L'ASTRONOMIA PER PASSIONE

  
  
  
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I pianeti del Sistema Solare

Le distanze nel Sistema Solare

Dimensioni relative nel Sistema Solare

L'immagine di apertura, sebbene non rispetti le proporzioni tra le distanze reali dei vari pianeti dal Sole, introduce gli otto pianeti del Sistema Solare, dal piccolo Mercurio al lontanissimo Nettuno.

In ordine di distanza, quindi, i pianeti sono Mercurio, Venere, Terra, Marte, Giove, Saturno, Urano, Nettuno.

Immaginiamo un Sistema Solare ridotto, riducendolo a scala di 1:250.000.000.000. Il Sole verrebbe ad avere un diametro di 5,6 millimetri (quindi come le dimensioni di un pisello, più o meno) mentre i pianeti, a questa scala, non potrebbero essere neanche rappresentati. Volendo rapportare le distanze, dovremmo piazzare Mercurio a circa 2 centimetri e mezzo dal nostro piccolo Sole, Venere a poco meno di mezzo metro, la Terra a circa 0,6 metri, Marte a poco meno di un metro, Giove a poco più di 3 metri, Giove a più di 5 metri e mezzo,  Urano a 11 metri e mezzo, Nettuno a 18 metri.
Riducendo, quindi, il Sistema Solare di 250 miliardi di volte, il nostro Sistema Solare non entrerebbe in una stanza normale date le dimensioni. Tanto per darci una idea, anche a questa scala ridottissima la stella Proxima Centauri la più vicina con i suoi 4,28 anni luce di distanza, dovrebbe essere sistemata a 150 chilometri da casa nostra, in una galassia che, sebbene ridotta di 250 miliardi di volte, dovrebbe avere un diametro di 3.800.000 chilometri per riportare in scala i suoi 100.000 anni luce! Quindi, anche con questa scala, la riproduzione della Galassia necessita di uno spazio maggiore di più di 10 volte la distanza Terra-Luna.

Per semplicità si pone l'Unità Astronomica pari alla distanza media Terra-Sole (150.000.000 di chilometri), quindi la distanza Terra-Sole è di 1 Unità Astronomica. Per trovare la distanza di Saturno, ad esempio, basta moltiplicare 9,5 UA per 150.000.000 per avere 1.425.000.000 chilometri approssimati.

Allo stesso modo è possibile calcolare le distanze relative tra i pianeti: ad esempio, la distanza tra Urano e Marte è pari a 19,3 - 1,6 unità astronomiche, cioè 17,7 U.A. cioè 2.655.000.000 chilometri approssimati.

 

 

Pianeti rocciosi e pianeti gassosi/ghiacciati

La prima distinzione netta tra i pianeti li classifica in pianeti rocciosi e pianeti gassosi.

