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I contenuti di questa sezione sono stati tratti dall'opera "Grande Enciclopedia De Agostini (Gedea Astronomia): "L'Universo" - per gentile concessione del responsabile del coord. scient. Gianluca Ranzini.


A cura di Piero D'Incecco

Didattica

L'astronomia da Tolomeo a Newton
La relatività
I buchi neri
Il Big Bang
Il sistema solare

Sistema Solare

(Il Sole, Mercurio, Venere, Terra e Luna, Marte, la fascia degli asteroidi, Giove, Saturno, Urano, Nettuno, Plutone, le comete)


Il sole

Generalità. Il Sole è una stella di media grandezza e luminosità: nel cielo vi sono innumerevoli altre stelle di dimensioni più grandi e dotate di brillantezza maggiore. L’unico motivo per cui il sole ci appare luminoso e caldo è perché è davvero molto “vicino” al nostro pianeta, rispetto alle distanze delle altre stelle: la Terra dista infatti mediamente circa 150 milioni di Km dal Sole, e questa distanza viene percorsa dalla luce in 8 minuti. Il Sole è una sfera di gas incandescente, essenzialmente costituito da idrogeno ed elio, ed ha un diametro di circa 1,4 milioni di Km, tanto che sarebbero necessari 109 pianeti come la Terra per eguagliarne il diametro.

soleIl nucleo del Sole. Al centro della stella, dove la temperatura raggiunge i 15 milioni di gradi centigradi, si trova il nucleo. In questa regione avviene il processo di fusione nucleare grazie al quale l’idrogeno si converte in elio. Nel corso di questa reazione, la materia si trasforma in energia con un ritmo di 4 milioni di tonnellate al secondo. Tuttavia l’energia sprigionata da questa sorta di centrale nucleare impiega circa 10 milioni di anni a risalire in superficie.

L’interno del Sole. L’energia radiante che si diffonde dal nucleo verso l’esterno del Sole sotto forma di raggi X e gamma viaggia attraverso una regione interna chiamata zona radiativa. Questa è circondata dalla zona di convezione, all’interno della quale i gas, riscaldati dalla radiazione proveniente dalla zona sottostante, si espandono salendo verso la superficie del Sole, rilasciando così l’energia assorbita. In questo modo i gas si raffreddano e, divenuti più densi, ritornano verso il basso, completando il processo. Questo processo è noto come convezione.

superficie soleLa superficie solare. La superficie luminosa del Sole viene chiamata fotosfera; nonostante l’aspetto compatto non è solida, ma gassosa. Essa segna il confine tra la densa e opaca massa gassosa, che è posta verso il centro del Sole, e il materiale più sottile e trasparente, che si trova all’esterno. La fotosfera è condizionata da flussi di gas caldo che salgono verso la superficie e ridiscendono nella zona convettiva sottostante. corona solare

La corona solare. Lo strato più esterno del Sole è la corona, un involucro costituito da idrogeno molto rarefatto, con una temperatura che supera il milione di gradi centigradi. Nonostante sia normalmente visibile solo durante un’eclisse, la corona può essere osservata anche grazie all’impiego di uno strumento chiamato coronografo. I gas che la costituiscono non sono particolarmente luminosi, ma emettono una forte quantità di energia sotto forma di raggi x, che può essere facilmente individuata dai telescopi atti a raccogliere questo tipo di radiazioni.

Il vento solare. Il Sole emette un flusso continuo di particelle ionizzate che si propagano nello spazio in ogni direzione. Questo flusso, che prende il nome di vento solare, ha un’intensità molto variabile, generalmente associata alle macchie solari, come per esempio l’orientamento delle code delle comete opposto alla posizione del Sole. Quando le particelle ionizzate del vento solare raggiungono la Terra, vengono intrappolate dal campo magnetico del nostro pianeta. Una parte di esse, trascinata attraverso l’atmosfera, interagisce con i gas che si trovano a una quota di circa 100 Km, e causa l’emissione di una luce visibile da terra sotto forma di spettacolari e cangianti drappeggi multicolori, chiamati aurore.

macchie solari macchie solariLe macchie solari. Le forme più interessanti osservabili sul Sole sono le macchie solari, piccole macchie che appaiono più scure rispetto al resto della fotosfera solo perché hanno una temperatura più bassa. In effetti le macchie solari hanno una temperatura di “soli” 4000 °C, inferiore ai circa 6000 °C delle zone circostanti. Possono assumere dimensioni parecchie volte superiori a quelle del nostro pianeta e sono generate dall’intenso campo magnetico del Sole, che in alcuni punti impedisce la risalita del calore dall’interno della stella e causa così la formazione di una regione più fredda, e dunque più scura. In generale la durata di questi fenomeni varia da poche ore a qualche mese. Anche il Sole ruota sul proprio asse come la Terra e le macchie solari hanno aiutato gli astronomi a scoprire la velocità di rotazione del Sole. La struttura gassosa del Sole determina una rotazione che viene definita differenziale: differenti regioni cioè ruotano a velocità diverse, tanto più lentamente quanto più la zona considerata si trova vicino ai poli della stella. Il periodo di rotazione del Sole all’equatore è di 25 giorni, mentre ai poli di 34 giorni.


Mercurio

MercurioMercurio: Mercurio è il più piccolo tra i pianeti interni, quello che orbita più vicino e più velocemente attorno al Sole. La maggior parte delle informazioni da noi attualmente possedute su di esso è stata rivelata dalla sonda spaziale Mariner 10, l’unico veicolo spaziale ad aver visitato Mercurio sinora. Concepito come una sonda per l’osservazione dei due pianeti più interni, Mariner 10 venne lanciato il 3 Novembre 1973, ottenendo un grande successo nell’esplorazione di Mercurio e di Venere.

Una superficie costellata di crateri: Le immagini del Mariner 10 rivelarono per la prima volta che la superficie di Mercurio è diffusamente costellata di crateri. La prima impressione che riporta l’osservatore è quella della somiglianza con la Luna, anche se non mancano certo le differenze. Mercurio presenta aree punteggiate da numerosi crateri e simili agli altipiani lunari affiancati da pianure prive di rilievi e poco craterizzate che Mercurioassomigliano ai “mari” del nostro satellite. In mezzo alle regioni caratterizzate da una presenza di crateri relativamente elevata si trovano però anche vaste estensioni pianeggianti quasi del tutto lisce. Queste pianure derivano probabilmente dalla risalita di rocce fuse provenienti dalle profondità del pianeta, che presenta anche un’altra caratteristica peculiare: numerose ripide creste delimitate da scarpate che ne attraversano la superficie per centinaia di chilometri. La loro quota varia da poche centinaia di metri fino a un massimo di 3 km. Forse sono la conseguenza delle fratture della crosta di Mercurio dovute al raffreddamento e alla successiva contrazione del pianeta verificatesi al momento della sua formazione. Una riduzione del diametro di soli pochi chilometri potrebbe spiegare la nascita di queste scarpate.

Nelle profondità di Mercurio
: Prima dell’invio di Mariner 10, si riteneva che Mercurio fosse troppo piccolo per possedere un campo magnetico significativo e fu una sorpresa quando invece se ne scoprì la presenza, anche se la sua forza è circa un centesimo di quella del campo magnetico terrestre. I dati ottenuti da Mariner 10 hanno inoltre permesso agli astronomi di stabilire la composizione geologica di Mercurio, che è ricoperto da una crosta e da un mantello relativamente sottili. La sua densità è molto elevata, raggiunge infatti i 5,52 g/cm cubici, circa cinque volte e mezzo quella dell’acqua e analoga a quella terrestre e ciò significa che la maggior parte del pianeta dev’essere costituita da un materiale pesante, come ad esempio il ferro.

Una dinamo interna
: Gli astronomi ritengono che circa il 70% della massa di Mercurio consista di un grosso nucleo di materiale ferroso che occuperebbe pressappoco i tre quarti del diametro del pianeta; ciò spiegherebbe la presenza del campo magnetico, anche se non è ancora ben chiaro l’esatto meccanismo che avrebbe portato alla sua formazione. Si pensa però che il materiale metallico fuso presente all’interno del nucleo di Mercurio si comporti come una dinamo, così come avviene sulla Terra.

Una catastrofica collisione: Gli astronomi però ritengono estremamente improbabile che il pianeta fosse dotato fin dal momento della sua formazione di un nucleo ferroso di dimensioni così elevate e ipotizzano che Mercurio abbia perso gran parte del suo mantello roccioso esterno nel corso di una catastrofica collisione con un altro oggetto planetario, collisione che sarebbe avvenuta agli inizi della storia del Sistema Solare.

Un’orbita eccentrica: Mercurio orbita attorno al Sole a una distanza media appena inferiore a 56 milioni di km con una eccentricità molto elevata pari a 0,205. Ciò significa che il Sole si scosta dal centro dell’orbita ellittica di una distanza pari a 0,205 volte la metà dell’asse maggiore dell’ellisse. Ne deriva che la distanza tra Mercurio e il Sole varia nel corso dell’orbita di circa 24 milioni di km. Quando si trova alla massima distanza dal Sole si dice che Mercurio si trova in afelio, mentre il punto di minima distanza dal Sole viene chiamato perielio. La velocità media del moto di Mercurio si avvicina a circa 48 km al secondo, ma varia ampiamente a seconda della sua posizione lungo l’orbita attorno al Sole: infatti quando si trova in afelio, Mercurio viaggia a 38,7 km/sec. Tanto per fare un confronto, un aereo che viaggiasse a questa velocità impiegherebbe solo 12 minuti per compiere il periplo della Terra.

Tra la Terra e il Sole: Poiché è posto tra la Terra e il Sole, Mercurio presenta fasi simili a quelle della Luna. Quando si trova nella parte della sua orbita più vicina al nostro pianeta, ha l’aspetto di una sottile mezzaluna, mentre alla massima distanza possiamo vedere illuminata più di metà della sua superficie. In fase piena, è troppo vicino al Sole per poter essere osservato nel cielo. Nel corso del passaggio attraverso le sue varie fasi, sembra anche variare le proprie dimensioni poiché, dal punto di vista di un osservatore sulla Terra, varia la distanza esistente tra noi e il pianeta.

Attraverso il Sole: Il piano dell’orbita di Mercurio è inclinato di 7° rispetto a quello della Terra e quando passa tra il Sole e la Terra si dirige a nord o a sud del Sole; solo in rare occasioni, circa 14 volte ogni secolo, Mercurio passa davanti al Sole. Questi passaggi vengono chiamati “transiti”: l’ultimo è avvenuto il 15 Novembre 1999.

Giorno e notte: Mercurio ruota molto lentamente sul proprio asse e ciò provoca alcuni caratteristici fenomeni. Nel tempo necessario a orbitare attorno al Sole, ruota sul proprio asse solo una volta e mezzo e questo lento moto comporta che un giorno su Mercurio equivalga a due anni terrestri. La lenta rotazione fa sì che per lunghi periodi lo stesso emisfero di Mercurio rimanga rivolto verso il Sole: ne consegue che sulla superficie il contrasto tra la notte e il giorno è più accentuato che su qualsiasi altro pianeta. Di notte le temperature sull’emisfero opposto al Sole crollano fino a -180 °C, ma quando questo pianeta si trova al perielio, ossia nel punto di massima vicinanza al Sole, le temperature del tardo pomeriggio possono raggiungere i 430 °C. Su Mercurio non esistono stagioni analoghe a quelle che si manifestano sul nostro pianeta. Ciò accade perché l’asse di rotazione del pianeta è posto virtualmente ad angolo retto rispetto alla sua orbita; di conseguenza vicino ai poli ci sono aree che non ricevono mai la luce del Sole. I fasci radar emessi dall’antenna a disco del radiotelescopio di Arecibo a Puerto Rico hanno scoperto le caratteristiche riflessioni del ghiaccio in queste zone gelide e buie. Lo strato di ghiaccio potrebbe essere spesso anche un paio di metri e ricoperto da polvere. Quando Mercurio orbita molto vicino al Sole, quest’ultimo appare molto più grande di come viene visto dalla Terra, ma poiché la distanza del pianeta dal Sole varia in modo così spettacolare, cambiano anche le dimensioni apparenti della nostra stella.

