pure diverse. In uno scenario simile, un pianeta come la Terra con molta probabilità non si sarebbe potuto formare; ma anche se ciò fosse accaduto certamente non avrebbe potuto ospitare la vita. Supponiamo tuttavia che la Terra si fosse formata lo stesso e su di essa fosse apparsa anche la vita: quale spettacolo si presenterebbe ai nostri occhi in presenza di una stella doppia? Vedremmo due stelle brillare nel cielo, una più grande e più luminosa, il Sole con la luce che conosciamo, l’altra più piccola e molto meno luminosa, Giove, splendente di una luce fioca rossastra. La mescolanza delle due fonti luminose creerebbe una colorazione particolare: non vedremmo più l’azzurro del nostro cielo e del mare, né le aurore argentate, né i tramonti infuocati; saremmo immersi in una luce tendente all’arancione, le montagne e gli oggetti sulla Terra proietterebbero due ombre diverse. Anche le stagioni sarebbero diverse, come pure i loro colori, e diversi sarebbero anche i processi che regolano la vita. Non solo, mentre il Sole illuminerebbe un emisfero terrestre, Giove potrebbe illuminare quello opposto. I due emisferi terrestri avrebbero così colori diversi, che si alternerebbero nell’arco di 12 ore, se la durata del giorno rimanesse invariata. L’emisfero illuminato dal Sole sarebbe caldo, quello illuminato da Giove freddo, con escursioni termiche consistenti nell’arco di poche ore e con conseguenze rilevanti sull’ambiente e su ogni forma di vita presente sul nostro pineta. Così sulla Terra regnerebbe solo il giorno, non avremmo più le notti, né il nostro cielo stellato, né le sere di Luna Piena, né potremmo ammirare le bellezze dell’Universo che ci circonda.
Avremmo la terribile sensazione di vivere su un mondo unico, soli in tutto l’Universo, perché la sua vita ci sarebbe per sempre negata.
La prima sonda spedita su Giove fu Pioneer 10 che raggiunse il pianeta nel 1973, trasmettendoci 23 immagini; seguì nel 1974 il Pioneer 11. Poi nel 1979 due importanti sonde, le Voyager, ci fornirono una grande quantità di dati e osservazioni che ci hanno consentito di conoscere per la prima volta il vero volto del pianeta e dei suoi satelliti maggiori. Le notizie delle Voyager sono state confermate e accresciute da un’altra importante missione, la Galileo, che ha studiato il sistema gioviano dal 1995 al 1999.
L’atmosfera visibile di Giove ha una dinamica molto complessa e turbolenta che rispecchia il tormentato stato di ribollimento che avviene al suo interno.
Da Terra, anche con piccoli telescopi, si vede chiaramente che il pianeta è attraversato da fasce chiare e scure alternate, parallele all’equatore. Le fasce chiare si trovano ad un livello più alto e sono costituite da materiale caldo proveniente dall’interno; le fasce più scure, a un livello più basso, sono costituite da materiale ormai raffreddatosi che si appresta precipitare verso l’interno, per riscaldarsi di nuovo e risalire in superficie in un ciclo continuo di movimenti ascensionali e discensionali. Questi movimenti fanno distendere la materia lungo le fasce nelle quali spirano venti impetuosi che all’equatore raggiungono velocità di oltre 600 Km/h. E se in una fascia questi venti viaggiano da est verso ovest nella fascia adiacente si muovono in senso contrario, perciò lungo le linee di contatto si formano enormi vortici che possono durare mesi, anni e persino secoli. Il più grande e duraturo è la Grande Macchia Rossa vista per la prima volta dall’astronomo Hooke nel 1664, quasi tre volte più grande della Terra. In pratica si tratta di un enorme anticiclone.
Le turbolenze e i vortici che si osservano nelle alte nuvole di Giove sono animati da potenti movimenti convettivi che trasportano continuamente calore dalle regioni interne verso l’esterno, consentendo così all’astro il suo lento ma continuo raffreddamento. Inoltre, è stata riscontrata nelle nuvole di Giove un’abbondanza anomala di gas nobili e questo è un mistero. L’unico modo per poterlo capire consiste nell’assumere che Giove si sia formato in una regione dello spazio più lontana e quindi più fredda di quella dove si trova attualmente e che nel corso dei miliardi di anni si sia pian piano avvicinato al Sole. Questo fa sorgere un dubbio inquietante e cioè che il processo di avvicinamento di Giove al Sole potrebbe ancora non essere esaurito. Se così fosse potrebbero esserci conseguenze terribili per le orbite dei pianeti interni, Terra compresa. Giove è circondato da un sistema di tre anelli, invisibili da Terra anche con i più potenti telescopi. I principali satelliti di Giove furono scoperti da Galileo nel 1610; per questo sono conosciuti come “satelliti galileiani”. Sono in ordine di distanza crescente dal pianeta: Io, Europa, Ganimede e Callisto.

La sonda Juno (appuntamento nel 2016)

È in viaggio verso il gigante gassoso Giove. È la sonda JUNO partita dalla base spaziale di Cape Canaveral a bordo di un razzo Atlas V 551. Cinque anni saranno necessari perché raggiunga il suo obiettivo.
Juno avrà il difficile compito di fornire risposte definitive all’origine e all’evoluzione del più grande pianeta del nostro sistema solare, tre sono ancora le teorie che si distinguono sulla sua formazione. Dovrà determinarne la struttura interna e cercare di comprendere se ve ne sia una componente solida, esplorare la magnetosfera polare e ricercare l’origine del campo magnetico, misurare l’abbondanza di acqua, caratterizzare i venti nella bassa atmosfera e caratterizzare le abbondanze relative di ossigeno e azoto e le variazioni dovute a fenomeni atmosferici.
Insomma dovrà aiutarci a capire chi è Giove, oltre un Dio della mitologia graca e latina. Un altro obiettivo della missione sarà poi quello di studiare le aurore boreali di Giove, già osservate dalla Terra, comprendendone i meccanismi, al fine di studiare il campo magnetico del pianeta e la sua interazione con l’atmosfera.

Il Signore degli Anelli galleggia sull’acqua!

