Le orbite planetarie e i parametri orbitali
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Le orbite planetarie e i parametri orbitali

Il moto dei pianeti è caratterizzato dalle orbite descritte intorno alla stella centrale e queste orbite dipendono dalla valorizzazione di alcuni parametri di base come eccentricità, inclinazione, nodo ascendente. In base all'orbita percorsa i pianeti si distinguono in esterni e interni e possono portare a diversi fenomeni osservativi

Il moto proprio dei corpi celesti solari

Contrariamente ai movimenti indotti dai moti terrestri di rotazione e rivoluzione, il moto dei pianeti comporta la necessità di comprenderne le orbite

Finora abbiamo visto la sfera celeste e l'abbiamo fatta muovere come conseguenza dei moti della Terra. Siamo poi passati ai problemi legati al moto dei pianeti e alla storia dei modelli che via via sono stati proposti per comprenderne l'orbita, fino a giungere alla definizione della Legge di Gravitazione Universale che oggi è alla base del calcolo delle effemeridi e quindi della descrizione delle orbite planetarie e non solo. 

Un pianeta , infatti, contrariamente alle stelle fisse possiede un moto proprio ben riscontrabile sulla sfera celeste e ciò è tanto più vero quanto più il pianeta stesso risulti vicino a noi o al centro di massa: quindi Mercurio e Venere avranno movimenti più rapidi rispetto a quelli di Urano e Nettuno, distantissimi sia da noi che dal Sole. La vicinanza a noi influisce sulla velocità apparente di un corpo sulla sfera celeste mentre la vicinanza al Sole influisce sulla velocità reale dello spostamento del pianeta, così come Legge di Gravitazione Universale (e Seconda Legge di Keplero) garantisce.
Oltre a questi fattori, comunque, la visibilità di un pianeta dipende dalla sua posizione e dal luogo di osservazione sulla Terra, esattamente come visto per la visibilità delle stelle, con la differenza che la posizione dei pianeti va calcolata momento per momento. In più, ci sono pianeti che rispetto alla Terra sono più vicini al Sole, e vengono detti "interni", mentre ce ne sono altri che si trovano più distanti e che vengono detti "esterni". Questa distinzione influisce notevolmente sulla osservabilità di un pianeta.
 

Ultimo aggiornamento del: 24/08/2018 14:50:38

Orbita e parametri orbitali

Il percorso di un corpo celeste intorno al Sole, cioè la sua orbita, è ben descritto attraverso una serie di parametri grazie ai quali è possibile prevedere la posizione del corpo celeste in qualsiasi istante

L'orbita è la traiettoria di un corpo celeste nello spazio, dipendente dai campi gravitazionali presenti nello spazio stesso.

Per i corpi del Sistema Solare (pianeti, asteroidi, comete) l'orbita è la traiettoria percorsa dipendentemente dal campo gravitazionale impresso dal Sole. Nel caso dei satelliti naturali, il campo gravitazionale è quello del pianeta di appartenenza.

I punti orbitali più noti nei quali viene a trovarsi un corpo celeste durante la propria orbita:

  • Afastro: punto di maggior distanza dal corpo che occupa il fuoco dell'orbita. Se il punto di riferimento è il Sole si parla di afelio. Per la Luna, invece, si parla di apogeo dal momento che si fa riferimento alla distanza dalla Terra.
  • Periastro: punto di maggior vicinanza al corpo che occupa il fuoco dell'orbita. Se il punto di riferimento è il Sole si parla di perielio. Per la Luna, invece, si parla di perigeo dal momento che si fa riferimento alla distanza dalla Terra.
  • Passaggio al nodo: punto corrispondente all'intersezione dell'orbita con il piano di riferimento, come conseguenza della differente inclinazione dei due piani. Nel momento in cui il corpo celeste sale dal basso verso l'alto incrociando il piano orbitale di riferimento si parla di passaggio al nodo ascendente. Nel caso opposto si parla di passaggio al nodo discendente.