Osservazione di Mercurio: Sebbene sia altrettanto brillante delle stelle luminose, tra tutti i pianeti Mercurio è quello più difficilmente osservabile a occhio nudo, perché la sua orbita è estremamente vicina al Sole. Infatti non si alza più di 28° dal Sole e la sua posizione nel cielo varia significativamente ogni giorno.

Con un telescopio: La facilità con cui possiamo vedere Mercurio dipende dalla latitudine alla quale ci troviamo. Con l’ausilio di un telescopio, lo possiamo osservare più facilmente da latitudini prossime all’Equatore, dove il crepuscolo è molto breve e pertanto è perfettamente visibile contro il cielo scuro. A latitudini superiori a circa 50°, Mercurio appare sempre molto basso sull’orizzonte nel cielo serale. Nei prossimi anni le condizioni visive rimarranno generalmente poco favorevoli all’osservazione nell’Europa Settentrionale. Quando si trova sul lato orientale del Sole, il pianeta può essere visto per poco tempo verso occidente appena sopra l’orizzonte subito dopo il tramonto, mentre quando si trova a occidente del Sole, lo si può osservare anche alle prime ore del mattino, appena prima dell’alba, in prossimità del limite dell’orizzonte orientale. Mentre le fasi sono osservabili anche con un telescopio di medie dimensioni, le caratteristiche della sua superficie non sono visibili nemmeno con l’ausilio di potenti telescopi.

Dati:

· Distanza minima e massima dal Sole (milioni di km): da 46 a 69,8
· Diametro all’equatore: 4878
· Tempo di rivoluzione in giorni terrestri: 87.97
· Tempo di rotazione in giorni terrestri: 58,65
· Numero di satelliti conosciuto: nessuno
· Massa (Massa terrestre = 1): 0,055
· Volume (Volume terrestre = 1): 0,056
· Densità (Densità dell’acqua = 1): 5,43
· Temperatura minima alla superficie: -183°C
· Temperatura massima alla superficie: 467°C
· Inclinazione dell’asse: 0°


Venere

venereVenere: Venere è il secondo pianeta in ordine di distanza dal Sole ed è anche il più vicino a noi. Ci appare come l’oggetto più brillante e visibile del cielo o al crepuscolo o al mattino. Quando raggiunge il suo massimo splendore la sua intensità è tale che spesso viene scambiato con un UFO dalla gente comune. La forte luminosità di questo pianeta è dovuta in parte alla sua vicinanza ma soprattutto alla capacità di riflettere la luce solare. L’albedo di Venere è di 0,76 , e questo significa che il pianeta riflette il 76% della luce incidente, massimo valore in tutto il Sistema Solare. Ciò a causa della coltre di nubi sempre presente nell’atmosfera venusiana che impediscono, inoltre, di osservare la superficie del pianeta. Tra tutti i pianeti del Sistema Solare Venere è quello che assomiglia maggiormente alla Terra per dimensioni e struttura; con un raggio di 12.100 km è infatti il nostro pianeta gemello. Nonostante questa affinità è improbabile che gli astronauti possano un giorno atterrare sulla sua superficie. Venere è un pianeta letale per l’uomo! La sua temperatura elevatissima nonché la composizione della densa atmosfera non permetterebbero la presenza umana neanche per poco tempo.

Un po’ di storia
: Venere era conosciuto anche precedentemente all’uso di strumenti ottici, ma Galileo ne osservò per primo le fasi attraverso un cannocchiale. La scoperta delle fasi costituì la prova definitiva a confutazione del sistema tolemaico; infatti, esso assegnava a Venere una posizione stabile tra la Terra e il Sole, incompatibile con la presenza delle fasi. Solo il sistema copernicano prevede una posizione mobile di Venere rispetto alla Terra, spiegando così il fenomeno delle fasi come appare ad un osservatore collocato sul nostro pianeta. I primi studiosi che fecero uso del telescopio indicarono nei loro disegni la presenza di alte montagne: essi sostenevano di vederle lungo il profilo che separa la parte illuminata da quella oscura. In realtà quello che gli antichi astronomi avevano notato era un fenomeno dovuto alla turbolenza atmosferica. Anche i rilievi più alti di Venere non possono essere visibili nella densa e luminosa atmosfera del pianeta.

Venere visto da terra
: Attraverso un telescopio dalla Terra non è possibile scorgere molti dettagli di Venere, si possono distinguere solo le nubi presenti nell’atmosfera. Pure in assenza di dati certi, le teorie sulla natura della superficie sono state numerose nel corso dei secoli. Data la somiglianza fra le sue condizioni e quelle del nostro pianeta si pensava che le condizioni fossero le stesse. Anche quando fu chiaro che le temperature erano molto più elevate delle nostre alcuni studiosi ipotizzarono che fosse ricoperto di giungle tropicali e umide.

venereLe sonde su Venere: La prima sonda a essere diretta verso un altro pianeta è stata lo Sputnik 7, che venne lanciato proprio verso Venere nel 1961, ma che esplose nell’atmosfera terrestre. Questo fu il primo di una lunga serie di fallimenti ma anche di interessanti risultati, inizialmente grazie alla serie Venera (sovietica) e Mariner (statunitense). Mariner 2 fu il primo oggetto costruito dall’uomo ad avvicinarsi ad un altro pianeta. Nella corsa ai maggiori successi spaziali tra Stati Uniti e Unione Sovietica, durante gli anni Sessanta, Venere rimase la meta preferita per l’invio di sonde per la sua vicinanza al nostro pianeta (42 milioni di km) e per il mistero che la circondava. Furono i Russi, con il progetto Venera, a rischiare maggiormente, facendo cadere nella “pericolosa” atmosfera venusiana un modulo staccatosi dalla sonda madre, che avrebbe dovuto chiarire molti interrogativi. L’atterraggio del modulo sulla superficie di Venere venne frenato da un paracadute: tuttavia, gli strumenti in esso contenuti furono sottoposti a fortissime sollecitazioni dovute alla pressione e alla temperatura. Il modulo lanciato da Venera 7 riuscì comunque a trasmettere informazioni per più di venti minuti dopo essere atterrato e registrò una temperatura di 475 °C e una pressione di più di 90 atmosfere al suolo. Dalla seconda metà degli anni Settanta la migliore tecnologia consentì di inviare anche fotografie in bianco e nero e a colori. Agli inizi degli anni Ottanta l’Unione Sovietica costruì gli ultimi modelli della serie Venera, le sonde 14 e 15, che vennero poi ribattezzate Vega 1 e Vega 2. Pur essendo destinate all’incontro con la cometa di Halley, nel passaggio vicino al pianeta entrambe hanno lasciato cadere due moduli più sofisticati delle precedenti versioni e due palloni atmosferici che hanno rilevato le caratteristiche a 50 km di altezza. Dopo i successi dei veri Mariner gli Americani progettarono negli stessi anni le due Pioneer-Venus anch’esse dotate di piccoli moduli per scandagliare la superficie. Queste sonde cominciarono la mappatura con il radar da un’altezza media di 100.000 km. La sonda che però ha portato un contributo fondamentale è stata la Magellano, che nell’Agosto 1990 ha cominciato a costruire una mappa della superficie di Venere molto più precisa ed estesa delle precedenti, poiché i dati erano presi da un’altezza molto minore.

Mappa radar di Venere: Il radar usato dalla sonda Magellano per ricostruire la struttura della superficie del pianeta era un radar ad apertura sintetica (SAR) che, da un’altezza in apogeo di poco più di 8000 km e in perigeo di 290 km, in circa due anni è riuscito a mappare più del 97% della superficie di Venere. La previsione di costi troppo elevati ha indotto i progettisti a optare per un metodo di trasmissione dati a terra non continuo. La sonda scandagliava il terreno in perigeo per 37 minuti e, mentre saliva nella parte alta dell’orbita, con la sua antenna di 3,7 metri di diametro trasmetteva a terra i dati raccolti. La precisione nel rilevamento orografico aveva un margine di errore sull’altezza dei rilievi di 30 metri, permettendo così agli scienziati di farsi un’idea anche sulla presenza di monti alti fino a 11.000 metri.

Rotazione e rivoluzione: Venere possiede caratteristiche molto particolari all’interno del Sistema Solare: tra tutti i pianeti è l’unico, oltre a Urano, a ruotare da est verso ovest. Per lo più i corpi celesti si muovono attorno al Sole nella stessa direzione (da ovest verso est) in cui ruotano su se stessi. Il moto “contrario di Venere viene chiamato in astronomia moto retrogrado. La velocità di rotazione del pianeta è molto bassa ed è leggermente minore di quella di rivoluzione. Venere impiega infatti 243 giorni per compiere un giro completo sul suo asse, ma solo 225 giorni per percorrere un’orbita completa, quasi perfettamente circolare, attorno al Sole. Questo significa che mentre sulla Terra è la rotazione a determinare l’alternarsi del dì e della notte, su Venere il periodo in cui il Sole rimane sopra l’orizzonte dipende dalla durata del movimento di rivoluzione.

Atmosfera: L’atmosfera di Venere ha rappresentato fino all’inizio del nostro secolo un enigma molto difficile da risolvere. Solo l’uso combinato di strumenti sempre più potenti e della spettroscopia ci ha permesso di identificare alcune sostanze presenti nell’atmosfera del pianeta. L’anidride carbonica risulta essere il gas predominante su Venere rappresentando il 96,5% del totale. Il restante 3,5% è azoto con tracce di ossigeno, monossido di carbonio, argo e anidride solforica. E’ presente inoltre una piccola percentuale di vapore acqueo. Sulla Terra invece la maggior parte dell’anidride carbonica è intrappolata nelle rocce di tipo calcareo anche se, durante le prime fasi dell’evoluzione terrestre, l’atmosfera potrebbe essere stata simile a quella attualmente caratteristica di Venere. Dato che le sostanze che compongono l’atmosfera venusiana sono assai “pesanti”, è chiaro che la pressione al suolo sarà molto maggiore rispetto a quella del nostro pianeta. La pressione sulla sua superficie è, infatti, pari a 90-95 atmosfere, la stessa che c’è in mare, ad una profondità di 90 m. Un astronauta che si trovasse su questo pianeta sarebbe soggetto a questa forza immane che lo schiaccerebbe all’istante; questa miscela di gas è inoltre estremamente velenosa per l’uomo. La maggior densità e la sua peculiare composizione provocano un effetto serra molto accentuato, con conseguenze sulla temperatura, che arriva fino a 475 °C. I moduli lasciati cadere dalle sonde hanno rilevato la presenza di forti onde radio del tipo prodotto dalle scariche elettriche, segno evidente che anche su Venere ci sono tuoni e fulmini, molto più potenti e frequenti dei nostri. L’osservazione dell’atmosfera di Venere ci porta a formulare l’ipotesi, poi confermata dalle sonde, dell’esistenza di fortissimi venti in quota. Negli strati dell’alta atmosfera infatti le nubi compiono, sempre in moto retrogrado, una rotazione completa in 4 giorni invece che in 243 come il suolo. Salendo in altezza attraverso l’atmosfera la temperatura diminuisce; a 100 km di altezza, per esempio, la temperatura è di 90 °C sotto lo zero.