Saturno ha una composizione simile a quella di Giove, il suo volume è 1000 volte quello della Terra, ma la sua massa è solo 95 volte, a causa della bassissima densità, minore di quella dell’acqua. Questo significa che se potessimo adagiare Saturno su un mare così grande da contenerlo, il Signore degli Anelli galleggerebbe!
Saturno è stato visitato dalle sonde Pioneer 11 nel 1979, Voyager 1 e 2 nel 1980 e nel 1981 e dalla sonda Cassini – Huygens nel 2004.
Il pianeta è avvolto da nuvole di ammoniaca ghiacciata, che gli conferiscono la tipica colorazione bianco – gialla, con tinte rosso – marrone per la presenza di tracce di altri composti fra cui il fosforo e il metano.
La superficie visibile, costituita da nuvole alte, è attraversata, come quella di Giove, da diverse fasce parallele all’equatore, ma meno marcate, formate da materiale trasportato da venti fortissimi che raggiungono velocità di 1800 Km/h e si muovono in direzione opposta da una fascia all’altra.
La complessa dinamica atmosferica, come su Giove, è prodotta da moti convettivi caldi ascensionali, alternati da moti discensionali di materiali che si sono raffreddati in superficie e scendono verso il centro per riscaldarsi e poi risalire in un ciclo continuo che dura da sempre. Sotto queste nuvole vi è uno strato gassoso di idrogeno ed elio, profondo diverse centinaia di chilometri. Subito dopo inizia il primo oceano di Saturno, profondo circa 30.000 chilometri sotto il quale si trova il secondo oceano profondo circa 15.000 chilometri. Infine si trova un nucleo roccioso, forse fuso o parzialmente fuso circa 15 volte maggiore di quello della Terra.
Saturno è senza dubbio il pianeta più bello del Sistema Solare per il sistema di anelli che lo circonda, visibile da Terra anche con piccoli telescopi. Gli anelli furono individuati per la prima volata nel 1655 dall’astronomo olandese Christiaan Huygens; vent’anni dopo l’astronomo G.D. Cassini scoprì che gli anelli erano due, separati da una regione vuota che porta il suo nome, la “Divisione di Cassini”.
Attualmente se ne distinguono convenzionalmente sette, ma le immagini delle sonde ne hanno svelato delle micro strutture che potrebbero moltiplicarne il numero fino a migliaia. Gli anelli sono composti da blocchi di roccia mista a ghiaccio, di tutte le dimensioni, da qualche millimetro a diverse decine di metri, che girano intorno al pianeta su orbite indipendenti. Da Terra sono ben visibili l’anello A (largo 15000 chilometri) e l’anello B (largo 25000 chilometri) separati da una zona scura larga 5000 chilometri, la nota “Divisione Cassini”. Verso l’esterno dell’anello A è presente un’altra zona scura, la “Divisione di Encke”, larga 320 chilometri.
Queste zone scure dette “Lacune” sono relativamente prive di materia e sono prodotte da effetti di risonanza provocate dai satelliti maggiori. Per quanto riguarda l’origine degli anelli vedi articolo “Gli anelli di Saturno nati da una luna”.
Saturno possiede una grande famiglia di satelliti; se ne conoscono una sessantina, dei quali solo 9 hanno dimensioni medio – grandi. Tutti gli altri sono piccoli corpi con diametri di alcune decine di chilometri.
I satelliti maggiori, eccetto i due più lontani (Giapeto e Febe) hanno caratteristiche comuni: le loro orbite sono circolari e adagiate sul piano equatoriale del pianeta; la loro rotazione è sincrona, cioè ruotano su se stessi nello stesso tempo in cui completano un’orbita attorno al pianeta, rivolgendogli pertanto sempre la stessa faccia, come fa la Luna con la Terra; tranne Titano tutti i satelliti hanno densità molto basse il che fa pensare che siano composti prevalentemente da ghiaccio d’acqua.
I satelliti maggiori di Saturno (ad eccezione di Encelado e Titano) presentano superfici primitive, molto craterizzate e poco modificate da processi di natura interna e il grado di modificazione decresce con l’aumentare della distanza dal pianeta.

Il satellite arancione dove piove metano

Saturno possiede numerosi satelliti e il più grande è Titano, scoperto nel 1655 da Christiaan Huygens (1629-1695), importante scienziato olandese che fu fisico, matematico ed astronomo. Huygens lo denominò semplicemente Luna Saturni (satellite di Saturno). Quando più tardi Giovanni Domenico Cassini scoprì quattro nuovi satelliti, li volle chiamare Teti, Dione, Rea e Giapeto. A quel punto Luna Saturni iniziò ad essere designato, nell’uso comune, come Saturno VI perché apparentemente sesto in ordine di distanza dal pianeta.
Il nome di Titano fu suggerito per la prima volta da John Herschel (figlio di William).
Titano è il secondo satellite di tutto il Sistema Solare, dopo la luna di Giove, Ganimede. Si tratta inoltre dell’unico satellite in possesso di una densa atmosfera che in passato ha impedito uno studio dettagliato della sua superficie dalla Terra; con la recente missione spaziale Cassini – Huygens, tuttavia, è stato possibile studiare l’oggetto da distanza ravvicinata.
Il satellite dista 1,2 miliardi di chilometri dalla Terra, la sua temperatura è sotto lo zero di 180 gradi ed il suo tempo di rotazione è circa 16 giorni, così come la rivoluzione. Come la Luna con noi, anche Titano rivolge sempre la stessa faccia a Saturno.
La sua densa atmosfera (più densa di quella terrestre) è stata da poco studiata grazie alle missioni spaziali. Si suppone che l’atmosfera di Titano sia simile a quella che c’era sulla Terra prima della comparsa delle prime forme di vita. Proprio l’atmosfera di Titano, così particolare, provoca persistenti precipitazioni di metano. In effetti, sul satellite sembra proprio che esista un ciclo del metano come sulla Terra c’è il ciclo dell’acqua. Ad avvalorare la tesi hanno contribuito le immagini della sonda Huygens, che ha ripreso veri e propri fiumi di metano.
La struttura più ‘visibile’ è Xanadu, un vasto altipiano formato da un’imponente catena montuosa. Quando su questa struttura inizia a sorgere il Sole si verifica un fenomeno simile alla nostra pioggia: le nubi cariche di umidità (di metano), spinte in alto dal riscaldamento provocato dal Sole, si condensano ed inizia a piovere. In base alle condizioni, questa pioggia può raggiungere il suolo oppure tramutarsi in foschia nei pressi della superficie
Proprio questa pioggerella potrebbe chiudere il ciclo del metano, facendolo tornare sulla superficie.
L’atmosfera presenta azoto, metano, etano, argon e tracce di ammoniaca ed in tali condizioni tutto è favorevole per lo sviluppo di composti organici. Il composto organico, che sulla Terra è stato riprodotto in laboratorio a partire proprio dalla composizione atmosferica di Titano, ha una caratteristica spettrale che riesce addirittura a giustificare il colore rossiccio della foschia che perennemente avvolge la luna saturniana. Nel 2007, dopo 16 flyby della sonda Cassini, questi composti riprodotti sulla Terra sono stati trovati proprio nell’atmosfera di Titano.
Si tratta di molecole che appartengono anche alle catene di idrocarburi aromatici che potrebbero essere alla base della genesi delle prime forme di vita.
Sono stati trovati inoltre numerosi laghi di idrocarburi. Dallo studio delle profondità di questi laghi, risulta che le quantità di idrocarburi presenti sul satellite sono maggiori rispetto alle risorse energetiche dello stesso tipo presenti sulla Terra.
Un vero peccato che tutti questi idrocarburi liquidi non possano essere portati sulla Terra …. Il problema è la distanza: la Terra si trova a 1 miliardo e 200 milioni di chilometri di distanza!!!
Il primo lago è stato trovato nel luglio 2008 ed è stato battezzato Ontario. Si tratta di un lago di idrocarburi formato in prevalenza da metano ed etano.
Nuove immagini della sonda Cassini hanno evidenziato strutture che si innalzano per 200 metri nella zona studiata, il che potrebbe essere spiegato con improvvise risalite di acqua e ammoniaca all’interno del satellite, che giunte in superficie ghiacciano rapidamente. In tal caso, Titano sarebbe tra i pochissimi corpi celesti del Sistema Solare ad avere un vulcanesimo attivo. Se così fosse, Titano si aggiungerebbe ai pochi corpi celesti solari nei quali è presente attività vulcanica: Terra, Enceladus, Io
Nel 2009 ancora la sonda Cassini ha mostrato come la forma di Titano non sia sferica bensì leggermente oblata, il che lascia ipotizzare che al di sotto della superficie siano presenti vasti depositi di materiale fluido.
Con tutte le implicazioni biologiche che ha, è probabile che questo satellite sarà oggetto in futuro di ulteriori missioni spaziali.