I parametri orbitali

Un'orbita, per essere determinata in maniera non equivoca, necessita di una serie di parametri definiti parametri orbitali kepleriani.

Schema rappresentativo dei parametri orbitali
Schema rappresentativo dei parametri orbitali

Inclinazione

L'inclinazione fa riferimento all'angolo creato dall'orbita del corpo celeste relativamente al piano di riferimento rappresentato - nel Sistema Solare - dall'eclittica .  L'inlinazione dell'orbita di un satellite, invece, fa riferimento al piano equatoriale del pianeta al quale appartiene. Per la Luna, invece, l'inclinazione si calcola in base all'eclittica e non in base al piano equatoriale terrestre. 

  • Una inclinazione di indica che il corpo celeste orbita la stella (o il pianeta, o la galassia) proprio lungo il piano equatoriale e nello stesso senso di rotazione.
  • Una inclinazione di 90° indica che il corpo celeste orbita in modalità polare, passando in pratica per Polo Nord e Polo Sud del corpo di appartenenza.
  • Una inclinazione di 180° indica che l'orbita si svolge lungo il piano dell'equatore ma è retrograda, nel senso che la sua direzione è opposta a quella di rotazione del corpo celeste di appartenenza.
  • Una inclinazione di 270° indica una orbita polare retrograda.

Ascensione Retta del Nodo Ascendente (RAAN)

Angolo, misurato sul piano equatoriale, compreso tra la direzione del Punto di Ariete ed il Nodo Ascendente dell'orbita di un corpo celeste.

A volte, al posto del RAAN si utilizza la Longitudine del Nodo Ascendente, che si misura sull'eclittica anziché sul piano dell'equatore .

Argomento del perielio

In un'orbita eliocentrica, come quella dei pianeti del Sistema Solare, l'argomento del perielio è l'angolo compreso tra nodo ascendente e perielio, misurato sul piano orbitale. Sommato alla longitudine del nodo ascendente equivale alla longitudine del perielio del corpo in orbita attorno al Sole.

  • Se l'argomento del perielio è di , il corpo sarà al perielio quando la sua orbita attraverserà l'eclittica da Sud a Nord, ovvero al momento del passaggio al nodo ascendente.
  • Se l'argomento del perielio è di 90°, il corpo celeste sarà al perielio quando la sua posizione è la più a nord possibile rispetto all'eclittica.
  • Se l'argomento del perielio è di 180°, il perielio sarà pari al punto del passaggio al nodo discendente.
  • Se l'argomento del perielio è di 270°, il perielio del corpo celeste sarà raggiunto quando la posizione raggiunge il punto più a sud possibile rispetto all'eclittica. 

Eccentricità

L'eccentricità dell'orbita (e), è la misura di quanto la forma dell'orbita stessa si discosta dal cerchio.

  • Una eccentricità pari a zero indica orbite perfettamente circolari
  • Una eccentricità pari a uno indica orbite aperte (iperboliche) almeno nel lunghissimo periodo.
  • Una eccentricità compresa tra zero e uno indica orbite chiuse ma ellittiche, con lo schiacciamento che sale all'aumentare del valore.  

Ad esempio, le comete periodiche contrassegnate dalla lettera P hanno una eccentricità inferiore a uno mentre le comete che passano una sola volta nel Sistema Solare (almeno in tempi astronomici calcolabili) hanno eccentricità pari a uno e vengono contrassegnate dalla lettera C.

Periodo orbitale

Il periodo orbitale è il tempo necessario ad un corpo celeste per completare il proprio moto di rivoluzione. La rivoluzione può essere calcolata in base ad un punto fisso nel lungo periodo, come una stella, ed allora si parla di periodo siderale. Se il riferimento è invece il Sole osservato dalla Terra si parla di periodo sinodico ed è il periodo orbitale apparente.