venereSuperficie di Venere: Sulla superficie di Venere, poco dopo la sua formazione, probabilmente erano presenti oceani di acqua. Con il passare del tempo però la radiazione proveniente dal Sole (allora molto giovane) divenne sempre maggiore e questi mari cominciarono a evaporare mentre l’anidride carbonica si liberava dalle rocce e si disperdeva nell’atmosfera. Si innescò allora un meccanismo circolare, dato che in queste condizioni l’effetto serra si faceva sentire e la temperatura continuava a salire aumentando il tasso stesso di evaporazione. Ben presto scomparve tutta l’acqua sulla superficie mentre la maggior parte dell’anidride carbonica si era trasferita nell’atmosfera. Il suolo di Venere è simile a un deserto roccioso immerso in una luce giallastra e dove le tinte predominanti sono l’arancione e il marrone del terreno. Dopo lo scandaglio radar eseguito dalla sonda Magellano è stato possibile ricostruire la mappa di quasi tutta la superficie. In assenza di mari, per definire le caratteristiche orografiche (montagne o depressioni) si stabilisce un raggio medio e si chiamano “montagne” le zone della superficie rispetto ad esso sopraelevate. In questa ottica il suolo si presenta con vaste pianure ondulate e poche montagne; ma vi sono anche depressioni che potrebbero aver ospitato gli oceani preistorici del pianeta. Le sonde inviate, e in particolare la Magellano, hanno scoperto che su Venere è presente un’attività vulcanica recente. Questa deduzione arriva dalle riflessioni radar di alcune zone che indicano una opacità del suolo e quindi la presenza di lava fuoriuscita da non troppo tempo. La densa atmosfera del pianeta erode molto velocemente la parte superficiale del magma rivelando uno strato di solfuro di ferro che è molto riflettente agli echi radar perché buon conduttore. La composizione delle rocce venusiane è simile alle rocce basaltiche terrestri anche se la morfologia e gli scenari osservati dai moduli atterrati, crateri (vulcanici e da impatto) e fenomeni tettonici, sono così variegati da far supporre una storia geologica molto complessa. La densità dell’atmosfera determina condizioni molto peculiari sulla superficie come una luminosità scarsa (un po’ come una giornata molto nuvolosa sulla Terra) e fenomeni di rifrazione multipla che danno luogo a più immagini di uno stesso oggetto. La densità non omogenea dell’atmosfera determina inoltre rifrazioni successive dell’immagine del Sole, una per ogni strato a differente densità e al suolo diventa così possibile osservare due o tre soli.

venereI continenti: Su Venere sono state individuate due regioni che potremmo associare all’idea di continente perché si trovano a un’altezza maggiore del livello medio del terreno. Queste aree, la Terra di Ishtar e la Terra di Afrodite, si trovano rispettivamente nell’emisfero Nord e a cavallo dell’equatore verso Sud. La Terra di Ishtar ha un’estensione leggermente minore degli Stati Uniti e su di essa si ergono le cime più alte del pianeta, i monti Maxwell, che raggiungono un’altezza di 11 km. La Terra di Afrodite è più grande e ha una superficie più estesa dell’Africa. Su di essa sorge il monte Maat, un vulcano alto 8 km attorno al quale si estendono sulla pianura colate laviche fresche che testimoniano la presenza su Venere di attività vulcanica. Su questo continente si estende un sistema di canyon di origine tettonica, lunghi centinaia di chilometri. Tali canyon, che conferiscono alla Terra di Afrodite il suo caratteristico aspetto, hanno dimensioni notevoli. Sarebbero infatti profondi 2-4 km e larghi anche 280 km.

Interno di Venere
: La struttura interna di Venere dovrebbe essere simile a quella della Terra con una crosta terrestre, un mantello di materiale fuso e un nucleo interni ferroso. L’ipotesi prevalente è quella che assegna uno spessore di 3200 km al nucleo, di 2800 km al mantello e di 20 km alla crosta superficiale. Il nucleo ferroso dovrebbe dare origine a un campo magnetico che invece risulta assente.

Campo magnetico
: Il campo magnetico generato da un pianeta dipende dal movimento delle correnti conduttrici al suo interno. Il vento solare colpisce direttamente gli strati alti dell’atmosfera ionizzandoli, creando un fronte d’urto che genera un campo magnetico di forma allungata in direzione opposta al vento solare stesso. L’esistenza di un nucleo ferroso dovrebbe garantire la presenza di un campo magnetico misurabile; il fatto che invece Venere non ne abbia uno potrebbe derivare dalle condizioni dei movimenti del pianeta. La rotazione molto lenta attorno al suo asse (243 giorni) potrebbe essere la causa di quest’assenza altrimenti ingiustificabile.

venereOsservazione di Venere a occhio nudo: Risulta visibile nei cieli all’inizio della sera o durante il primo mattino ed è facilmente osservabile anche a occhio nudo; non è difficile distinguerlo da una stella data la sua estrema luminosità.

Con un binocolo:
Venere come la Luna mostra le fasi. Quando ci appare come una mezzaluna e però necessario un modesto binocolo per distinguerne la forma. Alcuni sostengono di aver visto la mezzaluna anche a occhio nudo. Raggiunge la massima luminosità quando è visibile una falce che rappresenta il 28% circa del disco, in queste condizioni risulta sette volte più brillante di Giove.

Con un telescopio:
Con un telescopio Venere sembra una piccola sfera bianca; con uno strumento anche poco potente sono assai ben visibili nel corso dell’anno anche le fasi. Ma, ovviamente, essendo Venere completamente avvolto dalle nubi, neppure con un telescopio è possibile vedere dettagli della superficie. Si vede solo lo strato superiore dell’atmosfera caratterizzato da strisce di colore giallastro.

Dati:

· Massa: 4,87 x 1027
· Raggio equatoriale: 6051 km
· Massa (Terra = 1): 0,82
· Volume (Terra = 1): 0,857
· Densità (Terra = 1): 0,95
· Periodo di rotazione: 243 gg 0 h 14 min. (moto retrogrado)


Terra

terraLa Terra: La Terra si è formata insieme al Sole, agli altri otto pianeti maggiori del Sistema Solare e a una miriade di asteroidi, meteoriti e comete a partire da un’immensa nube di gas e pulviscolo spaziale chiamata nebulosa solare. Al centro della nube che si contraeva, si formò il Sole che, scaldandosi, cominciò a emanare luce mentre al suo interno iniziarono a verificarsi le reazioni nucleari che ancora oggi lo fanno brillare. L’elevata temperatura solare causò l’evaporazione nello spazio di buona parte dei materiali volatili che si trovavano nella regione in cui si stava formando la Terra; nelle zone più esterne e fredde del Sistema Solare, invece, queste sostanze condensarono dando vita ai pianeti giganti gassosi.

terraLa nascita della Terra: A causa della forza di gravità, sempre più materia proveniente dalla nebulosa solare si accumulò sulla Terra in formazione. Ma poiché essa, per l’elevata temperatura, si trovava allo stato fuso, i composti più densi, come il ferro e il nickel, sprofondarono sempre più verso il centro del pianeta, mentre i materiali più leggeri, come i silicati dei vari metalli che avrebbero in seguito formato le rocce, rimasero in superficie. Tale processo prende il nome di differenziazione. È importante sottolineare che tutta la materia di cui la Terra e gli altri pianeti sono costituiti si era formata all’interno di stelle esplose che avevano rilasciato nello spazio ciò di cui erano composte. Terminata la differenziazione, la temperatura sulla Terra si ridusse nel tempo a valori tali da consentirne la solidificazione. Inoltre sulla superficie del nostro pianeta, che non era né troppo caldo come Venere né troppo freddo come Marte, poté rimanere dell’acqua allo stato liquido. Attualmente si ritiene che la temperatura nel nucleo della Terra sia di circa 6200 °C. Il suo raffreddamento è correlato sia al decadimento radioattivo di alcuni elementi, sia all’isolamento termico causato dal mantello sovrastante. Dato che è in atto un processo di graduale esaurimento degli elementi radioattivi, la parte interna della Terra continuerà a raffreddarsi. Nel Sistema Solare, la Terra è il terzo pianeta in ordine di distanza dal Sole, dal quale mediamente si trova a 149,6 milioni di km. L’orbita della Terra però non è perfettamente circolare, ma è simile a un’ellisse un po’ schiacciata, perciò questa distanza varia da 147 milioni di km, quando la Terra è più vicina al Sole (all’inizio di Gennaio), a 152 milioni di km, quando è più lontana (sei mesi dopo).

terraDal nucleo alla crosta
: Il nucleo della Terra è costituito da elementi pesanti (nickel e ferro) e può essere suddiviso in due parti: un nucleo interno di materiali metallici solidi con raggio di circa 1300 km, circondato da una parte esterna liquida spessa 2200 km. Procedendo verso l’esterno, si trova poi il mantello, roccioso e spesso circa 3000 km, anch’esso suddiviso in sue parti: una porzione inferiore più rigida (mantello inferiore), e una superiore più plastica (mantello superiore). Gli ultimi 100 km del mantello prendono il nome di litosfera e al di sopra di questa si trova un sottile strato di roccia con uno spessore variabile tra 5 km sul fondo oceanico fino a 50 km o poco più sulla terra ferma. La litosfera è costituita da una serie di placche o zolle simili ai pezzi di un enorme puzzle, grandi quanto un continente. Queste zolle sono in continuo movimento, spinte dalle correnti convettive che rimescolano le rocce semifuse sottostanti. Questo lento movimento tuttora in atto costituisce sostanzialmente il fenomeno conosciuto come tettonica a zolle.

terraEruzioni vulcaniche: Lo scontro tra le placche può generare un rialzo di pressione e un accumulo di energia che poi, lungo i margini delle placche stesse, viene rilasciata sotto forma di terremoti. Studiando queste catastrofi naturali, in particolare la propagazione delle onde sismiche, gli scienziati riescono a comprendere la struttura interna della Terra. Quando due placche si allontanano l’una dall’altra si forma una frattura, attraverso la quale viene eruttato il magma proveniente dal mantello che, solidificandosi, produce nuova crosta. Lungo i margini di due placche che si scontrano si possono verificare due differenti fenomeni: se le due placche hanno la stessa densità (placche continentali) si forma una regione più spessa, ed è questa l’origine delle catene montuose, come l’Himalaya. Viceversa, quando si scontrano due placche di densità diversa (per esempio una oceanica e una continentale) la prima, più densa, sprofonda sotto l’altra, si fonde e dà origine a una catena vulcanica per la risalita del magma, proveniente dalla fusione della placca oceanica, come nel caso delle Ande o dell’Arcipelago Indonesiano.

Il campo magnetico terrestre: Il campo magnetico terrestre deriva da correnti che si originano nel nucleo metallico fuso, a causa della rotazione della Terra su se stessa, analogamente a ciò che accade in una dinamo. Il campo magnetico della Terra si estende a enorme distanza nello spazio formando una sorta di bolla, nota come magnetosfera. La magnetosfera protegge la Terra dal flusso di particelle cariche elettricamente, provenienti dal Sole, chiamato vento solare. L’analisi di antiche rocce estratte dai fondali oceanici ha mostrato che il polo Nord e il polo Sud del campo magnetico terrestre si sono scambiati nel passato a intervalli regolari di circa 100.000 anni, ma nessuno sa se questa inversione dei poli magnetici avvenga in modo rapido o in modo graduale nel corso di alcuni anni.