Titano: laghi e mari di etano e metano liquido nelle regioni dell’emisfero nord

Una nuova analisi dei dati radar provenienti da Cassini ha rivelato variazioni nelle dune di sabbia di Titano. Il risultato fornisce nuove chiavi per la storia geologica e climatica della luna gigante di Saturno.
I campi di dune sono comuni sul Titano, secondi soltanto alle pianure uniformi che coprono gran parte della superficie. Coprono circa il 13% di Titano, percorrendo più di 10 milioni di chilometri quadrati pari alla superficie del Canada. Offrono inoltre molti indizi sul clima della luna.
Ritenute simili come forma alle dune di sabbia lineari che si trovano nei deserti della Namibia o nell’Arabia del sud, le dune di Titano sono gigantesche secondo gli standard terrestri, in media larghe 1 o 2 chilometri per una lunghezza di centinaia di metri ed altezze intorno ai 100 metri.
La loro dimensione varia tuttavia lungo la superficie, a seconda dell’ambiente nel quale si formano ed evolvono.
Un’altra differenza è che la sabbia su Titano non è composta di silicati come sulla Terra, ma da idrocarburi solidi che precipitano dall’atmosfera e si aggregano in granelli millimetrici secondo un processo ancora ignoto.
Tramite il radar di Cassini, un team di astronomi ha scoperto che la dimensione delle dune di Titano è controllata da almeno due fattori: altitudine e latitudine.
I maggiori campi di dune si trovano nelle aree in bassopiano. Le due ad altezze elevate tendono ad essere più strette e più separate le une dalle altre, e la distanza tra loro appare bianca alle immagini radar, ad indicare una sottile copertura di sabbia.
Questo porta a pensare che c’è relativamente poca sabbia disponibile a grandi altezze per costruire dune, mentre è molto più presente nei bassopiani.
In termini di latitudine, le dune sono confinate nella regione equatoriale, in una banda compresa tra 30° Nord e 30° Sud. Comunque, tendono a diventare più strette e più separate alle latitudini nord, il che potrebbe essere dovuto all’orbita ellittica di Saturno.
Titano orbita intorno a Saturno, quindi è il pianeta che ne controlla le stagioni orbitando intorno al Sole. Dal momento che la rivoluzione di Saturno dura circa 30 anni, ogni stagione su Titano dura circa 7 anni. La natura lievemente ellittica dell’orbita di Saturno implica che l’emisfero sud della luna sperimenta estati più brevi ma più intense.
Come risultato, nelle regioni meridionali, la superficie bagnata dalla presenza di etano e metano si riduce. I grani di sabbia sono più asciutti e possono essere trasportati dal vento in maniera più semplice, fino a formare dune.
A supporto dell’ipotesi sta il fatto che i laghi e i mari di etano e metano liquido predominano nelle regioni dell’emisfero nord, il che bagna la sabbia e la rende più pesante da trasportare. Capirne il meccanismo può fornire importanti indizi circa i tasselli mancanti al ciclo del metano su Titano.