PIANETI ROCCIOSI

I primi sono quelli più vicini al Sole e sono Mercurio, Venere, Terra e Marte. Il loro diametro non supera i 15.000 chilometri con densità elevate, comprese tra 3 e 5 (la base è 1, la densità dell'acqua). 
Il materiale che compone questi pianeti è formato da elementi chimici detti "pesanti", come ossigeno, magnesio, silicio e ferro. Non si tratta di elementi creati durante il Big Bang, visto che questa primordiale esplosione ha prodotto soltanto gli elementi più leggeri come idrogeno, elio, litio e deuterio. L'arricchimento di questi materiali con altri più pesanti (detti metalli) non è dovuto al Sole, come pensava Anassagora (filosofo greco, 500-428 a.C.) che riteneva il Sole "niente altro se non una massa di ferro rosso e caldo". E' dovuto invece a quelle che oggi chiamiamo esplosioni di supernova, l'unico processo conosciuto in grado di dar vita a fusioni nucleari di tutti gli elementi a noi noti. 
La composizione base prevede un nucleo ferroso circondato da un mantello basaltico, circondato a sua volta da una crosta esterna. Questo processo di differenziazione non sarebbe potuto avvenire senza che il nucleo del pianeta primitivo fosse fuso ed ha seguito lo stesso processo che si verifica nelle fornaci industriali ad alte temperature. Negli anni Settanta si pensava che un processo simile richiedesse miliardi di anni, necessari a creare una quantità di calore sufficiente tramite disintegrazione di elementi radioattivi interni al pianeta. Le analisi delle meteoriti di Marte, effettuata negli anni Ottanta, ha rivelato invece uno scenario più rapido: il ferro è migrato dalla crosta fino al nucleo insieme all'accrescimento del pianeta, in meno di 50 milioni di anni (probabilmente soltanto 20 milioni di anni). E' stato il fenomeno di accrescimento stesso a fornire abbastanza calore ai pianeti rocciosi, tanto da consentire di miscelare le sostanze presenti in modo da ricreare una fornace naturale. Nel nucleo della fornace, ossigeno, carbonio ed ossido di ferro hanno reagito a formare ferro e diossido di carbonio. Nel magma del pianeta, l'ossido di ferro e la grafite delle meteoriti (condriti carbonacee)  hanno reagito a formare ferro metallico e diossido di carbonio. Il ferro fuso è sceso all'interno del pianeta, scaldandosi durante il movimento. Invece, sostanze come ossido di alluminio ed ossido di calcio sono salite in superficie dando vita alla crosta primaria del pianeta.
La loro rivoluzione è più veloce della categoria dei pianeti gassosi, mentre la rotazione è più lenta. Dal punto di vista atmosferico e superficiale si tratta di pianeti con caratteristiche molto differenti tra loro, contrariamente alla categoria opposta. Ma pianeti che sono nati nello stesso modo, perché presentano tutte queste differenze? Varie circostanze possono essere invocate per spiegare la differente evoluzione di questi pianeti, tra le quali le differenti dimensioni iniziali, la storia cataclismica ed il processo di perdita di calore.

1. Differenti dimensioni iniziali
Alla fine del periodo di accrescimento, poco più di 4,45 miliardi di anni fa, Marte aveva la metà delle dimensioni di Venere o della Terra ed una massa circa dieci volte inferiore. Questa differenza è fondamentale per l'energia immagazzinata dai pianeti: più sono massicci e maggiore è l'accelerazione gravitazionale impressa ai planetesimi, quindi maggiore è la forza degli impatti. Inoltre, più grande è il pianeta e maggiore è la quantità di elementi radioattivi presenti al suo interno. I pianeti più grandi conservano meglio il calore visto che la forza di gravità maggiore può mantenere una densa atmosfera, opaca alla radiazione termica e quindi in grado di limitare la perdita di energia. Questo è il motivo per il quale i due corpi più piccoli, Mercurio e Marte, si sono raffreddati più velocemente, con Marte a fare da intermediario tra il più piccolo, Mercurio, ed i due più grandi, Terra e Venere. La Terra è caratterizzata da placche tettoniche che si muovono ad un ritmo di pochi centimetri per anno. Questo movimento in superficie è associato a correnti convettive all'interno del mantello. Questo fenomeno accorpa i due terzi della perdita di calore dal mantello e dal nucleo. é nelle zone vulcaniche e nelle dorsali oceaniche che le placche si muovono, consentendo alla materia calda di emergere e formare nuova crosta al tasso di 3 chilometri quadrati di crosta oceanica ogni anno.
Venere e Marte, invece, non hanno una tettonica a zolle. Il calore interno di questi pianeti, probabilmente, si è perso attraverso delle correnti in salita nel mantello (vulcani), formando pennacchi cilindrici in superficie.