L’atmosfera è cambiata:
L’atmosfera della Terra, ossia lo strato di gas che avvolge il nostro pianeta, conteneva in origine una ridottissima quantità di ossigeno, insufficiente a consentire la ricca varietà di vita animale oggi presente. Allora l’atmosfera era costituita da una miscela di gas come idrogeno, ammoniaca e metano associati a biossido di carbonio (anidride carbonica), azoto e vapore acqueo. Buona parte dei materiali componenti quest’atmosfera, nel corso del tempo, è andata persa nello spazio ed è stata sostituita da gas provenienti dall’interno della Terra, come il biossido di zolfo e un’ulteriore quantità di biossido di carbonio e vapore acqueo.

Al di là delle nubi:
L’atmosfera, che viene trattenuta sulla Terra grazie alla forza di gravità, può essere divisa in strati, a partire dalla superficie della terraTerra. Lo strato inferiore, dove si trovano le nubi e avvengono tutti i fenomeni meteorologici, noto come troposfera, si estende fino a 10-15 km di altezza. A mano a mano che ci si innalza attraverso la troposfera la temperatura diminuisce fino a raggiungere i -40/-50 °C. Al di sopra di essa, fino all’altezza di circa 50 km, c’è la stratosfera dove si trova uno strato di ozono, un gas formato da un tipo particolare di molecola di ossigeno composta da tre atomi anziché due. Poiché l’ozono assorbe le pericolose radiazioni ultraviolette provenienti dal Sole, aiuta a proteggere la vita sulla Terra. La temperatura nella parte superiore della stratosfera cresce fino a 15 °C proprio perché l’ozono viene riscaldato dalla radiazione solare. Al di sopra della stratosfera, fino a un’altezza di 500 km, si estende la ionosfera, che riflette le onde radio inviate dalla Terra, permettendo le comunicazioni a grande distanza. Qui si trovano anche le nubi nottilucenti, che si formano quando il vapore acqueo nella parte alta dell’atmosfera si condensa in cristalli sulla polvere meteoritica che dallo spazio cade sulla Terra. La ionosfera a sua volta comprende la mesosfera (tra 50 e 85 km di altezza) e la termosfera (fino a 200 km). La prima è più calda nella parte bassa e la sua temperatura diminuisce con l’altezza fino ai –90 °C della parte superiore. Al di sopra della ionosfera si trova l’esosfera, che si fonde con il vuoto dello spazio interplanetario.

terraLa vita sulla Terra
: Due terzi della superficie della Terra sono coperti d’acqua e anche in questo ambiente, come sui continenti e in una piccola porzione dell’atmosfera soprastante, sono presenti molte forme di vita. L’origine della vita sulla Terra, che dipende in modo determinante dall’acqua allo stato liquido, è un tema molto dibattuto che non ha ancora trovato una spiegazione definitiva. Molti scienziati concordano nel ritenere che le condizioni ambientali terrestri primordiali produssero violente tempeste elettriche che innescarono reazioni chimiche tra i gas presenti nell’atmosfera. I prodotti di queste reazioni, che comprendevano semplici molecole organiche come gli amminoacidi (i costituenti delle proteine), punto di partenza delle primitive forme di vita, si depositarono negli oceani, dove in seguito avvennero altre reazioni chimiche. Alla fine di questa fase, durata più di un miliardo di anni, cominciarono a svilupparsi le prime semplici strutture capaci di autoriprodursi, ossia le cellule primitive. Le cellule vegetali primitive utilizzavano l’anidride carbonica per sintetizzare le molecole organiche di cui si nutrivano, esattamente come fanno oggi le piante. Questo processo, conosciuto come fotosintesi, ebbe un’importanza fondamentale perché cominciò a sviluppare come sottoprodotto l’ossigeno che, nel corso di miliardi di anni, si è accumulato sempre più nell’atmosfera fino a mutarne radicalmente la composizione. Ciò permise l’evoluzione di forme di vita animale aerobiche, cioè che hanno bisogno di ossigeno per respirare. In seguito, nei milioni di anni successivi, l’evoluzione ha portato alla grande varietà di esseri viventi oggi presente sulla Terra. La Terra è il solo pianeta conosciuto che ospiti la vita. È però molto probabile che vi siano altri pianeti orbitanti attorno a stelle appartenenti alla nostra Galassia o in altre galassie sparse nella vastità dell’Universo, ed è possibile che su questi pianeti vi sia vita; tuttavia ciò non è ancora provato.

Un frammento dallo spazio?:
La Terra ha un unico satellite naturale: la Luna. Le ipotesi sull’origine della Luna sono molto controverse; forse si è formata in un punto qualunque del Sistema Solare e in seguito è stata catturata dal campo gravitazionale della Terra o forse da una collisione tra la Terra, ancora primordiale, e un altro oggetto più piccolo simile a un pianeta.

Dati:

· Distanza minima e massima dal Sole: da 147,1 a 152,1 milioni di km
· Diametro all’equatore: 12.756 km
· Velocità orbitale media attorno al Sole: 29,79 km/sec
· Rotazione (tempo impiegato per completare un’intera rotazione sul proprio asse): 23 ore e 56 minuti
· Rivoluzione (tempo impiegato per compiere un’orbita attorno al Sole): 365 giorni 6 ore e 9 minuti
· Numero conosciuto di satelliti: 1 (la Luna)
· Massa: 5,976 x 1024 kg
· Volume: 1,084 x 1012 km3
· Densità media (acqua = 1): 5,52
· Temperatura media della superficie: 22 °C
· Temperatura del nucleo: 6200 °C


Luna

lunaLa Luna: La Luna è il satellite naturale della Terra ed è anche il corpo celeste più vicino a noi. Questo è il motivo per cui nel corso della storia dell’umanità ha sempre rappresentato un simbolo oltre che un mistero da interpretare e capire. Il nostro satellite è un corpo roccioso con un diametro di 3476 km, pari a un quarto di quello terrestre, ed è tanto vicino da poter essere osservato nei suoi particolari anche con un piccolo binocolo panoramico. La Luna, come tutti i satelliti del Sistema Solare, gira attorno al pianeta principale, cioè la Terra, con un’orbita che viene completata in 27,3 giorni rispetto a un sistema di riferimento fisso come le stelle. Questo periodo di tempo viene chiamato mese siderale. Si chiama mese sinodico invece, con una durata di 29,5 giorni, il periodo impiegato dalla Luna per compiere un ciclo intero di fasi e tornare a essere visibile dalla Terra nella stessa fase. La differenza è dovuta al fatto che mentre la Luna gira attorno alla Terra, quest’ultima si muove rispetto al Sole e, per tornare alla stessa fase, il nostro satellite deve compiere un po’ più di una rivoluzione.

Storia delle osservazioni: Gli antichi consideravano la Luna il primo fra i corpi che girano intorno alla Terra; più tardi Copernico le tolse lo status di pianeta per farne la nostra compagna fissa mentre orbitiamo attorno al Sole. Data la vicinanza, le caratteristiche generali della superficie sono sempre state conosciute, così come è sempre stata ritenuta fondata l’idea che si dovesse ricondurre il fenomeno delle fasi a una differente illuminazione nel corso del mese da parte del Sole. Come per gli altri oggetti del Sistema Solare il progresso fondamentale nelle conoscenze è avvenuto con Galileo, che per primo ne descrisse la morfologia in dettaglio classificando le strutture visibili in mari, montagne e crateri. Galileo calcolò inoltre, dalla dimensione delle ombre, che i monti della Luna dovevano essere più alti di quelli terrestri. Anche se non veritiera, questa descrizione della superficie lunare rafforzò negli osservatori dell’epoca l’ipotesi di una stretta “parentela” tra la Terra e il nostro satellite, stimolando inoltre lo sviluppo delle osservazioni. Per spiegare la nascita delle formazioni lunari si delinearono ben presto due scuole di pensiero. La prima sosteneva l’origine vulcanica di queste strutture, l’altra riteneva che crateri e mari si fossero prodotti con l’arrivo di meteoriti e di qualche asteroide per quelli più grandi. La disputa proseguì per i successivi tre secoli e solo con l’invio di sonde prima e di equipaggi umani poi si risolse a favore della ipotesi, almeno per la maggior parte delle formazioni. L’astronomo italiano Giovanni Riccioli pubblicò nel 1651 una dettagliata mappa della Luna, assegnando i nomi alla maggior parte delle strutture lunari della faccia visibile. Questa classificazione ebbe immediata notorietà ed è ancora oggi in uso. I mari della Serenità, della Tranquillità e delle Tempeste, i crateri Copernicus e Tycho devono a questo astronomo i loro nomi. A causa dell’ostilità provata dalla Chiesa nei confronti di Galileo, lo scienziato si meritò solo un piccolissimo cratere di 15 km di diametro. La mappatura delle due facce della Luna ha però costretto a usare nomi nuovi tratti da tutti i campi dell’attività umana e oggi persino Freud è immortalato sulla Luna.

lunaLa superficie lunare:
La superficie della Luna è simile a quella di un deserto terrestre con uno strato compatto di polvere e con qualche roccia in evidenza. All’orizzonte è possibile notare colline e monti che si stagliano contro un cielo nero e pieno di stelle anche di giorno. Il fenomeno dipende dalla mancanza di atmosfera. Sulla Terra, infatti, è impossibile osservare le stelle di giorno perché il cielo risulta illuminato dai raggi solari che vengono diffusi dall’atmosfera. Sulla Luna invece le stelle sono sempre visibili e durante il giorno è presente contemporaneamente anche il Sole. Il terreno risulta alquanto accidentato con frequenti pendii scoscesi e piccoli rilievi dovuti alle conseguenze dell’impatto dei meteoriti.

Mari e terre
: La principale articolazione della morfologia lunare riguarda i mari e le terre. I mari appaiono come regioni a carattere depressionario, si trovano cioè più in basso rispetto al livello medio del suolo, che viene preso come riferimento in assenza di acqua sulla superficie. La maggior parte di queste strutture si trova nella faccia rivolta verso la Terra. Queste regioni sono caratterizzate da un limitato numero di crateri e quindi si presentano come pianure lisce e senza asperità; inoltre riflettono poco la luce del Sole e quindi appaiono agli osservatori come zone scure. La nascita dei mari sarebbe relativamente recente (3,8-3,3 miliardi di anni fa) rispetto alle altre strutture che sono tutte più vecchie, e sarebbe dovuta a enormi colate laviche di origine vulcanica. Le terre sono invece regioni più elevate, poste all’altezza del livello medio o ancora più in alto. In genere sono caratterizzate da una luminosità molto maggiore e sono coperte di crateri di tutte le dimensioni che a volte possono anche sovrapporsi. È possibile studiare le storia geologica della Luna perché le nuove formazioni vanno a sovrapporsi e a ricoprire quelle precedenti. In questo modo, attraverso la stratigrafia, si riescono a datare le diverse zone della superficie. I risultati indicano l’esistenza di cinque sistemi stratigrafici di differente età, dal più recente, che comprende i crateri con raggiere, flussi di lava dovuti all’impatto dei meteoriti ( cono il tempo nuovo materiale va a coprire queste strutture che diventano invisibili) fino al più antico, che risalirebbe all’epoca di formazione della Luna stessa. Sulla superficie lunare sono presenti anche alcune catene montuose che comprendono rilievi alti fino a 6 km. La distribuzione non è omogenea: si trovano prevalentemente attornio ai mari circolari, anche se il monte più alto si trova in una regione sopraelevata vicino al polo Sud.