Semiasse maggiore

Il semiasse maggiore di una ellisse è la metà dell'asse maggiore, che passa dal centro attraverso uno dei fuochi, fino al bordo dell'ellisse.

Periodo orbitale e semiasse maggiore sono in relazione, secondo le Leggi di Keplero, tramite la formula che vede il quadrato del periodo orbitale pari al cubo del semiasse maggiore.

Anomalia vera o media

L'anomalia media è una misura di tempo riferita ad un corpo orbitante ed è intesa come la frazione di periodo orbitale trascorsa dall'ultimo passaggio al pericentro. Si esprime in angoli.

Ultimo aggiornamento del: 24/08/2018 11:58:47

Il movimento dei pianeti interni sulla sfera celeste

Mercurio e Venere hanno una orbita più stretta al Sole di quanto non lo sia l'orbita terrestre e questo crea situazioni orbitali particolari in termini di movimenti sulla sfera celeste.

Mercurio e Venere sono, rispetto alla Terra, dei pianeti interni poiché le loro orbite sono interposte tra quella terrestre ed il Sole.
Mercurio in particolare ha un'orbita molto più stretta intorno al Sole rispetto alla Terra ed alla stessa Venere, quindi da Terra sarà visto costantemente molto vicino alla nostra stella durante il suo moto di rivoluzione , il che rende Mercurio un pianeta molto elusivo e difficilmente osservabile. Venere avrà lo stesso movimento di Mercurio, ma con un'orbita decisamente più larga e quindi si distanzierà maggiormente dal Sole aumentando il proprio tempo di osservabilità.
Una conseguenza importante dell'orbita (in particolare, in tal caso, del parametro semiasse maggiore) si ha sulla visibilità dei pianeti interni: non sarà mai possibile osservarli a notte fonda dal momento che, girando stretti intorno al Sole, quando questo tramonta si "trascina" anche questi pianeti. La loro osservabilità, quindi, si ha nel piccolo tempo intercorrente tra il sorgere dei pianeti e quello del Sole (ed allora saranno visibili prima dell'alba) oppure tra il tramonto del Sole ed il loro tramonto (ed allora saranno visibili appena dopo il tramonto). Per Mercurio questo periodo è fatto di pochi minuti, un'ora al massimo (e sempre tra le luci crepuscolari), mentre per Venere si parla di qualche ora.

Orbita dei pianeti interni da osservatore terrestre
Orbita dei pianeti interni da osservatore terrestre.

Orbita dei pianeti interni

Anche i pianeti interni, come tutti i corpi celesti del Sistema Solare, si muovono all'interno della Fascia Zodiacale e dal momento che il pianeta orbita intorno al Sole il suo moto sarà caratterizzato da un tracciamento spiraleggiante intorno alla stella in movimento. Se il Sole fosse fermo, l'orbita del pianeta sarebbe una ellisse intorno ad esso ma, dal momento che il Sole si muove apparentemente lungo l'eclittica , l'ellisse si stira e viene disegnata in punti differenti nel tempo, tanto da generare una forma a molla, a spirale.

Stazionamento e moto retrogrado

Rappresentazione del moto retrogrado di un pianeta
Rappresentazione del moto retrogrado di un pianeta

Un fenomeno osservativo che ha fatto impazzire molti astronomi d'epoca con deferenti e epicicli è il moto retrogrado dei pianeti. I pianeti interni chiudono un cerchio intorno al Sole, cerchio che da Terra è possibile osservare nella sua interezza dal momento che si tratta di orbite più piccole, interne appunto. Ci sarà un periodo in cui, quindi, il pianeta si muoverà nella stessa direzione in cui si muovono gli altri corpi celesti mentre ci sarà un periodo in cui il pianeta chiuderà l'orbita muovendosi apparentemente in direzione opposta, come l'animazione evidenzia bene mettendo a confronto il moto del pianeta contro le stelle fisse di sfondo.