2. Storia cataclismica 
Il processo casuale di impatti meteoritici ha giocato un ruolo importante nell'evoluzione dei pianeti interni. Un esempio è la Terra, il cui mantello ha assorbito gran parte della materia e dell'energia sviluppata nel violento impatto che ha dato vita alla Luna, circa 4,48 miliardi di anni fa. Come confronto, basti pensare a Mercurio, che invece ha perso gran parte del proprio mantello durante un altro impatto.

3. Processo di raffreddamento
Dopo aver assorbito materiale ed energia gravitazionale, i pianeti hanno irradiato parte del proprio calore interno, incluso il calore rilasciato lentamente dalla radioattività delle rocce. Quale meccanismo è scattato per giungere a questo? Nel caso dei corpi solidi come i pianeti rocciosi, il processo consiste nella conduzione termica di calore fino alla superficie, che causa un raffreddamento proporzionale alla superficie del pianeta ed inversamente proporzionale al suo volume. Un grande pianeti perde relativamente minore energia rispetto ad uno piccolo. Comunque questo modello non tiene conto dello spessore della superficie, del vulcanismo e dei movimenti del mantello. Cosa accade nel mantello solido nel lungo periodo? Le rocce calde sono soggette a deformazione ed il materiale più profondo, caldo e meno denso, può venire in superficie dove si raffredda. Questo fenomeno, noto come convezione, è molto più efficiente di una conduzione per il trasporto ed il rilascio di energia. La Terra è oggi il pianeta con la convezione più forte mentre su Luna e Mercurio il processo è probabilmente terminato. Marte, di nuovo, è a metà, con un mantello abbastanza caldo da consentire una minima convezione o almeno, specialmente sotto i grandi vulcani, con zone di vulcanismo attivo nell'ultima centinaia di milioni di anni.

PIANETI GASSOSI

I pianeti gassosi, invece, hanno dimensioni che superano i 50.000 chilometri di diametro, con densità molto basse (Saturno ha una densità inferiore ad 1, quindi posto su un grande oceano galleggerebbe) e caratteristiche simili. Tuttavia si suddividono in due grandi tipologie: i giganti gassosi ed i giganti ghiacciati. Nella prima sub-categoria ci sono Giove e Saturno, composti da un nucleo di ghiaccio roccioso circondato da un mantello liquido, coperto da uno spesso strato di gas. I pianeti ghiacciati, invece, hanno un nucleo di roccia circondato da ghiaccio e da una atmosfera. Le rivoluzioni dei pianeti gassosi e ghiacciati superano i 12 anni ed arrivano fino a 165 anni, quindi sono molto più lente rispetto ai pianeti rocciosi. La rotazione, invece, è molto veloce il che fornisce ai pianeti gassosi una forma più schiacciata.

Categoria a parte, non presente nel Sistema Solare e nata osservando un numero sempre crescente di esopianeti, è data dagli "hot Jupiters", in genere più grandi di Giove e Saturno e in orbita stretta alla propria stella. Tra questi, sottocategoria è data dagli "inflated", ancora più grandi a parità di massa, come se qualcosa li gonfiasse. Il processo più indiziato riguarda senz'altro la temperatura atmosferica, più elevata e quindi tendente a "gonfiare" i pianeti, ma i dettagli dei processi non sono mai stati ben compresi. Soprattutto la missione Kepler, nella fase K2, ha contribuito a far chiarezza, almeno in parte, andando a cercare questa tipologia di pianeta intorno a giganti rosse. Questa accoppiata viene ricercata poiché se il processo dominante che alza la temperatura e "gonfia i pianeti" viene dalla stella, allora le giganti rosse dovrebbero favorire la presenza di "inflated planets". Due di questi pianeti hanno un periodo orbitale di circa 9 giorni e sono grandi circa il 30% in più rispetto a Gioive pur avendo una massa pari alla metà del nostro gigante gassoso (The Astronomical Journal, Novembre 2017, NASA Goddard Flight Space Center). Tramite modelli di evoluzione planetaria e delle relative stelle, un team di scienziati ha calcolato l'efficienza dei pianeti stessi nell'assorbimento della radiazione stellare e nel trasferimento energetico verso gli strati interni, alla base dell'aumento di dimensione. La radiazione assorbita è risultata comunque minore rispetto a quanto atteso. Nonostante il minor valore, e nonostante il campione estremamente ridotto, sembra che la radiazione diretta sia una ottima causa di "gonfiamento" per i pianeti. I pianeti in questione sono K2-132bK2-97b, le cui schede possono essere trovate cliccando sui link.