Bombardamento dei meteoriti:
Come già accennato, la maggioranza dei crateri e degli ampi bacini circolari è dovuta alla caduta di meteoriti. Nel caso di grandi bolidi la violenza dell’impatto provoca la fuoriuscita di materiale lavico dal mantello, che va a mescolarsi con quello superficiale. Attorno ad alcuni crateri sono infatti visibili le raggiere. Il suolo lunare è quasi completamente coperto da questi crateri da impatto; il fatto che la Luna sia così vicina alla Terra e che sul nostro pianeta non vi siano tanti crateri ha una spiegazione molto semplice: l’assenza di atmosfera sulla Luna. Quando uno dei piccoli corpi che si trovano nello spazio viene attratto dalla forza di gravità e cade verso la superficie si presentano due possibilità. Nel caso di un pianeta con atmosfera, prima di toccare il suolo, mentre attraversa gli strati gassosi, il meteorite viene bruciato dall’attrito dovuto alla sua enorme velocità. Se non è troppo massiccio la combustione riduce completamente in polvere quest’oggetto, che non può quindi provocare crateri. Diverso è il caso in cui l’atmosfera non sia presente, perché allora anche un bolide poco più grande di un granello di sabbia, data la sua velocità, è in grado di causare un cratere sulla superficie.

Attività vulcanica e terremoti: Le rocce raccolte dagli astronauti in prossimità dei mari sono per la maggior parte dei basalti. Sulla Terra questo materiale si trova nei bacini vulcanici e ciò induce a ritenere che anche sulla Luna l’origine sia la stessa. L’attività vulcanica, sebbene non rilevante, secondo le teorie più recenti sarebbe stata presente durante tutta la storia lunare. Esistono evidenze di fenomeni risalenti a solo 900 milioni di anni fa, mentre fino a non molto tempo addietro si riteneva che questa attività fosse stata presente solo nel primo miliardo e mezzo di anni della Luna. Durante le missioni lunari gli astronauti hanno depositato in regioni diverse sismografi che hanno continuato a funzionare per alcuni anni, fornendo dunque dati preziosi sull’attività sismica del nostro satellite. Sono stati individuati vari tipi di terremoti dovuti sia a cause esterne sia interne: l’impatto di un meteorite sufficientemente grande infatti è in grado di provocare un sisma rilevabile in tutta la superficie i terremoti dovuti a cause interne sono di due tipi: superficiali oppure profondi. Il primo tipo ha un’origine a bassa profondità nel mantello, tra i 50 e i 300 km, ma l’energia liberata in queste manifestazioni è milioni di volte minore rispetto a quella dei corrispondenti terremoti terrestri. I sismi sono probabilmente causati dalle successive dilatazioni e contrazioni di tutto il corpo celeste dovute al riscaldamento radioattivo da parte del nucleo e al seguente raffreddamento degli strati esterni. I terremoti profondi hanno sede a una profondità di circa 1000 km e possiedono carattere ciclico. Pur essendo molto più frequenti degli altri liberano pochissima energia se paragonata a quella caratteristica dei sismi superficiali. Una teoria molto accreditata sull’origine di questi terremoti è quella delle forze mareali terrestri, che spiegherebbe anche la coincidenza della loro ciclicità con la rivoluzione della Luna intorno alla Terra.

Interno della Luna: La struttura interna del nostro satellite è simile a quella della Terra, ma sono differenti le proporzioni tra i vari elementi. Il nucleo ferroso è molto piccolo (circa 700 km di diametro), mentre il mantello occupa gran parte del volume del corpo celeste. La crosta risulta molto sottile e con uno spessore disuguale sulle due facce: circa 100 km nella faccia opposta alla Terra, 60 km in quella rivolta verso di noi. In questo modo si spiega la differente morfologia delle due facce della Luna: quella nascosta alla Terra infatti presenta una superficie quasi completamente coperta di crateri, punteggiata da diverse montagne e con pochissimi mari, che sono invece numerosi nell’emisfero visibile. La ragione va ricercata proprio in questo differente spessore: nel corso della sua storia geologica la lava presente nel mantello e fuoriuscita più facilmente nelle zone con crosta sottile, formando i cosiddetti mari.

lunaLe fasi lunari: Osservando la Luna in notti diverse è possibile notare come nella prima metà del mese ci appaia in forma di piccola falce, che giorno per giorno cresce, fino a che tutta la faccia rivolta verso la Terra risulta completamente visibile. Nella seconda metà del mese, invece, la parte illuminata diminuisce fino a essere completamente invisibile per una notte: questo fenomeno prende il nome di “ciclo delle fasi lunari”. Il motivo di questo comportamento era stato compreso già da Anassagora (499-428 a.C.), che lo spiegava come il comportamento di un corpo illuminato in modo diverso dal Sole. Considerando il sistema Terra-Luna, possiamo supporre che i raggi solari vi giungano paralleli, data la distanza della sorgente. Quando la Luna si trova tra noi e il Sole risulta completamente invisibile perché riflette la luce solare dalla parte opposta rispetto alla Terra; muovendosi intorno a noi comincia a riflettere verso la Terra e quindi a essere visibile prima con un’esile falce che poi cresce fino al primo quarto (quando forma con il Sole un angolo di 90°) allorché risulta illuminata metà faccia. Proseguendo nell’orbita, arriviamo alla Luna piena nel momento di opposizione al Sole (quando tutta la faccia riflette la luce verso la Terra) per poi decrescere e tornare invisibile al termine del mese sinodico.

luna lunaEsplorazione lunare: l’avventura nello spazio da parte dell’uomo è coincisa agli inizi con la storia dell’esplorazione della Luna che, data la vicinanza, rappresentava la meta più abbordabile. La guerra fredda contribuì ad accelerare gli sforzi delle due superpotenze per arrivare per primi sulla superficie lunare. Dopo alcuni fallimenti iniziali l’Unione Sovietica realizzò molte sonde della serie Luna, che prima sorvolarono e fotografarono il suolo e in seguito (Luna 15 e successive) atterrarono, prelevando anche frammenti di rocce lunari e riportandoli sulla Terra. In altre due missioni, Luna 20 e 21, le navicelle contenevano un veicolo automatico in grado di muoversi guidato dalla Terra grazie a due telecamere poste frontalmente. Nonostante questi risultati e tutti gli sforzi compiuti furono però gli Americani a vincere la gara e far atterrare due astronauti sul suolo lunare nel 1969. i successi sovietici spinsero gli Stati Uniti a varare prima il programma di esplorazione orbitale automatica Ranger, poi quello di atterraggio di un modulo automatico Surveyor e infine il progetto Apollo, che prevedeva l’atterraggio di uomini sulla Luna. La lunga preparazione allo sbarco fu conclusa con il volo delle capsule abitate Gemini che sorvolarono la superficie lunare studiando i migliori siti per un atterraggio. Il 20 Luglio 1969 la capsula Apollo 11 si alzava in volo trasportata dal vettore Saturno con destinazione la Luna. Quello stesso giorno Armstrong e Aldrin allunavano con il LEM (che si era staccato dalla capsula madre rimasta in orbita) nel mare della Tranquillità e mettevano piede sul suolo lunare.

Osservazione della Luna a occhio nudo: La Luna dista appena 300.000 km dalla Terra ed è il corpo celeste più grande visibile dal nostro cielo. Osservato a occhio nudo mostra delle zone più scure, i mari, che sulla faccia rivolta verso la Terra occupano una parte rilevante di tutto l’emisfero. Durante il mese è ovviamente possibile osservare le diverse fasi lunari fino alla Luna piena.

Con un binocolo
: Usando un binocolo diventano visibili molti particolari; al fine di ottenere un’immagine stabile è consigliabile montare il binocolo su di un piccolo treppiede del tipo in uso per le macchine fotografiche. I mari risultano ben determinati con i contorni netti, sono osservabili anche i crateri ed è già possibile costruire una mappa dell’emisfero visibile.

Con un telescopio:
Con un buon telescopio amatoriale è possibile studiare la morfologia lunare in tutti i suoi aspetti: pianure, montagne e soprattutto crateri. Questi ultimi infatti sono perfettamente stagliati al centro dell’oculare del telescopio e, con una carta della Luna, è possibile identificare moltissimi crateri: osservando con attenzione, se ne possono distinguere molti particolari.

Dati:

· Massa: 7,35 x 1025 g
· Massa (Terra = 1): 0,0123
· Raggio: 1738 km
· Distanza dalla Terra: 384.000 km
· Periodo di rotazione: 27,3 giorni (terrestri)


Marte

marteMarte: Il nome di Marte deriva da quello del notissimo dio della guerra della mitologia classica e l’accostamento è dovuto principalmente al colore rosso con cui risulta visibile in cielo. Dalle analisi fornite dalle sonde risulta che questo pianeta è il più simile alla Terra e l’unico su cui sia realizzabile in tempi non lunghissimi lo sbarco dell’uomo. Marte è visibile a occhio nudo e, osservato nel corso di un intero anno, mostra un apparente cambiamento di direzione.

Storia delle osservazioni:
Già gli antichi si erano accorti che il cammino di Marte in cielo nel corso dell’anno non è regolare. Grazie all’enorme mole di dati ottenuti dalle osservazioni di Tycho Brahe, Keplero riuscì a interpretare correttamente il moto di Marte, che possiede un’orbita fortemente ellittica nel suo viaggio intorno al Sole. Data la notevole eccentricità dell’orbita la distanza del pianeta dal Sole muta notevolmente, passando da un minimo di 206 a un massimo di 249 milioni di km.questo provoca inoltre una variazione sensibile nella distanza tra la Terra e Marte (da 57 a quasi 100 milioni di km) e una corrispondente variazione della luminosità di Marte così come ci appare dalla Terra. La durata della rotazione del pianeta fu determinata con una certa precisione da Gian Domenico Cassini (1625-1712) che nel 1666 la stimò in 24 ore e 40 minuti, molto vicina al valore reale, che è di 24 ore, 37 minuti, 22 secondi. L’astronomo Giovanni Schiapparelli (1835-1910), che fu direttore dell’osservatorio di Brera negli ultimi decenni del secolo scorso, compì una serie di importanti osservazioni del pianeta, prima con un telescopio equatoriale da 22 cm e poi con un rifrattore Metz da 50 cm. A partire dal 1875 tracciò infatti alcune mappe che “mostravano” mari e terre, ma soprattutto ipotizzavano l’esistenza di canali sulla superficie di Marte. Questi canali furono interpretati inizialmente come vie d’acqua strette e irregolari, poi come strutture rettilinee artificiali navigabili. Questi risultati ebbero una diffusione enorme in tutto il mondo, suscitando un dibattito internazionale sull’idea che i canali fossero più o meno artificiali e che quindi su Marte potesse esistere una civiltà avanzata. Le polemiche cominciarono a smorzarsi con gli studi di un altro astronomo italiano, Vincenzo Cerulli, che dimostrò che i canali in realtà erano solo il risultato di un’elaborazione mentale di strutture al limite della visibilità, un’illusione ottica dettata dall’inconscio! Nel 1907 anche Schiapparelli, con vero spirito scientifico, ammise il suo errore e confermò l’ipotesi di Cerulli, spegnendo così definitivamente ogni polemica.