Il moto diretto è il moto che si effettua nel senso nord-ovest-sud-est (antiorario) attorno alla direzione del polo nord del sistema in esame.
Il moto retrogrado è il moto che si effettua nel senso nord-est-sud-ovest (orario) attorno alla direzione del polo nord del sistema considerato.

Tra i due tipi di moto ci saranno punti in cui la direzione apparente cambia, e per cambiare si raggiungerà un punto in cui il pianeta appare fermo mentre in realtà si sta muovendo lungo il nostro vettore di vista (quindi soltanto allontanandosi o avvicinandosi a noi, senza spostamenti orizzontali): si parla in tal caso di punti di stazionamento.

La stazione è la fase del moto apparente di un pianeta nel cielo durante la quale questo sembra temporaneamente immobile tra le stelle.

Per i pianeti interni, il moto retrogrado si registra durante il movimento che porta alla congiunzione inferiore.

Fenomeni osservativi: congiunzioni, transiti, occultazioni e fasi

Quando un pianeta interno si trova in congiunzione con il Sole risulta invisibile poiché oscurato totalmente dalla luminosità della stella. In una orbita ellittica, un pianeta interno verrà a trovarsi due volte in congiunzione con il Sole: una volta passerà tra Sole e Terra, ed allora si parla di congiunzione inferiore, ed una volta passerà oltre il Sole, che viene quindi a trovarsi tra Terra e pianeta interno, ed in tal caso si parla di congiunzione superiore.

Congiunzione dei pianeti interni. Nel punto A Mercurio si trova in congiunzione inferiore, più vicino alla Terra. Nel punto B Mercurio si trova in congiunzione superiore, più lontano ma anche più brillante.
Fasi orbitali di un pianeta interno: in un giro il pianeta raggiunge le due massime elongazioni (punto di maggiore distanza dal Sole visto 
da Terra), una congiunzione inferiore (più vicina alla Terra) e una superiore (più distante ma più brillante)

Mercurio e Venere sono in congiunzione superiore quando si trovano nel lato più lontano della loro orbita rispetto alla Terra, nascosto dalla luminosità del Sole. Appena usciti dalla congiunzione superiore, i pianeti iniziano ad essere visibili nel cielo serale, presentandosi alla nostra vista come piccoli dischi gibbosi. I pianeti si muovono velocemente verso est rispetto al Sole con una fase che diminuisce fino a che sarà possibile osservare soltanto metà disco (fase dicotomica) nel momento della massima separazione angolare (elongazione ). Da questo momento in poi, il pianeta ricomincia a muoversi verso ovest e la sua fase diminuisce gradualmente dal momento che inizia a mostrarci sempre più l'area non colpita dai raggi solari, fino a perdersi nel bagliore solare dovuto alla congiunzione inferiore.
La congiunzione inferiore è raggiunta quando Mercurio o Venere passano tra la Terra ed il Sole. Quasi sempre i pianeti passano un po' a nord o a sud della stella mentre in rare occasioni passano sulla stessa linea che congiunge Terra e Sole. In quei momenti il loro piccolo disco apparente può essere visto per qualche ora passare sul disco solare, in un evento definito transito.
Dalla congiunzione inferiore, il pianeta si muove verso ovest rispetto al Sole e diviene visibile prima dell'alba, svelando una fase crescente. Con l'andare del tempo, il pianeta vede diminuire il proprio diametro apparente visto che si sta allontanando dalla Terra. La dicotomia (fase di metà disco illuminata) si raggiunge quando il pianeta si trova alla massima elongazione ovest. Quando il pianeta torna ad avvicinarsi al Sole prospetticamente, muovendosi verso est, dà vita ad una fase gibbosa fino ad una nuova congiunzione superiore. Come per il transito, anche in fase di congiunzione superiore il pianeta può trovarsi in perfetto allineamento con Terra e Sole e in tal caso il pianeta viene occultato dalla stella.