Le orbite di K2-132b e K2-97b

Le orbite di K2-132b e K2-97b. Credit NASA

Rotazioni a confronto: tempi e inclinazioni

La durata del giorno è legata al movimento di rotazione del pianeta intorno al suo asse, dovuto essenzialmente al senso di rotazione iniziale della nube stellare dalla quale i pianeti hanno avuto origine e dagli impatti fuori asse avvenuti tra i planetesimi ed i planetoidi in formazione. Un impatto che avviene precisamente al centro di un pianeta in formazione determina presumibilmente una fusione (non in senso chimico) tra i due corpi in collisione che, quindi, ne formano soltanto uno di massa superiore. Una collisione che invece colpisce un corpo fuori dal suo asse (quindi, magari, di striscio) ha effetti sulla rotazione del corpo stesso, come quando facciamo girare un pallone sul dito della mano e per continuare a farlo girare imprimiamo forza con l'altra mano, impattando il pallone di lato.
Dal senso di rotazione della nube originaria deriva il fatto che tutti i pianeti ruotano nello stesso verso, mentre dagli impatti successivi derivano due fattori essenziali come la velocità di rotazione e come l'inclinazione dell'asse di rotazione.

Dalla velocità di rotazione derivano due fattori: la forma del pianeta (ma più in generale vale per altri corpi celesti, anche per le stelle) e la durata del giorno, intesa come tempo che intercorre tra l'inizio dell'esposizione ai raggi solari di un punto superficiale e la fine dell'esposizione stessa.

SCHIACCIAMENTO POLARE

Lo schiacciamento polare è ricavato tramite una formula:
 

1 - (Dp / De)


dove Dp è il diametro polare mentre De è il diametro equatoriale.

Ordiniamo, quindi, i pianeti in base alla velocità di rotazione:

Pianeta Velocità di rotazione (m/s) Durata del giorno (gg) Schiacciamento
Mercurio 3,0256 58,16462 0
Venere 1,81 243,0185 0
Terra 465,11 0,997258 0,00335
Marte 241,17 1,025957 0,00736
Giove 12.580 0,413 538 0,064
Saturno 9.870 0,449375 0,09796
Urano 2.590 0,71833 0,0229
Nettuno 2.680 0,67125 0,0171

Analizzando un po' i dati, risulta che Mercurio e Venere sono due pallette quasi perfette, senza alcuno schiacciamento polare. Mercurio ha un diametro equatoriale ed un diametro polare di 4.879,4 chilometri, quindi il rapporto viene esattamente (1 - 1) pari a zero. Per Venere si ha la stessa situazione, con diametro polare e diametro equatoriali pari a 12.103,6 chilometri. Questo è in linea con la lenta velocità di rotazione dei due pianeti rispetto a quella degli altri.
Marte, il terzo in ordine di velocità di rotazione, ha uno schiacciamento superiore a quello terrestre nonostante la Terra sia più veloce di poco meno del doppio. In realtà i due pianeti sono molto simili: la dimensione di Marte è quasi la metà della dimensione terrestre e la sua velocità di rotazione è quasi la metà di quella terrestre, quindi lo schiacciamento polare dei due pianeti, sebbene non uguale, è molto simile e differisce soltanto per lo 0,004.
Urano e Nettuno hanno parametri molto simili, un po' come Marte e Terra sebbene la maggior velocità della coppia di pianeti gassosi rispetto alla coppia di pianeti terrestri produca una forma più ovalizzata rispetto a quanto appare per Terra e Marte.
Due pianeti che ruotano molto velocemente, come Saturno e soprattutto Giove, sono invece molto schiacciati tanto da risultarlo anche all'osservazione telescopica. Giove è il pianeta che ruota più velocemente di tutti, con 12.580 metri percorsi ogni secondo anche se si tratta di una media dal momento che Giove, come i pianeti gassosi e lo stesso Sole, ha una rotazione differenziale (varia in base alla latitudine presa in considerazione).