Su Urano sono famose le grandinate … di diamanti

Era la notte del 13 marzo 1781, quando il grande William Herschel, mentre scrutava il cielo nella costellazione dei Gemelli, vide un oggetto di colore verde azzurro che aveva l’aspetto di una piccola cometa. Herschel stava cercando stelle doppie con un telescopio da 15 cm e invece aveva scoperto Urano. La scoperta di Herschel ebbe una tale risonanza che fruttò allo scopritore la nomina di Astronomo reale; per questo egli decise di chiamare il nuovo pianeta Georgium Sidus, in omaggio al re Giorgio III, ma presto su proposta dell’astronomo tedesco Bode, si scelse il nome di Urano, in conformità alla denominazione di tutti gli altri pianeti.
Urano, sia in immagini terrestri che spaziali, colpisce soprattutto per la sua monotonia: appare infatti come una sfera blu – verde quasi totalmente priva di strutture. E infatti Urano e i suoi satelliti, a 24 anni dal passaggio ravvicinato della sonda Voyager 2 nel 1986, restano tuttora dei mondi enigmatici e avvolti nel mistero.
Urano si muove così lentamente che per compiere un’intera orbita intorno al Sole impiega 84 anni. Da quando è stato scoperto, il pianeta ha completato soltanto due orbite intorno al Sole, la terza la completerà nel 2033.
La composizione interna di Urano è diversa da quella di Giove e Saturno: l’idrogeno e l’elio sono concentrati nella regione più esterna, che ha uno spessore di circa 5000 km, mentre la sottostante regione, con uno spessore circa doppio, è costituita da un oceano di acqua, metano e ammoniaca, al di sotto del quale si trova un nucleo solido o parzialmente fuso.
La sonda Voyager 2 raggiunse Urano e i suoi satelliti nel gennaio 1986, facendo importanti scoperte; prima di tutto l’esistenza di 10 nuovi satelliti, tutti con orbite strette, oltre ai cinque “storici” (Miranda, Ariel, Umbriel, Titania e Oberon). La Voyager scoprì anche che il pianeta è circondato da 11 anelli, cinque dei quali erano stati già individuati nel 1977 da un gruppo di ricercatori americani. Dieci di essi sono stretti e scuri, mentre quello più esterno, chiamato Epsilon, è più ampio e luminoso. Gli anelli orbitano intorno all’equatore del pianeta, l’anello più vicino dista da Urano 12300 km, il più lontano 26000 km.
Urano possiede una peculiarità unica nel Sistema Solare, in quanto gira intorno al Solo coricato sulla sua orbita: il suo equatore, inclinato di 97,9° è quasi perpendicolare al piano orbitale, pertanto mostra al Sole alternativamente i due poli, a intervalli di 42 anni. Non solo: la rotazione avviene in senso contrario rispetto agli altri pianeti, escluso Venere. Pertanto i poli ricevono più calore dal Sole, rispetto all’equatore, ma il Voyager rivelò che la temperatura era essenzialmente la stessa sia ai poli che all’equatore. Esiste quindi qualche meccanismo sconosciuto che ridistribuisce il calore dei poli a tutto il pianeta, conferendogli l’apparente calma atmosferica e la tipica colorazione verde – azzurra. Il colore deriva dall’assorbimento della componente rossa della luce solare da parte del metano, nell’atmosfera trasparente e profonda che avvolge lo strato nuvoloso sottostante. Le nubi osservate dalla sonda si muovono parallelamente all’equatore, spinte da venti fortissimi che raggiungono velocità di 1000 km/h. E’ molto probabile che il pianeta abbia una fonte interna di calore. Alcuni studiosi hanno inoltre fatto osservare che le condizioni interne di Urano e anche di Nettuno potrebbero dar luogo ad uno straordinario fenomeno: all’interno dei due pianeti si verificherebbero vere e proprie grandinate di diamanti! Questo curioso fenomeno meteorologico si spiegherebbe grazie alla presenza di metano e alle estreme condizioni di temperatura e pressione esistenti al centro dei due pianeti. L’alta temperatura provocherebbe la dissociazione del metano in idrogeno e carbonio mentre l’alta pressione farebbe condensare il carbonio sotto forma di diamante. Le grandinate potrebbero originarsi al di sotto dei primi strati nuvolosi a circa 3000 km dall’atmosfera esterna e potrebbe essere assai fitta e violenta. Si pensa che la forte inclinazione del pianeta sulla sua orbita risalga alle prime fasi di vita del pianeta e sia la conseguenza dell’impatto di un corpo di grandi dimensioni che girava su un piano molto inclinato e in direzione opposta a quella di Urano. L’urto l’avrebbe inclinato invertendone perfino il movimento di rotazione. Urano si trova molto lontano dal Sole (distanza massima 3008 milioni di chilometri, distanza minima 2742 milioni di chilometri) e riceve 1/400 della luce che riceve la Terra. Il Sole appare dal pianeta come un puntino luminoso nel cielo.

I satelliti di Urano

I principali satelliti di Urano sono cinque. Le dimensioni sono simili a quelle dei satelliti di Saturno, con l’eccezione di Titano, ma hanno densità superiori e questo ci dice che la loro composizione è diversa in quanto contengono maggiori quantità di materiali rocciosi.
Il più piccolo di questi satelliti è Miranda, scoperto nel 1948 dall’astronomo americano G. Kuiper. Ha un diametro di circa 470 chilometri ed orbita intorno al pianeta ad una distanza di 129.390 chilometri. La sua temperatura superficiale è di – 190°C. La superficie di Miranda è veramente stupefacente presentando diversi tipi di terreno contrastanti. Vi si osservano pianure ondulate ricche di crateri e zone di forma trapezoidale oppure ovoidale, striate di fasce parallele come dei campi da corsa. Sono visibili formazioni giovani sovrapposte a formazioni antiche e viceversa il che fa pensare che intere regioni esterne siano migrate verso l’interno e che regioni dall’interno siano affiorate in superficie. Si notano catene di montagne, terreni caotici ricoperti da crateri, colate di acqua ghiacciata, gigantesche spaccature della crosta, scarpate impressionanti che raggiungono profondità di 20.000 metri e fosse spettacolari profonde fino a 15.000 metri. Il satellite è un condensato di tutte le bizzarrie di natura geologica incontrate su altri piccoli corpi del Sistema Solare. Come mai un corpo così piccolo contiene una varietà così grande e stupefacente di strutture geologiche di età e natura contrastanti? L’unico modo per spiegarlo è supporre che l’astro originario sia stato più volte frantumato e che i pezzi si siano successivamente aggregati per auto-gravitazione, ridando vita al satellite. Ariel fu scoperto dall’astronomo inglese William Lassell nel 1851 e dista da Urano 191.000 chilometri. Ariel ha un diametro di 1170 chilometri. Ha una densità molto alta indice di una composizione di ghiacci d’acqua, metano e ammoniaca, misti a buone quantità di rocce. Il paesaggio è molto vario, cosparso di crateri, con un intreccio complicato di valli, di faglie scoscese, di lunghi canali sinuosi che tagliano grandi pianure particolarmente lisce. Queste strutture sono un chiaro indice di un’attività tettonica, presente sul satellite anche in epoche non troppo lontane. William Lassell ha scoperto nel 1851 anche il satellite Umbriel che dista da Urano 266.000 chilometri. Ha un diametro di 1190 chilometri. La sua densità è di poco inferiore a quella di Ariel. Umbriel è il satellite più scuro di Urano: la sua superficie è la stessa che aveva circa 4,5 miliardi di anni fa, quando si è formato. Scoperto da William Herschel nel 1787, Titania è il più grande satellite di Urano. Ha un diametro di 1600 chilometri e dista dal pianeta 436.300 chilometri. Ha la più alta densità fra tutti e cinque i satelliti, pertanto ha una composizione prevalentemente di ghiaccio con una buona quantità di materiali rocciosi. Scoperto contemporaneamente a Titania da Herschel nel 1787, Oberon è il più esterno dei grandi satelliti di Urano da cui dista 583.500 chilometri. Ha un diametro di 1550 chilometri ed una densità indicante una composizione di ghiacci miste a rocce. Oberon ha una superficie scura disseminata di crateri da impatto che testimoniano la sua antica età.