Sond
martee su Marte: Solo l’esplorazione diretta con le sonde ha permesso di entrare in possesso di dati più precisi e quindi di risolvere molti problemi che fino ad allora erano rimasti irrisolti. Ciò ha portato, come primo punto, a escludere la presenza su Marte della vita. Molto importante è stato l’atterraggio delle due sonde americane Viking sul suolo del pianeta rosso, che hanno ampliato le nostre conoscenze specialmente per quanto concerne la geomorfologia di Marte. Alla costruzione delle Viking si giunse attraverso un lavoro di progettazione e sperimentazione di navicelle, durato circa un decennio. La prima sonda giunta in prossimità del pianeta rosso è stata l’americana Mariner 4 che, nel Luglio del 1965, inviò 22 fotografie scattate mentre sorvolava la superficie a circa 10.000 km di altezza; queste immagini dimostrano che, almeno a livello macroscopico, non esiste vita su Marte. Nel 1969 Mariner 6, dotata per la prima volta di un computer riprogrammabile da terra, scattò 75 fotografie da 3429 km di altezza che mostrano la calotta polare sud con margini irregolari. La superficie è sovrastata da nubi di anidride carbonica, che costituisce probabilmente l’elemento dell’atmosfera marziana. Anche l’URSS negli stessi anni inviò una serie di sonde che con alterna fortuna raccolsero una notevole mole di dati, tra tutte ricordiamo Mars 2 (1971) e la serie Mars 4-5-6 (1973-74). Furono però gli Americani a scoprire, con Mariner 9, la montagna più alta di tutto il Sistema Solare, il monte Olympus, che arriva a 27 km sopra il suolo di Marte. La partenza delle Viking fu costellata di problemi: per difficoltà tecniche alla vigilia del lancio si dovette invertire l’ordine di decollo e il nome delle sonde venne quindi scambiato. Nonostante queste premesse la missione si rivelò un vero successo e le due sonde atterrarono a distanza di poco più di un mese l’una dall’altra in due zone diverse del pianeta nell’Agosto e nel Settembre 1976; vennero scelte appositamente due destinazioni distanti più di 6000 km per esplorare regioni differenti. Le due Viking erano dotate di un braccio telescopico mobile in grado di raccogliere campioni dal suolo e di portarli poi a bordo, dove venivano analizzati dal laboratorio in dotazione alle navicelle. La gestione di tutte le funzioni di bordo era controllata direttamente dal computer che, per la prima volta, era capace di decisioni sequenziali autonome. Su ognuno dei due moduli d’atterraggio, oltre al laboratorio biochimico, erano presenti anche strumentazioni meteorologiche, una telecamera digitale, che poteva riprendere immagini anche nell’infrarosso, e un sismografo. Le due sonde erano state progettate per trasmettere dati per tre mesi, ma durarono entrambe molto di più: Viking 2 si spense nel 1980, mentre Viking 1 cessò di funzionare nel 1982.

marteSupmarteerficie di Marte: La superficie di Marte assomiglia a quella della nostra Luna, anche la sua morfologia è molto più complessa per la presenza di crateri, di pianure, di canyon e di vulcani. Su Marte è presente l’acqua (soprattutto nelle regioni polari), che però è intrappolata negli strati superficiali delle rocce sottoforma di permafrost. L’inclinazione dell’asse di rotazione determina anche per Marte l’alternanza delle stagioni e una variazione delle temperature sulla superficie. In media la temperatura è di –40 °C con punte di –14 °C in estate e di –120 °C in inverno. Le formazioni geologiche marziane non sono dovute, come quelle terrestri, alla tettonica a zolle. Perché su questo pianeta la crosta non è divisa in zolle come la nostra. Il raffreddamento del pianeta e il conseguente aumento dello spessore scrostale si opponevano infatti a uno sviluppo di tipo tettonico. Marte si è evoluto come un pianeta a una sola zolla e le sue caratteristiche sono sia endogene (risalita di materiale lavico dal mantello e vulcanesimo), sia esogene, come l’impatto di meteoriti che talvolta hanno fuso la crosta. Esiste una differenza tra i due emisferi: quello nord presenta pianure lisce e poco craterizzate, mentre in quello sud sono visibili crateri in misura 5 volte maggiore rispetto all’altra metà di Marte. Questo significa che l’emisfero meridionale è quello più antico e risale a circa 3,8 miliardi di anni fa, epoca del grande bombardamento meteoritico in tutto il Sistema Solare. Tra i due emisferi esiste una fascia con morfologia particolare, la regione di Tharsis, dominata dai grandi edifici vulcanici allineati dei monti Arsia, Pavonis, Ascreus, monte Olympus e da un sistema di canyon chiamato Valles Marineris.

Letti dei fiumi: Sulla superficie di Marte sono presenti molte strutture a forma di canale che ricordano i letti dei fiumi sulla Terra; questi letti sono giganteschi, alcuni di essi possono infatti raggiungere una larghezza di 200 km. Si possono distinguere due tipi di “canali”, uno che si divide in corsi minori e tortuosi con moltissime ramificazioni di tipo fluviale, l’altro, più profondo, mantiene le stesse dimensioni per tutta la lunghezza e viene chiamato outflow. Questa differenza potrebbe essere dovuta a una diversa origine: il primo potrebbe essersi formato da un fiume tradizionale con acqua in superficie e presenza di clima mite per un tempo relativamente lungo; l’altro, creato da un flusso violento e improvviso di acqua creata per esempio dalla fusione dello strati di permafrost. Un esempio del secondo tipo è quello delle Valles Marineris, che sono lunghe più di 5000 km e che mostrano erosioni spiegabili solo attraverso l’impatto di enormi masse d’acqua liberatesi improvvisamente.

Oceani: Nonostante il suo clima attuale sia freddo e secco, Marte mostra abbondanti evidenze dell’azione erosiva di acqua e ghiaccio. Letti fluviali imponenti, pianure periglaciali, permafrost e calotte ghiacciate stanno a dimostrare che nel corso della sua storia geologica il clima è stato temperato, permettendo la presenza di acqua in superficie. Le prime ere geologiche videro un intenso bombardamento meteoritico e un vulcanismo diffuso. Durante questo periodo si svilupparono i letti dei fiumi dall’erosione degli antichi crateri da parte dell’acqua. Il flusso necessario per queste erosioni non può essere spiegato solo con la fusione e lo scioglimento dell’acqua nello strato di permafrost, deve esserci stato per forza un cicli idrodinamico con circolazione atmosferica di vapore acqueo. La presenza di letti fluviali equamente distribuiti sul pianeta fa pensare a un clima mite e regolato. Conseguenza quasi obbligata è l’esistenza di oceani stabili con ciclo completo dell’acqua: evaporazione del mare, condensazione in nubi e precipitazioni sul suolo marziano. Per spiegare la fine del ciclo idrodinamico e il relativo assorbimento dell’acqua da parte delle rocce porose in uno stato di permafrost, bisogna considerare l’instabilità dell’atmosfera. La massa minore del pianeta e, quindi, una gravità inferiore a quella terrestre sono la causa principale del mancato equilibrio; la maggior parte dei gas che componevano l’atmosfera di Marte è quindi sfuggita nello spazio fino ai valori attuali. Dopo una prima era con clima stabile prolungato si sono probabilmente avuti episodi isolati e ripetuti di formazione di un oceano in superficie. Questo spiegherebbe i canali di tipo outflow, l’esistenza delle Valles Marineris e di tutte le altre fratture che si estendono a partire dai monti Tharsis. La formazioni degli oceani più recenti potrebbe essere dovuta essenzialmente alla fusione di permafrost provocata dal vulcanismo, una teoria, questa, confermata dalla posizione dei canyon, che sono sempre nei pressi di strutture vulcaniche. La liberazione di acqua genera cambiamenti nell’atmosfera che si riempie di vapore acqueo e di anidride carbonica liberata dal suolo. Per questo l’effetto serra aumenta considerevolmente, provocando un aumento della temperatura che causa, a sua volta, inondazioni delle calotte polari. Un tale ciclo finisce per l’infiltrazione lenta e costante dell’acqua nel terreno, che su Marte è quasi ovunque molto poroso. Contraendosi l’oceano, si riducono anche i suoi effetti sull’atmosfera, favorendo l’aumento dell’albedo 8° causa del ghiaccio che si forma in superficie) e quindi una diminuzione della temperatura. Quando un ciclo finisce, tutta l’acqua torna a essere imprigionata nel suolo marziano. Poiché la temperatura interna del pianeta è diminuita con il passare del tempo, anche l’attività vulcanica si è ridotta, il clima si è stabilizzato sugli attuali valori e difficilmente si ripeterà un altro ciclo oceanico.

L’atmosfera: Le analisi delle sonde hanno rivelato che la sottile atmosfera di Marte è composta attualmente per il 97% da anidride carbonica, per il 2,7% di azoto e per l’1,6% da argon; l’ossigeno rappresenta solo lo 0,13% e il vapore acqueo lo 0,03%. La pressione al suolo è molto bassa, circa 6 millesimi di quella terrestre; questa minore quantità di gas determina l’arrivo al suolo di una percentuale maggiore di radiazioni solari dannose che non riescono a essere assorbite. Il cielo di Marte non è azzurro come quello terrestre, ma nemmeno nero come sui pianeti senza atmosfera: un ipotetico astronauta che si trovasse sulla sua superficie vedrebbe un cielo rossastro per la presenza costante di polveri in sospensione. La bassa densità fa sì che la diffusione di calore attraverso i venti sia molto scarsa generando forti differenze di temperatura tra diverse aree. Le nubi marziane sono formate da acqua e anidride carbonica e assomigliano ai cirri terrestri; assumono invece un aspetto ciclonico vicino ai rilievi che, con la loro altezza, modificano le condizioni meteorologiche circostanti.

marteI poli di Marte: I poli sono una delle poche caratteristiche del pianeta visibili da Terra con un piccolo telescopio. Queste aree sono ricoperte da calotte di ghiaccio d’acqua su cui d’inverno si sovrappone uno strato di ghiaccio secco, cioè di anidride carbonica allo stato solido. Durante la stagione fredda le due calotte polari tendono a espandersi, raggiungendo rispettivamente 60° di latitudine N e 60° S. A queste latitudini lo strato di anidride arriva a 50 cm. Attorno alle calotte ghiacciate si estendono regioni in cui sono presenti depositi stratificati di polvere mista a ghiaccio; questi sedimenti sono particolarmente visibili sui fianchi delle fenditure e dei canyon. Con l’arrivo del caldo l’anidride carbonica sublima migrando verso il polo opposto. Può accadere talvolta che la sublimazione avvenga troppo velocemente; in questo modo vengono immesse nell’atmosfera enormi quantità di gas che generano venti violentissimi. Questi fenomeni sono accompagnati dall’insorgere di tempeste di polvere su scala planetaria capaci di rendere opaca l’atmosfera anche per qualche settimana prima che le polveri in sospensione tornino a depositarsi sul suolo.

martemarteI satelliti di Marte: Marte possiede due piccoli satelliti, Phobos e Deimos, che prendono il nome dai due scudieri del Marte mitologico, dio della guerra. Scoperti relativamente tardi, nel 1877, hanno una forma irregolare e sono molto simili ad un asteroide, con diametri medi rispettivamente di 22 km e 14 km. La orbite delle due lune sono inclinate di circa 2° rispetto al piano dell’equatore marziano e sono molto piccole. Phobos, il più vicino, compie un’orbita completa in 7 ore 39 minuti, compiendo tre rivoluzioni nel corso di una giornata di Marte; Deimos invece impiega 30 ore 17 minuti per fare un giro completo.