DURATA DEL GIORNO

Per quanto riguarda le durate del giorno, come si nota, il giorno marziano (chiamato Sol) dura circa 24 ore e 37 minuti quindi è il più simile a quello terrestre. Ben 58 giorni terrestri ci vogliono per fare un giorno di Mercurio, mentre su Venere ce ne vogliono ben 243! Giove e Saturno presentano una durata giornaliera pari circa alla metà del nostro giorno comune, mentre una via di mezzo tra Terra e Giove è data dai pianeti più lontani, come Urano e Nettuno.

INCLINAZIONE DEGLI ASSI

Discorso a parte merita l'inclinazione degli assi di rotazione dei vari pianeti solari. Più o meno sembrerebbero tutti appartenere allo stesso sistema planetario dal momento che tutti presentano valori più o meno simili, dove le differenze possono essere fatte risalire al numero più o meno alto di impatti subiti. Due eccezioni sono tuttavia presenti in maniera molto eclatante ed è sufficiente un breve sguardo alla tabella seguente per rendersene conto:

Pianeta Inclinazione dell'asse
Mercurio 0
Venere 177°, 3
Terra 23°, 27
Marte 25°, 19
Giove 3°, 13
Saturno 26°, 73
Urano 97°, 55
Nettuno 28°, 48

Come si nota, Mercurio e Giove hanno assi di rotazione quasi perpendicolari mentre Terra, Marte, Saturno e Nettuno si aggirano più o meno sugli stessi livelli di inclinazione assiale.
Le eccezioni eclatanti sono rappresentate da Venere ed Urano.
Venere sembra ruotare al contrario rispetto al senso di rotazione di tutti i corpi del Sistema Solare, mentre Urano sembra rotolare più che ruotare. Come accennato, si tratta di eccezioni che comunque non mettono più dubbi sull'appartenenza di questi due pianeti alla formazione originaria del Sistema Solare. Le differenze sono legate essenzialmente agli impatti subiti da questi pianeti ad opera di asteroidi o altri corpi celesti notevoli. Impatti fuori asse, infatti, hanno portato l'asse dei pianeti ad inclinarsi maggiormente.

Rivoluzioni a confronto: tempi e inclinazioni

La rivoluzione è il moto che i pianeti effettuano intorno al Sole e che si traduce nelle loro orbite, secondo le Leggi di Keplero e la Gravitazione Universale.

DURATA DELL'ANNO

Legata al periodo di rivoluzione è la durata dell'anno, che sulla Terra sappiamo essere di 365,25 giorni circa. Sappiamo che pianeti più lontani dal Sole hanno velocità minori rispetto ai pianeti più vicini (percorrono segmenti di orbita minori per un dato periodo di tempo) e che, date la velocità e la distanza, impiegano molto tempo a compiere un'orbita. Ma quanto tempo impiegano i singoli pianeti?
 