Nettuno, il gigante ghiacciato

Nettuno è l’ottavo e più lontano pianeta del Sistema Solare. Fu scoperto la sera del 23 settembre 1846 da Johann Gottfried Galle con il telescopio dell’Osservatorio astronomico di Berlino.Nettuno fu il primo pianeta ad essere stato trovato tramite calcoli matematici più che attraverso regolari osservazioni: cambiamenti insoliti nell’orbita di Urano lasciarono credere agli astronomi che vi fosse, all’esterno, un pianeta sconosciuto che ne perturbasse l’orbita. Il pianeta fu scoperto entro appena un grado dal punto previsto. La luna Tritone fu individuata poco dopo, ma nessuno degli altri 12 satelliti naturali di Nettuno fu scoperto prima del XX secolo. Il pianeta è stato visitato da una sola sonda spaziale, la Voyager 2 che transitò vicino ad esso il 25 agosto 1989.
Nettuno ha una composizione simile a quella di Urano ed entrambi hanno composizioni differenti da quelle dei più grandi pianeti gassosi Giove e Saturno.
A causa di ciò talvolta gli astronomi collocano questi due pianeti in una categoria separata, i cosiddetti “giganti ghiacciati”. L’atmosfera di Nettuno sebbene sia simile a quella di Giove e Saturno, essendo composta principalmente da idrogeno ed elio, possiede anche maggiori proporzioni di “ghiacci”, come acqua, ammoniaca e metano, assieme a tracce di idrocarburi e forse azoto. In contrasto, l’interno del pianeta è composto essenzialmente da ghiacci e rocce come il suo simile Urano. Le tracce di metano presenti negli strati più esterni dell’atmosfera contribuiscono a conferire al pianeta Nettuno il suo caratteristico e bellissimo colore azzurro intenso.
Nettuno possiede i venti più forti di ogni altro pianeta nel Sistema Solare: sono state misurate raffiche a velocità superiori ai 2100 km/h. All’epoca del sorvolo da parte della Voyager 2, nel 1989, l’emisfero sud del pianeta possedeva una Grande Macchia Scura, comparabile con la Grande Macchia Rossa di Giove; la temperatura delle nubi più alte di Nettuno era di circa -218 °C, una delle più fredde del Sistema Solare, a causa della grande distanza dal Sole. La temperatura al centro del pianeta è di circa 7×103 °C (circa 7×103 K), comparabile con la temperatura superficiale del Sole e simile a quella del nucleo di molti altri pianeti conosciuti. Il pianeta possiede inoltre un debole e frammentario sistema di anelli, scoperto negli anni sessanta ma confermato solo dalla Voyager 2.
Nettuno è invisibile ad occhio nudo da Terra; la sua magnitudine apparente, sempre compresa fra la 7,7 e la 8,0, necessita almeno di un binocolo per permettere l’individuazione del pianeta. Visto attraverso un grande telescopio, Nettuno appare come un piccolo disco bluastro simile nell’aspetto ad Urano. Il colore è dovuto alla presenza di metano nell’atmosfera nettuniana, in ragione del 2%. Si è avuto un netto miglioramento nello studio visuale del pianeta da Terra con l’avvento del Telescopio spaziale Hubble e dei grandi telescopi a terra. Le immagini migliori ottenibili da Terra permettono oggi di individuarne le formazioni nuvolose più pronunciate e le regioni polari, più chiare del resto dell’atmosfera. Con strumenti meno precisi è impossibile individuare qualsiasi formazione superficiale del pianeta, ed è preferibile dedicarsi alla ricerca del suo satellite principale, Tritone.
Ad osservazioni nelle frequenze radio, Nettuno appare essere la sorgente di due emissioni: una continuata e piuttosto debole, l’altra irregolare e più energetica. Gli studiosi ritengono che entrambe siano generate dal campo magnetico rotante del pianeta. Le osservazioni nell’infrarosso esaltano le formazioni nuvolose del pianeta, che brillano luminose sullo sfondo più freddo, e permettono di determinarne agevolmente le forme e le dimensioni.
Il pianeta compie una rivoluzione attorno al Sole in circa 164,79 anni. Con una massa pari a circa 17 volte quella terrestre ed una densità media di 1,64 volte quella dell’acqua, Nettuno è il più piccolo e più denso fra i pianeti giganti del Sistema Solare.
L’orbita di Nettuno è caratterizzata da un’inclinazione di 1,77° rispetto al piano dell’eclittica e da un’eccentricità di 0,011. In conseguenza di ciò, la distanza tra Nettuno ed il Sole varia di 101 milioni di chilometri tra perielio ed afelio.
Nettuno compie una rotazione completa intorno al proprio asse in circa 16,11 ore. L’asse è inclinato di 28,32° rispetto al piano orbitale, valore simile all’angolo d’inclinazione dell’asse della Terra (23°) e di Marte (25°). Di conseguenza, i tre pianeti sperimentano cambiamenti stagionali simili. Tuttavia, il lungo periodo orbitale implica che su Nettuno ciascuna stagione ha una durata di circa quaranta anni terrestri.
Poiché Nettuno non è un corpo solido, la sua atmosfera presenta una rotazione differenziale: le ampie fasce equatoriali ruotano con un periodo di circa 18 ore, inferiore al periodo di rotazione del campo magnetico del pianeta che è pari a 16,1 ore; le regioni polari invece completano una rotazione in 12 ore. Nettuno presenta la rotazione differenziale più marcata del Sistema Solare, che origina forti venti longitudinali.
Una differenza fra Nettuno e Urano è il livello tipico di attività meteorologica; quando la sonda spaziale Voyager 2 sorvolò Urano, nel 1986, questo pianeta era visivamente privo di attività atmosferica. In contrasto, Nettuno mostrava notevoli fenomeni climatici durante il sorvolo della sonda, avvenuto nel 1989.
Il tempo meteorologico di Nettuno è caratterizzato da sistemi tempestosi estremamente dinamici, con venti che raggiungono la velocità quasi supersonica di 600 m/s. Più tipicamente, tracciando il movimento delle nubi persistenti, la velocità del vento sembra variare dai 20 m/s in direzione est fino ai 235 m/s in direzione ovest. Sulla cima delle nubi, i venti predominanti variano in velocità dai 400 m/s lungo l’equatore ai 250 m/s sui poli. Molti dei venti di Nettuno si muovono in direzione opposta rispetto alla rotazione del pianeta.
Nel 1989 fu scoperta dalla sonda Voyager 2 la Grande Macchia Scura un sistema di tempeste anticiclonico delle dimensioni di 13000 × 6600 km. La tempesta ricordò la Grande Macchia Rossa di Giove; tuttavia, nel novembre del 1994 il Telescopio spaziale Hubble non riuscì ad osservare questa macchia scura sul pianeta. Al suo posto, apparve una nuova tempesta simile alla Grande Macchia Scura nell’emisfero nord.
Lo “Scooter” è un’altra tempesta, una nube bianca posta più a sud della Grande Macchia Scura; il suo nome deriva dal fatto che quando fu osservata per la prima volta nel mese precedente al sorvolo della sonda Voyager 2, si muoveva più velocemente della Grande Macchia Scura. Immagini successive rivelarono delle nubi più rapide. La Piccola Macchia Scura è invece una tempesta ciclonica meridionale, la seconda tempesta più potente osservata durante il transito del 1989; inizialmente era completamente scura, ma come la sonda si avvicinò iniziò a mostrarsi una macchia più chiara, visibile in tutte le immagini ad alta risoluzione.
Nettuno ha un sistema di anelli planetari uno dei più sottili del Sistema Solare; gli anelli potrebbero consistere di particelle legate con silicati o materiali composti da carbonio che conferisce loro un colore tendente al rossastro. In aggiunta al sottile Anello Adams, a 63 000 km dal centro del pianeta, si trova l’Anello Leverrier, a 53 000 km, ed il suo più vasto e più debole Anello Galle, a 42 000 km. Un’estensione più lontana di quest’ultimo anello è stata chiamata Lassell; è legata al suo bordo più esterno dall’Anello Arago, a 57 000 km. Osservazioni condotte da Terra annunciate nel 2005 sembravano mostrare che gli anelli di Nettuno sono molto più instabili di quanto in precedenza creduto. Immagini prese nel 2002 e 2003 mostrano un decadimento considerevole negli anelli quando vengono comparati con le immagini prese dalla Voyager 2; in particolare, sembra che l’arco Liberté potrebbe dissolversi entro la fine del XXI secolo.
Nettuno possiede tredici satelliti naturali conosciuti, il maggiore dei quali è Tritone; gli altri satelliti principali sono Nereide, Proteo e Larissa. Tritone è l’unico satellite di Nettuno che possiede una forma ellissoidale; fu individuato per la prima volta dall’astronomo William Lassell appena 17 giorni dopo la scoperta del pianeta madre. Orbita in direzione retrograda rispetto a Nettuno, a differenza di tutti gli altri satelliti principali del Sistema Solare; è in rorazione sincrona con Nettuno e la sua orbita è in decadimento costante.
Il satellite più interessante, a parte Tritone, è Nereide, la cui orbita è fra le più eccentriche dell’intero sistema solare. Fra il luglio ed il settembre 1989 la sonda statunitense Voyager 2 ha individuato sei nuovi satelliti, fra i quali spicca Proteo, le cui dimensioni sarebbero quasi sufficienti a conferirgli una forma sferoidale; è il secondo satellite del sistema di Nettuno, pur con una massa pari ad appena lo 0,25% di quella di Tritone. Una nuova serie di scoperte è stata annunciata nel 2004; si tratta di satelliti minori e fortemente irregolari.