Dati:

· Massa: 6,41 x 1028 g
· Massa (Terra = 1): 0,11
· Raggio equatoriale: 3393 km
· Densità media: 3,95 g/cm3
· Densità (Terra = 1): 0,72
· Volume (Terra = 1): 0,150
· Periodo di rotazione: 24 h 37 min 22 sec


Gli asteroidi

asteroidiLa fascia degli asteroidi: Gli asteroidi sono corpi do tipo roccioso che, come i pianeti, orbitano attorno al Sole. Anche se le loro caratteristiche sono simili a quelle dei corpi maggiori del Sistema Solare le loro dimensioni sono troppo piccole perché possano venire classificati pianeti a tutti gli effetti. Per questo motivo, essi sono conosciuti anche come pianeti minori o pianetini. In virtù delle loro minori dimensioni, inoltre, gli asteroidi possiedono una gravità ridotta e, quindi, non sono in grado di trattenere atomi e molecole di gas come fanno gli altri pianeti. Per questo motivo, essi sono completamente privi di atmosfera.

Gli asteroidi nel Sistema Solare: Gli asteroidi conosciuti hanno dimensioni estremamente varie. Quelli di grandi dimensioni hanno diametri superiori ai 250 km; sono, in totale, circa una quindicina e rappresentano la minima parte. Il più grande fra questi è Cerere, il cui diametro è di circa 1000 km; per questo motivo è anche il primo asteroide ad essere stato scoperto (1801). Gli asteroidi più piccoli, invece, hanno dimensioni fino a poche decine di centimetri e sono, quindi, poco più che dei ciotoli. La maggior parte degli asteroidi, si suppone qualche decina di migliaia, è concentrata in una regione del Sistema Solare localizzata tra l’orbita di Marte e quella di Giove a una distanza di circa 2 U.A. dal Sole. Essi si dispongono a formare una fascia nota come “cintura degli asteroidi”, il cui spessore varia tra 100 e 300 milioni di km senza, però, formare una struttura continua. Le distanze medie tra gli asteroidi, infatti, sono considerevoli, come hanno dimostrato le immagini trasmesse dalle sonde interplanetarie che hanno attraversato la cintura, come la sonda Galileo. In particolare, in alcune regioni della cintura, denominate Lacune di Kirkwood, la densità numerica degli asteroidi diminuisce sensibilmente a causa dell’influenza gravitazionale di Giove. Secondo alcune teorie gli asteroidi potrebbero essere i resti di un presunto pianeta primordiale, orbitante tra Marte e Giove, che sarebbe stato distrutto centinaia di milioni di anni fa in seguito a una collisione gigantesca, forse con una cometa di passaggio.

Un’origine antica: Le teorie più accreditate, invece, suggeriscono che gli asteroidi siano ciò che resta della materia primordiale dalla quale, circa 5 miliardi di anni fa, si sarebbero formati i pianeti del Sistema Solare. In questo caso, l’intenso campo gravitazionale di Giove avrebbe impedito che questi resti si aggregassero fra di loro per formare un unico pianeta. Se questo fosse avvenuto, il pianeta risultante sarebbe stato grande circa la metà della Luna. Questo non esclude, comunque, che alcuni asteroidi possano essere il risultato della frammentazioni di corpi più grandi. Proprio perché si tratta di corpi antichi, lo studio della loro composizione chimica è importante per risalire a quella del Sistema Solare alle sue origini. Come tutti i corpi del Sistema Solare, gli asteroidi della cintura ruotano attorno al Sole, secondo le leggi di Keplero e seguono, quindi, orbite leggermente ellittiche e, nella maggior parte dei casi, stabili. Il moto di rivoluzione avviene nella stessa direzione di quello della Terra e, mediamente, essi impiegano da 3 a 6 anni per compiere una rivoluzione completa.

asteroidiTre famiglie: Le nostre conoscenze attuali degli asteroidi derivano essenzialmente dalle osservazioni eseguite con i telescopi terrestri e, in tempi più recenti, dai dati trasmessi dalla sonda Galileo durante l’attraversamento della cintura nel corso del viaggio verso Giove. Importanti informazioni, inoltre, sono state raccolte dall’analisi chimica di alcuni campioni di rocce cadute sulla Terra provenienti da collisioni tra asteroidi. I dati fino a questo momento raccolti hanno permesso di individuare alcune differenze intrinseche tra i vari asteroidi conosciuti e di classificarli in tre famiglie distinte. I criteri di classificazione fondamentalmente si sono basati sulle loro principali caratteristiche morfologiche così come sulla loro composizione chimica.

Privi di luce propria: La morfologia di un asteroide solitamente viene dedotta dallo studio della variazione di luminosità nel corso della sua rotazione. Gli asteroidi, infatti, come tutti i corpi di tipo planetario, non emettono luce propria, ma risultano visibili solo perché riflettono la luce solare. Ruotando su se stessi, quindi, rivolgono al Sole parti diverse della loro superficie e, essendo corpi dalla forma altamente irregolare, la quantità di luce che riflettono è diversa. Naturalmente, corpi che hanno una superficie più irregolare riflettono la luce in maniera minore di corpi sferici e, quindi, sono meno luminosi. Il potere di riflessione di un pianeta, come sappiamo, viene definito in albedo. Tramite un’analisi spettroscopica della luce riflessa dall’asteroide, invece, è possibile risalire alla sua composizione chimica. Molte delle nostre conoscenze in proposito derivano, però, anche dagli studi compiuti direttamente su alcuni frammenti precipitati sulla Terra.

Meteoroidi e meteoriti: I frammenti di asteroidi che si trovano in rotta di collisione con la Terra vengono chiamati anche meteoroidi. Quando un meteoroide entra nell’atmosfera terrestre a velocità elevate, l’attrito provocato genera un intenso calore che lo incenerisce, producendo una striscia di luce nel cielo. In questo caso si parla di meteore. Se il meteoroide non brucia completamente nell’attraversare l’atmosfera terrestre, il frammento superstite può arrivare a colpire la Terra. In questo caso si parla invece di meteoriti. Tra tutte le meteoriti piovute sul nostro pianeta, circa il 90% è costituito da silicati, mentre il 6% è composto di ferro e nickel. Alcune meteoriti sono anche di tipo roccioso e sono le più difficili da identificare poiché la loro composizione chimica è molto simile a quella delle rocce terrestri e, quindi, si confondono con esse molto facilmente.

Asteroidi “vagabondi”: No tutti gli asteroidi sono concentrati nella cintura, alcuni di essi gravitano attorno al Sole sulla stessa orbita di Giove e sono concentrati in due gruppi distinti che precedono e seguono, rispettivamente, il pianeta di circa 60 gradi. Questi sono i cosiddetti Asteroidi Troiani, così chiamati perché ad essi sono stati attribuiti i nomi degli eroi della guerra di Troia. Altri, come Hidalgo, sono stati eiettati dalla cintura in seguito a collisioni multiple con altri asteroidi e all’influenza gravitazionale di Giove. Questi asteroidi, percentualmente, sono rappresentativi dei vari tipi presenti nella cintura, ma alcuni di loro potrebbero anche essere ciò che resta di nuclei di comete a corto periodo, ormai completamente estinte. La loro orbita si sviluppa su un tempo scala di circa 100 milioni di anni a causa delle continue collisioni con gli altri asteroidi e delle interazioni gravitazionali con i pianeti vicini. Essi seguono, inoltre, delle orbite altamente eccentriche, molto simili a quelle delle comete. In alcuni casi queste orbite li portano a una distanza minima dal Sole di circa 1.3 U.A. e , quindi, a distanze ravvicinate dal nostro pianeta. Tra questi, alcuni si limitano ad attraversare l’orbita di Marte, ma orbitano esternamente a quella della Terra. Altri, invece, possono intersecare l’orbita della Terra anche più volte all’anno. È il caso, rispettivamente, degli asteroidi Eros e Apollo. Attualmente, sono stati individuati circa 250 asteroidi con orbite che potrebbero intersecare quella della Terra. Si sospetta, comunque, che questi siano soltanto una minima parte e che ne esistano almeno un altro migliaio le cui orbite, però, non sono ancora conosciute. Secondo alcune stime, la maggior parte di loro potrebbe avere un diametro superiore al chilometro. Il più grande tra questi si chiama Ganimede 1036 e ha un diametro di una quarantina di chilometri. Le possibilità che un asteroide possa intercettare la Terra in una fase della sua orbita sono piuttosto basse, ma non sarebbero del tutto trascurabili nel caso si trattasse di un corpo di grosse dimensioni. I crateri che ancora oggi si osservano in alcune zone della Terra dimostrano, infatti, che essa ha subito nel suo lontano passato l’impatto con corpi celesti di notevoli dimensioni. In particolare, secondo una delle teorie più diffuse, sarebbe stato proprio l’impatto sulla superficie terrestre di un asteroide di almeno 10 km di diametro, avvenuto circa 65 milioni di anni fa, a causare l’estinzione dei dinosauri.

Portatori di vita: Per alcuni studiosi gli asteroidi potrebbero addirittura avere portato, in un passato ancora più remoto, la vita sulla Terra. Secondo alcune teorie formulate dall’astronomo inglese Fred Hoyle, gli asteroidi avrebbero portato sulla Terra alcuni microrganismi e delle sostanze organiche elementari dalle quali si sarebbe, poi, sviluppata l’intera catena biologica. Queste sostanze, viaggiando nello spazio all’interno degli steroidi, sarebbero rimaste protette dai raggi U.V. del Sole e si sarebbero conservate intatte fino a quando giunsero sul nostro pianeta.