Pianeta Velocità di
rivoluzione
Durata dell'anno Distanza media
dal Sole
Perielio Afelio Inclinazione
su eclittica
Eccentricità
Mercurio 47.360 m/s 87,96935 giorni 57.900.000 46.001.272 69.817.079 0,2056
Venere 35.020 m/s 224,70059 g 108.208.926 107.476.002 108.941.849 3°,4 0,0067
Terra 29.783 m/s 365,26 gg 149.597.887,5 147.098.074 152.097.701 23°, 5 0,0167
Marte 24.077 m/s 1,88 anni 227.936.637 206.644.545 249.228.730 1°,9 0,0935
Giove 13.056 km/s 11,87 anni 778.412.027 740.742.598 816.081.455 1°,9 0,0489
Saturno 9.639 m/s 29,45 anni 1.426.725.413 1.349.467.375 1.503.983.449 2°,5 0,0565
Urano 6.800 km/s 84,07 anni 2.870.972.220 2.735.555.035 3.006.389.405 0°,8 0,0457
Nettuno 5.432 m/s 164,90 anni 4.498.252.900 4.459.631.406 4.536.874.325 1°,8 0,0113


I dati confermano quanto ovvio: più il pianeta è lontano e più tempo ci vuole per finire un'orbita e quindi man mano che ci si allontana dal Sole la durata dell'anno aumenta, mentre la velocità di rivoluzione diminuisce. Un anno sul pianeta Nettuno, il più lontano dal Sole, dura ben 164,9 anni terrestri.
Una curiosità riguarda Venere: il giorno venusiano dura 243 giorni terrestri mentre un anno venusiano dura 224 giorni terrestri, con la conseguenza paradossale per noi che un giorno dura più di un anno! 

FORMA ED ECCENTRICITA' DELL'ORBITA

Eccentricità delle orbite

Un fattore importate è la forma dell'orbita, che può essere studiata sotto due punti di vista differenti: l'eccentricità, e quindi lo scostamento rispetto ad un cerchio perfetto intorno al Sole, e poi l'inclinazione dell'orbita stessa rispetto all'eclittica.

Per quanto riguarda l'eccentricità, l'orbita più allungata è quella di Mercurio mentre il cerchio quasi perfetto è quello tracciato da Venere intorno alla nostra stella. In ogni caso, a parte Mercurio i pianeti solari sono poco eccentrici e le orbite sono quindi abbastanza regolari.
Le inclinazioni delle orbite rispetto al piano dell'eclittica, invece, sono rappresentate nell'immagine seguente.

 

Inclinazione delle orbite dei pianeti solari

 

Ogni pianeta, quindi, ha un proprio piano orbitale, inclinato più o meno rispetto all'eclittica e delimitato dalla propria orbita. In realtà le inclinazioni sono tutte più o meno simili, se è vero che tutti i pianeti, comunque, possono essere visti bene o male lungo gli stessi percorsi (l'eclittica, appunto). Rispetto al piano orbitale terrestre, tutte le orbite sono comprese in 5° tranne quella di Mercurio.

Tutti i pianeti, quindi, seguono la stessa direzione intorno al Sole eppure da Terra sembrano muoversi in maniera abbastanza curiosa: a volte da sinistra a destra, a volte da destra a sinistra, a volte stanno fermi. Proprio questi movimenti indussero Tolomeo ad inventarsi duemila cerchietti per spiegare le orbite, e non solo lui se è vero che anche Copernico utilizzò i deferenti. Il senso in cui tutti i pianeti orbitano intorno al Sole è detto moto diretto, cioè antiorario per un osservatore che sia posto sul Sole, con la testa verso il Polo Nord dell'eclittica. Il fatto che i pianeti, a volte, siano fermi o si muovano di moto indiretto è legato alla rivoluzione terrestre: anche il nostro punto di osservazione si muove, il che rende tutto più complicato. In più, c'è da considerare le diverse velocità che i pianeti assumono nei vari punti dell'orbita. 
 

 


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Ares73 - 20/03/2016 20:30:39
Certamente un refuso, l'Inclinazione sull' eclittica della Terra nell'ultima tabella è riportata a 23°, 5 (magari quella dell'asse), mentre se consideriamo l'inclinazione rispetto al piano orbitale medio questa è di circa 1,57°.

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