Le comete della vita

I popoli antichi consideravano le comete come una delle espressioni della collera divina nei confronti degli uomini. Fu durante il Rinascimento che le comete acquisirono ruolo di oggetti celesti. Keplero scoprì che esse erano regolate da movimenti precisi e in seguito, grazie alle ricerche svolte da Isaac Newton, si comprese che le comete possedevano un’orbita ellittica o iperbolica.
Il primo a calcolare con precisione l’orbita di una cometa, al punto da prevederne il ritorno, fu Edmund Halley (1656 – 1742).
Non c’è dubbio, in ogni modo, che le comete siano fra gli oggetti celesti più spettacolari e negli ultimi anni si è più volte ipotizzato che possano essere proprio loro i veicoli che trasportano la vita. Una prova in questo senso l’hanno scoperta i ricercatori che hanno studiato la polvere della cometa Wild-2, riportata a Terra nel 2006 dalla sonda della Nasa Stardust.
All’interno di queste polveri, infatti, sono stati scoperti dai ricercatori gli ingredienti fondamentali per la vita. Si tratta dei mattoni che servono per la costruzione delle complesse molecole organiche. L’ipotesi è che se questo materiale cadesse su un pianeta simile alla Terra e trovasse le condizioni per evolversi in molecole più complesse, potrebbe dare origine agli elementi fondamentali che innescano l’evoluzione della vita.
I ricercatori sostengono che questa sia la prima concreta evidenza a sostegno dell’ipotesi secondo cui la vita sulla Terra è giunta dallo spazio e che siano stati corpi celesti come le comete a trasportarla fin qui. Un’ipotesi che prende il nome di panspermia. Nei grani di polvere della chioma della cometa, ciascuno molto più piccolo di un millimetro, sono state trovate tracce di ammine e molecole costituite da lunghe catene ricche di carbonio che è l’elemento fondamentale su cui si basa la vita.
Le molecole organiche si sarebbero dunque create direttamente nello spazio e un recente studio pubblicato su Nature aggiunge ai possibili scenari proprio l’impatto radente di una cometa.
Nir Goldman (Lawrence Livermore National Laboratory) e i suoi collaboratori hanno predisposto una serie di simulazioni computerizzate per osservare quali reazioni chimiche potessero verificarsi quando i ghiacci di una cometa fossero stati coinvolti in un evento così estremo come un impatto. Per garantire un minimo di sopravvivenza ai composti eventualmente creatisi grazie alle elevate pressioni e temperature, le simulazioni hanno previsto un impatto radente con il nostro pianeta. La composizione dei ghiacci cometari introdotta nelle simulazioni è un mix di oltre 200 molecole, tra cui acqua, metanolo, ammoniaca e ossidi di carbonio, una composizione comunemente utilizzata dai planetologi per descrivere i ghiacci cometari. In alcuni casi i ricercatori hanno notato la formazione di numerose molecole caratterizzate da legami tra azoto e carbonio, tra cui l’acido cianidrico e l’urea, e numerosi idrogenioni. Cosa più interessante, le simulazioni hanno mostrato anche composti molto simili alla glicina (il più semplice degli amminoacidi) con appiccicate molecole di anidride carbonica. Secondo Goldman tali composti potrebbero reagire spontaneamente con gli idrogenioni producendo glicina, acqua e anidride carbonica. In via teorica il meccanismo funziona, ma ora ci si aspetta si vedere grazie a ulteriori calcoli le reali probabilità del suo verificarsi. Senza comunque dimenticarci che le comete in viaggio verso la Terra avrebbero già potuto trasportare al loro interno tali preziosissimi elementi chimici. In tal caso l’unico elemento davvero necessario sarebbe un impatto il meno energetico e distruttivo possibile (elaborato da Coelum “Comete e vita” aprile 2010 di Claudio Elidoro – Fonte: Nature News).
Una cometa è un oggetto celeste relativamente piccolo e composto prevalentemente di ghiaccio. Nel Sistema Solare le orbite delle comete si estendono oltre quella di Plutone. Spesso descritte come “palle di neve sporca”, le comete sono composte per la maggior parte di sostanze volatili come biossido di carbonio, metano e acqua ghiacciati, con mescolati aggregati di polvere e vari minerali. La sublimazione delle sostanze volatili quando la cometa è in prossimità del Sole causa la formazione della chioma e della coda.
Si pensa che le comete siano dei residui rimasti dalla condensazione della nebulosa da cui si formò il Sistema Solare: le zone periferiche di tale nebulosa sarebbero state abbastanza fredde da permettere all’acqua di trovarsi in forma solida. Il termine cometa viene dal greco (chioma) in quanto gli antichi paragonavano la coda di questi corpi celesti ad una lunga capigliatura.
I nuclei cometari sono composti da roccia, polvere, ghiacci d’acqua e altre sostanze, comunemente presenti sulla Terra allo stato gassoso, quali monossido di carbonio, anidride carbonica, metano ed ammoniaca. Le comete sono composte inoltre da una varietà di composti organici.
I nuclei cometari (chi lo avrebbe detto) sono tra gli oggetti del Sistema Solare più scuri conosciuti: alcuni sono più neri del carbone. Si pensa che il colore scuro derivi dai composti organici che dovrebbero abbondare in superficie: il riscaldamento solare porta via ghiacci ed elementi volatili, lasciando solo molecole pesanti organiche, che tendono ad essere molto scure.
Nel Sistema Solare esterno le comete rimangono in uno stato congelato ed è estremamente difficile o impossibile rilevarle da Terra a cause delle loro ridotte dimensioni.
Quando una cometa si avvicina al Sistema Solare interno, il calore del Sole fa sublimare i suoi strati di ghiaccio più esterni. Si formano così la chioma e la coda che risplendono sia per riflessione diretta della luce incidente, sia in conseguenza della ionizzazione dei gas per effetto del vento solare.
Occasionalmente una cometa può sperimentare una enorme ed improvvisa esplosione di gas e polveri, indicata comunemente con il termine inglese outburst. Nella fase espansiva seguente la chioma può raggiungere dimensioni ragguardevoli.
La maggior parte delle comete seguono orbite ellittiche molto allungate che le portano ad avvicinarsi al Sole per brevi periodi ed a permanere nelle zone più lontane del Sistema Solare per la restante parte. Le comete sono usualmente classificate in base alla lunghezza del loro periodo orbitale.