Le elongazioni

I punti in cui il pianeta si trova angolarmente più lontano dal Sole dal punto di vista dell'osservazione terrestre vengono definiti punti di massima elongazione e in base a questo parametro è possibile capire se un pianeta è osservabile e in durante fase del giorno, ovvero se risulta visibile prima dell'alba o dopo il tramonto. La massima elongazione rappresenta, quindi, la massima distanza angolare dal Sole oltre la quale il pianeta non andrà mai. Nel punto di massima elongazione, quindi, si avrà un punto di stazionamento dal momento che il pianeta interno smetterà di allontanarsi prospetticamente dal Sole per tornare ad avvicinarsi, invertendo il proprio moto da diretto ad indiretto e viceversa.

Quando il pianeta è in elongazione Est, sorge dopo il Sole ma tramonta anche dopo la stella quindi è visibile la sera (fase vespertina). Quando il pianeta è in elongazione Ovest del Sole, invece, sorge prima ed è visibile solo al mattino (fase mattutina), visto che la sera tramonta prima del Sole

Per Mercurio la massima elongazione si registra tra 18° e 28° di distanza angolare dal Sole, mentre per Venere il valore è compreso tra 45° e 47°

Transiti e occultazioni

Dall'inclinazione dell'orbita dei pianeti interni rispetto all'eclittica , come accennato, dipendono altre due configurazioni particolari. In fase di congiunzione inferiore (pianeta tra Terra e Sole) se l'inclinazione delle orbite crea un allineamento visivo tra i tre corpi si avrà un transito del pianeta sul disco solare. 

Transito di Venere del 6 giugno 2012. Crediti Stefano Capretti
Transito di Venere del 6 giugno 2012. Crediti Stefano Capretti

L'inclinazione dell'orbita di Mercurio rispetto all'eclittica, all'incirca di 7°, fa si che Mercurio regali in media 13 transiti al secolo: per il resto passa al di sopra o al di sotto del disco solare. Mercurio passa ai nodi dell'eclittica soltanto l'8 maggio ed il 10 novembre, perciò i transiti avvengono più o meno intorno a queste date, quando avvengono. L'ultimo transito di Mercurio è avvenuto il 9 maggio del 2016 mentre il prossimo si verifica il giorno 11 novembre 2019. I transiti di Maggio avvengono con cicli di 7, 13 e 33 anni, mentre quelli di Novembre con cicli di 13 e 33 anni.

L'orbita di Venere lascia poco spazio ai transiti, che quindi sono più rari di quelli di Mercurio ed avvengono un paio di volte ogni secolo, ma a coppie di eventi distanziati da 8 anni.
Le date più recenti vedono i transiti dell'8 giugno 2004 e del 6 giugno 2012. 

Ultimo aggiornamento del: 25/08/2018 14:20:48

Il movimento dei pianeti esterni sulla sfera celeste

A orbite più grandi rispetto a quella terrestre corrispondono movimenti sulla sfera celeste che incidono notevolmente sulla visibilità dei corpi più distanti.

I pianeti esterni sono quelli che, rispetto alla Terra, percorrono orbite più ampie e che quindi si trovano sempre più lontani dal Sole rispetto all'osservatore terrestre.

I pianeti esterni, quindi, sono i, Giove, Saturno, Urano e Nettuno, fermo restando che anche asteroidi ed altri corpi celesti lontani hanno caratteristiche orbitali simili a quelle che verranno introdotte per i pianeti esterni.
La differenza sostanziale tra pianeti esterni e pianeti interni sta nel fatto che i primi potranno trovarsi alle nostre spalle rispetto al Sole, in un punto orbitale chiamato opposizione .

Elongazioni, congiunzioni e opposizioni

Anche per i pianeti esterni, al pari di quelli interni, si può parlare di elongazione , cioè di distanza angolare dal Sole. In tal caso, tuttavia, l'angolazione può arrivare ad assumere tutti i valori possibili, da 0° a 360° (anche se in realtà si distingue tra elongazioni 0-180° Est e Ovest, con somma che porta comunque a 360°).

  • Con una elongazione pari a il pianeta esterno è in congiunzione eliaca (con il Sole) dal momento che è staccato di 0° dalla nostra stella e, quindi, si trova sullo stesso meridiano celeste. La congiunzione dei pianeti esterni è sempre superiore, quindi è un termine che si tralascia.
  • Con una elongazione pari a 90° e 270° (o meglio 90°E e 90°O) il pianeta è in quadratura con il Sole, e la quadratura può essere occidentale oppure orientale in base alle posizioni assunte rispetto all'orbita. 
  • Con una elongazione pari a 180° si ha opposizione eliaca, caratterizzata da una configurazione geometrica che vede un allineamento Sole-Terra-Corpo celeste. In tale circostanza i raggi del Sole vanno a illuminare totalmente la faccia del corpo celeste osservata dal lato notturno della Terra, quindi si tratta del miglior momento per l'osservazione.
Posizioni possibili di un pianeta esterno
Posizioni possibili di un pianeta esterno, con riferimento a Marte ma valido per tutti

Nel punto A del disegno, il pianeta esterno si trova - rispetto all'osservatore terrestre - ad elongazione pari a 0° dal Sole. Si potrebbe anche dire che l'azimut dei due corpi celesti sia lo stesso sulla sfera locale, oppure ancora che i due corpi celesti hanno la stessa ascensione retta . In pratica, i due corpi sono in congiunzione.

Nei punti B e D, l'elongazione vale esattamente 90° ed in tal caso si parla di quadratura orientale (punto B) e quadratura occidentale (punto D).

Nel punto C, invece, si ha il massimo dell'osservabilità dal momento che il pianeta riceve su tutto il lato esposto alla Terra i raggi solari e risulta totalmente visibile. Si dice, in questa posizione (C), che il pianeta è in opposizione

Non tutte le opposizioni sono tuttavia uguali poiché vengono a dipendere anche dal grado di eccentricità delle orbite in gioco. Può infatti accadere che l'opposizione avvenga con il corpo celeste vicino alla Terra (opposizione perielica) oppure quando il pianeta si trova nel punto più lontano della sua orbita (opposizione afelica). Ovviamente nel secondo caso l'osservazione è meno soddisfacente dal momento che la lontananza farà presentare il pianeta in opposizione con un diametro apparente più piccolo. Inoltre, l'osservabilità è influenzata dalla stagione dal momento che in estate l'eclittica è più alta di giorno e più bassa di notte, con la conseguenza che i pianeti in opposizione in estate saranno sempre più bassi dei pianeti in opposizione in inverno.

Il periodo sinodico

Il tempo che intercorre tra due opposizioni di uno stesso corpo celeste dipende dai periodi di rivoluzione del corpo stesso e della Terra. Ad esempio, Giove effettua una rivoluzione in un tempo di dodici anni, ma non occorre attendere dodici anni tra una opposizione e l'altra come se la Terra fosse ferma. Il periodo relativamente breve è dovuto essenzialmente alla rivoluzione terrestre, che consente al nostro pianeta di tornare più volte a trovarsi tra Sole e pianeta esterno mentre quest'ultimo compie il proprio giro. Se il pianeta esterno fosse fermo, in tal caso Giove, la Terra tornerebbe allo stesso punto dopo un anno e lo ritroverebbe. Tuttavia, in un anno Giove si è mosso di un po', quindi l'opposizione si verifica dopo un tempo pari a 1 anno più 1/12 anni (il percorso fatto in un anno da Giove), quindi dopo un anno ed un mese.
Per Plutone (anche se non è un pianeta l'esempio va bene lo stesso), il tempo di rivoluzione è di 248 anni, quindi si avrà una opposizione dopo 1 anno e 1/248 anni dall'ultima, cioè 1 anno e poco più di un giorno. Marte è il pianeta con il periodo sinodico: percorre una rivoluzione in poco più di due anni, quindi dopo la prima opposizione, quando la Terra ha compiuto un giro, Marte ne ha compiuto mezzo e si trova in congiuzione eliaca o quasi. Per recuperarlo in opposizione occorre quindi attendere un altro anno (altro giro della Terra e mezzo giro marziano) più due mesi per il completo allineamento.