Sono definite comete di corto periodo quelle che hanno un periodo orbitale inferiore a 200 anni. La maggior parte di esse percorre orbite che giacciono in prossimità del piano dell’eclittica, con lo stesso verso di percorrenza dei pianeti. Tali orbite sono generalmente caratterizzate da un afelio posto nella regione dei pianeti esterni (dall’orbita di Giove in poi). Per esempio, l’afelio dell’orbita della Cometa di Halley si trova poco oltre l’orbita di Nettuno. All’estremo opposto, la Cometa Encke percorre un’orbita che non la porta mai ad oltrepassare quella di Giove.
Le comete di lungo periodo percorrono orbite con elevate eccentricità e con periodi compresi tra 200 e migliaia o anche milioni di anni.
Le loro orbite sono caratterizzate da afelii posti molto oltre la regione dei pianeti esterni ed i piani orbitali presentano una grande varietà di inclinazioni rispetto al piano dell’eclittica.
Le comete extrasolari (Single-apparition comets – comete da una singola apparizione) percorrono orbite paraboliche o iperboliche che le portano ad uscire permanentemente dal Sistema solare dopo esser passate una volta in prossimità del Sole.
Da considerazioni sulle caratteristiche orbitali, si ritiene che le comete di corto periodo provengano dalla fascia di Kuiper o dal disco diffuso, un disco di oggetti nella regione trans nettuniana; mentre si ritiene che il serbatoio delle comete a lungo periodo sia la ben più distante nube di Oort (una distribuzione sferica di oggetti che costituisce il confine del Sistema solare, la cui esistenza è stata ipotizzata dall’astronomo danese Jan Oort).
E’ stato ipotizzato che in tali regioni, un gran numero di comete orbiti intorno al Sole su orbite quasi circolari. Occasionalmente l’influenza gravitazionale dei pianeti esterni (nel caso degli oggetti presenti nella fascia di Kuiper) o delle stelle vicine (nel caso di quelli presenti nella nube di Oort) sposta uno di questi oggetti su un’orbita altamente ellittica che lo porta a tuffarsi verso le regioni interne del Sistema Solare, dove appare come una vistosa cometa.
Le comete hanno vita relativamente breve. I ripetuti passaggi vicino al Sole le spogliano progressivamente degli elementi volatili, fino a che la coda non si può più formare, e rimane solo il materiale roccioso. Se questo non è abbastanza legato, la cometa può semplicemente svanire in una nuvola di polveri. Se invece il nucleo roccioso è consistente, la cometa è adesso diventata un asteroide inerte.
La frammentazione delle comete può essere attribuita all’urto con un meteorite o ad effetti mareali di un corpo maggiore, quale conseguenza dello shock termico derivante da un repentino riscaldamento del nucleo cometario. Alcune comete possono subire una fine più violenta: cadere nel Sole oppure entrare in collisione con un pianeta, durante le loro innumerevoli orbite che percorrono il Sistema solare in lungo e in largo.
Nel 1994 la cometa Shoemaker-Levy 9 passò troppo vicino a Giove e rimase catturata dalla gravità del pianeta. Le forze di marea causate dalla gravità spezzarono il nucleo in una decina di pezzi, i quali poi bombardarono il pianeta offrendo viste spettacolari ai telescopi di mezzo mondo, da tempo in allerta per seguire l’evento.
Il nucleo di ogni cometa perde continuamente materia, che va a formare la coda. La parte più pesante di questo materiale non è spinta via dal vento solare, ma resta su un’orbita simile a quella originaria. Col tempo, l’orbita descritta dalla cometa si riempie di sciami di particelle piccolissime, ma molto numerose, e raggruppate in nubi che hanno origine in corrispondenza di un periodo di attività del nucleo. Quando la Terra incrocia l’orbita di una cometa in corrispondenza di una nube, il risultato è uno sciame di stelle cadenti, come le famose lacrime di San Lorenzo o numerosi sciami più piccoli e meno conosciuti.
A volte le nubi sono densissime: le Leonidi produssero nel 1933 una vera e propria pioggia, con conteggi superiori alle dieci meteore al secondo. La Terra incrocia l’orbita delle Leonidi ogni 33 anni, ma gli sciami del 1966 e del 1999 non sono stati altrettanto prolifici.
La cometa di Halley è senza dubbio la più famosa cometa dei nostri cieli. Il suo primo documentato avvistamento risale al 240 a.C., allorché i cinesi registrarono il passaggio di una cometa. Successivamente fu Edmund Halley a pensare che, sulla base delle registrazioni storiche, la cometa segnalata nel 1531, nel 1607 e nel 1682 potesse essere la stessa. Si sbilanciò in previsioni, ipotizzando che una cometa con le stesse caratteristiche di quella in oggetto sarebbe passata nel 1758. Halley non visse tanto da sapere che la sua previsione era giusta, ma la cometa passò veramente.
L’orbita della cometa di Halley è retrograda (gira in senso contrario rispetto ai corpi del sistema solare) e viene percorsa in 76 anni di media (da 74,7 a 79,1 in base all’influenza gravitazionale dei pianeti giganti). Il perielio si trova a 0,59 UA dal Sole, passando tra Mercurio e Venere, mentre l’afelio è oltre Nettuno.
Questo corpo è stato analizzato in maniera molto dettagliata nel 1986, anno del suo ultimo passaggio, grazie alla sonda europea Giotto, che si è potuta avvicinare a meno di 600 km dal nucleo. Di colore scuro, il nucleo è formato da ghiaccio, polveri e rocce e ha una temperatura di 40°C sotto zero.
Il prossimo passaggio della cometa di Halley al perielio è previsto per il 29 luglio del 2061.
La cometa di Shoemaker-Levy 9 è una cometa che non esiste più ma che è famosa nel mondo astronomico a causa dell’impatto che ha avuto nel 1994 con l’atmosfera del pianeta Giove. La scoperta è dovuta a Eugene e Caroline Shoemaker ed a David Levy nel 1993. Prima ancora di riuscire a studiarla, si notò che la sua orbita l’avrebbe portata da lì a poco tempo in collisione con Giove. Nel 1992, infatti, la cometa è passata al di sotto del limite di Roche di Giove, con la conseguenza che si è spezzata in 21 frammenti di dimensioni e masse sconosciute. Era luglio 1994 (dal 16 al 22) quando molti di questi frammenti andarono ad infrangersi nell’atmosfera di Giove, in uno spettacolo osservativo che fu seguito ovviamente da tutti gli astronomi professionisti e da molti amatori che puntarono i telescopi in direzione del gigante gassoso. L’effetto della collisione rimase visibile sull’atmosfera di Giove per più di un anno.