Il periodo sinodico è l'intervallo di tempo che trascorre tra due passaggi successivi di un pianeta o di un satellite in una determinata situazione rispetto al Sole o alla Terra.

Volendo schematizzare i periodi sinodici dei vari pianeti rispetto alla Terra si avrà:

Periodi sinodici nel Sistema Solare
Pianeta Periodo Sinodico
Marte 780 gioni
Giove 398.9 giorni
Saturno 378.1 giorni
Urano 369.7 giorni
Nettuno 366.7 giorni

Come si nota, più i pianeti sono distanti e più il periodo sinodico viene ad avvicinarsi al periodo di rivoluzione terrestre visto che il pianeta esterno percorre un tratto orbitale apparentemente più piccolo.

Il moto retrogrado dei pianeti esterni

Anche i pianeti esterni raggiungono un punto in cui la loro orbita, da Terra, appare retrograda e momenti in cui sembreranno fermi. Nel primo caso si parla di moto retrogrado del pianeta, il quale si verifica quando il pianeta si trova nel periodo a cavallo dell'opposizione. Appena prima ed appena dopo questo moto il pianeta avrà i suoi stazionamenti, durante i quali sembrerà privo di un movimento di rivoluzione mentre invece sta alternando il proprio moto apparente.

Ultimo aggiornamento del: 25/08/2018 14:22:37

L'allargamento delle orbite dovuto al Sole

L'attività del Sole ha come conseguenza una perdita di massa della nostra stella, e secondo la Legge di Newton questa perdita di massa deve avere influenza sulle orbite del Sistema Solare

La previsione dell'allargamento delle orbite nel Sistema Solare, a causa dell'invecchiamento e della perdita di massa del Sole, è stata confermata da uno studio a firma NASA e MIT a inizio 2018, attraverso parametri legati all'orbita di Mercurio. Le misurazioni forniscono anche indicazioni sulla costanza effettiva della costante gravitazionale, G.  
Lo studio ("Solar system expansion and strong equivalence principle as seen by the NASA MESSENGER mission" -  Antonio Genova et al., Nature Communications - Intervista di Antonio Genova ad AstronomiAmo) è partito migliorando le effemeridi di Mercurio, il pianeta che più di tutti subisce l'influenza solare, tramite il tracking radio operato sulla posizione della sonda MESSENGER durante il suo periodo di attività tra il 2008 e il 2015, prima con flyby e poi con orbite. Le variazioni nel moto di Mercurio sono quindi servite a comprendere più a fondo l'evoluzione del Sole e le dinamiche che influenzano le orbite planetarie, nonché la struttura interna e la forma esterna della nostra stella. Alcuni dei parametri osservati sono stati separati dagli effetti relativistici sviluppando una nuova tecnica che stima e integra le orbite di MESSENGER e di Mercurio guidando verso una soluzione totale comprendente l'evoluzione solare.
E' la prima volta che il tasso di perdita di massa da parte del Sole viene dedotto dalle osservazioni: a fronte di una teoria che vedeva la perdita di un decimo di punto percentuale in dieci miliardi di anni (incremento delle orbite planetarie di circa 1,5 centimetri per UA per anno), i nuovi valori rallentano questo processo lievemente e riducono l'incertezza, migliorando la stabilità della costante G di un fattore 10.

Ultimo aggiornamento del: 25/08/2018 14:23:16