Meteore, meteoriti o bolidi?

Le meteore, o stelle cadenti, sono granelli di polvere cosmica o residui di comete che si raggruppano in sciami e fanno la loro comparsa in determinati periodi.
Le “piogge meteoriche” possono quindi essere associate a precedenti passaggi di comete, i cui resti sono attraversati dal nostro pianeta nel corso della sua orbita intorno al Sole.
Nella maggior parte dei casi le ridotte dimensioni non permettono a questi corpi di superare l’atmosfera dove bruciano lasciando una suggestiva scia di luce. Il punto della volta celeste dal quale le meteore sembrano giungere è detto “radiante”. A volte l’osservatore rimane colpito dalla luce e dalla traccia di un grosso bolide, oggetto simile ad una meteora, ma le cui maggiori dimensioni producono un lampo molto luminoso a volte visibile persino in pieno giorno.
Si da il nome di meteoriti infine a residue celesti di origine asteroidale o interplanetaria – di dimensioni ancora maggiori di quelle dei bolidi – tanto da non disintegrarsi completamente nell’atmosfera e da giungere sulla Terra. Meteoroide invece è un termine generico per designare gli oggetti che, incontrando la Terra, possono trasformarsi in meteore o in meteoriti. Un pezzo di roccia che cade su Marte è un meteoroide, non un meteorite. Fin tanto che un pezzo di roccia viaggia nello spazio può essere chiamato meteoroide o asteroide.

Alla scoperta della Fascia di Kuiper

Ai confini del Sistema Solare si trova una misteriosa e lontana regione molto difficile da esplorare, che rappresenta l’unica zona del nostro sistema planetario ancora non visitata da sonde terrestri. Nota come Fascia di Kuiper, questa area oltre Nettuno è la casa dei nano pianeti Plutone, Eris, Makemake e Haumea e contiene migliaia di oggetti minori che compongono una sacca di nuclei cometari. Da quella zona, il nostro Sole appare come una delle tante stelle del cielo, anche se più brillante.
Un nuovo telescopio ha iniziato ad esplorare virtualmente questa zona di spazio e sta fornendo le prime scoperte. Il Pan-STARRS  ha scoperto dieci oggetti nella Fascia di Kuiper che, basandosi sulla magnitudine, dovrebbero avere una dimensione compresa tra 300 e 500 chilometri.
Le scoperte potrebbero essere solo la punta dell’iceberg, il progetto infatti è parte di una survey più grande e con i mesi e gli anni PS1 scandaglierà l’intero cielo visibile dalla sua locazione scoprendo oggetti fino a magnitudine 23, giungendo ad un censimento completo di tutti gli oggetti visibili fino alla magnitudine limite, corrispondenti ad oggetti fino a 180 miglia di diametro. Gli astronomi potranno localizzare molti altri Kuiper Belt Objects, caratterizzandone le orbite e migliorando le conoscenze riguardanti strutture, dinamiche ed evoluzione del sistema solare esterno, oltre a scoprire nuove comete.

La Nube di Oort

La Nube di Oort deve il suo nome all’astronomo olandese J.H. Oort (1900-1992) che negli anni Cinquanta suggerì l’esistenza di un grosso serbatoio di comete, una nube sferica che si estende fino ai confini dell’influenza gravitazionale del Sole. L’idea di Oort riprendeva in modo più sistematico la proposta avanzata negli anni Trenta dall’astronomo Ernst Opik per spiegare la provenienza delle comete a lungo periodo. Non c’è reale accordo fra gli astronomi sulla reale estensione di questa nube cometaria. Generalmente, comunque, si ritiene che abbia inizio fra le 2000 e le 5000 UA dal Sole e si estende fino ad almeno 50 mila UA. Alcune stime allontanano notevolmente il suo confine esterno suggerendo che possa essere compreso fra 100 mila e 200 mila UA, arrivando a metà strada fra il Sole e alfa Centauri. Nella nube si distinguono attualmente due componenti. Una è costituita dalla regione più esterna (Outer Oort Cloud) ed è caratterizzata da una forma più o meno sferica. Si estenderebbe a partire dalle 20 mila UA raggiungendo con densità rapidamente degradante le 100 mila UA dal Sole. La seconda componente (Inner Oort Cloud) è invece caratterizzata da una forma più schiacciata e si estenderebbe fra le 2000 e le 20.000 UA.

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