L’affascinante Vesta: Uno degli asteroidi che i planetologi studiano con maggiore interesse è, sicuramente, Vesta. Si tratta di un corpo celeste del diametro di circa 500 km e, quindi, è più simile ad un piccolo pianeta che a un semplice asteroide. Vesta è stato osservato recentemente anche dal telescopio spaziale Hubble. Le immagini riprese dalla Camera Planetaria a bordo di Hubble ci hanno fornito la visione finora più dettagliata della superficie di un asteroide. Prima, le migliori immagini disponibili di questi corpi erano quelle degli asteroidi Gaspra e Ida raccolte dalle camere montate a bordo della sonda interplanetaria Galileo, rispettivamente nell’Ottobre del 1991 e nell’Agosto del 1993, nel corso del suo viaggio verso Giove. I dati raccolti da Hubble mostrano che Vesta possiede una struttura geologica diversa da quella della maggior parte degli asteroidi, ma molto simile a quella dei cosiddetti pianeti terrestri come la Terra e Marte, per questo motivo, Vesta viene anche definito da alcuni planetologi il sesto pianeta terrestre del Sistema Solare. Poiché Vesta, come tutti gli asteroidi, non ha atmosfera, ha subito nel corso di milioni di anni intensi bombardamenti meteoritici. Questi hanno scavato grandi crateri sulla sua superficie mettendone, così, a nudo gli strati inferiori. Attraverso lo studio delle caratteristiche spettroscopiche è possibile indagare la composizione chimica di Vesta e, quindi, ripercorrere tutte le varie tappe della sua evoluzione. I risultati di queste ricerche potrebbero fornire utili informazioni non soltanto sugli asteroidi, ma anche sulla composizione interna dei pianeti rocciosi. In particolare, le immagini ad alta risoluzione dello Hubble hanno permesso di distinguere sulla sua superficie dettagli delle dimensioni di 70 km. In questo modo, è stato possibile scoprire che la superficie di Vesta mostra un’alternanza di regioni chiare e scure, come avviene nel caso della Luna, e questo potrebbe indicare che la composizione chimica della sua superficie non è uniforme. Gli spettri di Vesta presi successivamente con i telescopi terrestri hanno rivelato che le regioni più scure sono costituite essenzialmente da materiale basaltico fluito sulla sua superficie sotto forma di lava. Questo indicherebbe, quindi, che nel passato l’interno di Vesta doveva trovarsi allo stato fuso come il nucleo della Terra. Questo risultato sembra, quindi, contraddire le idee tradizionali secondo le quali gli asteroidi sarebbero corpi sostanzialmente freddi, semplici frammenti di roccia rimasti dopo la formazione dei pianeti. Una delle possibili spiegazioni è che Vesta si sia formato da agglomerati di rocce più piccole. Tra queste rocce vi erano anche alcuni materiali radioattivi come l’alluminio 26 che sono stati, in un secondo tempo, incorporati nel nucleo. Il calore liberato in seguito al decadimento di questo isotopo radioattivo potrebbe esser stato la causa della fusione del nucleo e aver provocato, in questo modo, una ridistribuzione delle varie componenti in funzione della loro densità. Le rocce più dense sarebbero rimaste confinate nel nucleo, mentre quelle più leggere sarebbero state portate in superficie. Dopo la formazione di Vesta, circa 4 miliardi di anni fa, la roccia fusa sarebbe fluita sulla sua superficie, rimasta immutata fini all’epoca attuale, fatta eccezione per gli effetti provocati da collisioni occasionali con meteoriti. Alcuni frammenti dell’asteroide Vesta, scagliati nello spazio in seguito a queste collisioni, sarebbero caduti sulla Terra e identificati con alcune meteoriti che precipitarono nel 1960 in Australia Occidentale. L’associazione dei frammenti rinvenuti con l’asteroide è stata poi confermata confrontando le loro composizioni chimiche. Vesta sarebbe, quindi, il terzo corpo del Sistema Solare dopo la Luna e Marte del quale abbiamo a disposizione dei campioni di superficie.

asteroidiLa sonda Near: Una delle più recenti missioni della NASA è stata dedicata proprio allo studio ravvicinato degli asteroidi nelle vicinanze del nostro pianeta. Si tratta della sonda battezzata NEAR (Near Earth Asteroid Rendezvous) che è stata lanciata il 17 Febbraio del 1996. la sonda è equipaggiata con alcuni spettrografi, con una camera per prendere immagini nell’infrarosso, con un altimetro funzionante a raggi laser e uno strumento per la misura dei campi magnetici. Secondo i piani della NASA, NEAR dovrebbe essere il prototipo di una serie di sonde dello stesso genere che dovrebbero essere lanciate nei prossimi tre anni. Uno degli ultimi obiettivi della missione NEAR sarà l’incontro ravvicinato con Eros, un asteroide di tipo S, delle dimensioni di qualche decina di chilometri. L’incontro è programmato per il Febbraio del 1999.


Giove

gioveGiove: Giove è il più grande dei pianeti del Sistema Solare ed è da considerare una stella mancata. Infatti è un pianeta gassoso composto soprattutto da idrogeno ed elio (come il Sole) e la sua massa si trova non molto al di sotto della soglia minima perché la contrazione gravitazionale possa portare le regioni centrali alle temperature necessarie alla fusione dell’idrogeno, e quindi alla nascita di una stella. Il Sistema Solare ha rischiato di trasformarsi in un sistema binario che avrebbe impedito la formazione e la presenza di pianeti al suo interno. Giove è uno dei cinque pianeti noti fin dai tempi più remoti ed è uno degli astri più splendenti del cielo; tra tutti i pianeti solo Venere è più luminoso, ma non è mai presente nel cielo della notte piena, come invece Giove. Nella mitologia greca e, in seguito, in quella romana questo pianeta fu identificato con il signore del cielo e il più potente degli dei dell’Olimpo: il greco Zeus e il romano Giove da cui prende definitivamente il nome. L’aspetto di Giove, osservato almeno con un piccolo telescopio, è caratterizzato da fasce colorate parallele all’equatore alternativamente chiare (zone) e scure (bande).

Alcune scoperte storiche: Fu Galileo che per primo, nel 1610, utilizzando il proprio rudimentale cannocchiale riuscì a distinguere il disco di Giove. Egli rappresentò il pianeta nel Sidereus Nuncius (pubblicato nel 1610) come una lettera “O” un poco schiacciata. Galileo scorse anche i quattro satelliti maggiori di Giove: Io, Europa, Ganimede e Callisto, che oggi sono detti satelliti galileiani (l’astronomo li aveva chiamati invece medicei in onore dei suoi mecenati). Io e Europa furono amanti di Giove nella mitologia greco-romana. I primi dettagli del disco di Giove, tra cui le principali bande che lo attraversano, furono osservati per la prima volta da Zucchi nel 1630, mentre con Robert Hooke, nel 1664, si cominciò a parlare delle famose macchie. Gian Domenico Cassini scoprì nel 1665 la Grande Macchia Rossa: una grande macchia ovale nella zona sud-tropicale che gli permise di registrare un primo valore di 9 ore e 56 minuti per la rotazione del pianeta. Egli fu in grado anche di osservare con sufficiente dettaglio le strutture presenti nella banda equatoriale, trovando per questa una rotazione di 9 ore e 51 minuti. La differenza tra i periodi di rotazione alle varie latitudini mostrò che i dettagli osservati non potevano appartenere a una superficie solida. Cassini misurò anche lo schiacciamento polare del pianeta, che risultò equivalente a 1/15 del suo diametro. L’invenzione di telescopi con specchi di vetro rivestiti d’argento facilitò lo studio e l’osservazione delle caratteristiche del pianeta. A metà del secolo scorso un buon telescopio era infatti disponibile anche per gli astronomi dilettanti con una spesa contenuta. La natura fisica del pianeta fu una questione aperta per tutto il XIX secolo. Mentre nei primi decenni si pensava che avesse la stessa consistenza della Terra, negli ultimi anni del secolo scorso la teoria più accreditata era quella dell’esistenza di una grande atmosfera con nubi alte molto fredde, ma con una turbolenza spiegabile solo ipotizzando una sorgente di calore interna. In questi stessi anni vennero individuati nello spettro del pianeta bande si assorbimento caratteristiche che, in seguito, si scoprì che erano dovute al metano e all’ammoniaca, entrambi presenti al di sopra dello strato di nubi che copre il pianeta.

gioveRotazione differenziale
: Il periodo di rotazione di Giove è il minore di tutti i pianeti del Sistema Solare. Come tutti i pianeti gassosi, possiede una rotazione differenziale, in altre parole non ruota come un corpo solido ma ogni latitudine possiede una sua velocità. Al contrario del Sole, il cui periodo di rotazione varia lentamente con la latitudine, Giove mostra variazioni più complesse e locali, che possono ricordare il movimento di circolazione atmosferica. Il periodo di rotazione varia da 9 ore 50 minuti della fascia equatoriale fino a 9 ore 55 minuti della latitudini più elevate. L’alta velocità di rotazione ha provocato lo schiacciamento di Giove ai poli: questi ultimi possiedono un diametro di 134.700 km contro i 142.000 km all’equatore.

La forma dei pianeti gassosi: In genere le dimensioni e la densità dei pianeti gassosi si regolano in modo tale che la pressione verso l’esterno della materia compressa bilanci esattamente la forza centripeta di gravità (che è diretta verso l’interno) in ciascun punto del pianeta: il risultato è un equilibrio idrostatico. A questo di aggiunge la forza centrifuga che agisce su un corpo rotante (proporzionale al quadrato della distanza dall’asse di rotazione). Ecco allora che i pianeti risultano schiacciati ai poli con il raggio polare minore di quello equatoriale. L’entità dello schiacciamento dipende dalla distribuzione interna delle masse: più la massa è concentrata verso il centro, meno accentuato sarà lo schiacciamento stesso. Giove possiede una concentrazione di massa verso il piano equatoriale e quindi esiste una differenza del 6% fra i raggi equatoriale e polare.

Struttura interna di Giove: I modelli della struttura interna di Giove prevedono un nucleo compatto che non può essere formato da idrogeno ed elio compressi. La pressione interna del pianeta è infatti insufficiente per generare le densità necessarie. Giove dovrebbe possedere un nucleo di ghiaccio e roccia che costituisce circa il 4% della massa. Vi è poi uno strato di idrogeno metallico, uno strato cioè in cui gli elettroni non sono legati ai singoli protoni, ma sono liberi di muoversi in una miscela neutra di elettroni e protoni. L’idrogeno acquista così di conducibilità di un metallo. Questo avviene a una pressione di circa tre atmosfere terrestri. Gran parte del pianeta sarebbe in questo stato. A una distanza dal centro di circa 0,7 raggi planetari vi è una transizione tra lo strato di idrogeno metallico e quello composto da una miscela liquida di elio e idrogeno molecolare. Al di sopra troviamo l’atmosfera formata da idrogeno ed elio gassosi con presenza anche di altri composti.

Da dove proviene il calore irraggiato da Giove?: Misurazioni fatte sia dalla Terra sia dalle sonde rivelano che l’energia emessa da Giove, per la maggior parte sotto forma di radiazione infrarossa, è circa 1,5 volte quella assorbita dalla luce solare. Da ciò si deduce, quindi, il fatto che Giove possiede una sorgente interna di calore. Questa energia non può essere certo di tipo nucleare perché, come dicevamo all’inizio, Giove non possiede una massa sufficiente. Il calore deriva invece dall’energia potenziale gravitazionale dovuta al collasso della materia mentre si formava il pianeta: l’interno di Giove, infatti, è ancora molto caldo con una temperatura al centro di circa 30.000 °K. Il calore fluisce dal centro verso l’esterno secondo il primo principio della termodinamica: questo passaggio è ostacolato però dal rimescolamento dovuto ai moti convettivi della massa fluida di idrogeno metallico.

gioveAtmosfera di Giove, nubi e macchie: Come abbiamo già avuto modo di dire, quando si osserva Giove l’unica struttura visibile è l’atmosfera, con le sue tipiche nubi e macchie. Le nubi sono disposte in modo parallelo all’equatore e possono essere chiare o scure a seconda che si tratti di correnti calde ascendenti o fredde discendenti. Tra i molti gas contenuti nell’atmosfera sono stati individuati metano, ammoniaca, idrogeno, elio, carbonio, azoto e altri composti. L’atmosfera non è in equilibrio: questo è dovuto ai raggi ultravioletti che provengono dal Sole e che scindono i composti più complessi. Nubi di colore diverso nell’atmosfera sono associabili a differenti livelli dell’atmosfera. Le nubi più alte sono rosse, appena sotto traviamo quelle bianche, più in basso quelle marroni mentre quelle degli strati iniziali sono bluastre. Sulla Terra i venti esistono perché il Sole riscalda maggiormente i tropici rispetto ai poli e si creano così delle differenze di temperatura alle diverse latitudini: l’aria calda scorre sopra l’aria polare fredda; si ha un trasporto di calore verso l’alto e verso i poli. Su Giove i venti spirano alternativamente da est o da ovest in maniera più forte che sulla Terra. Il meccanismo potrebbe essere simile a quello del nostro pianeta, almeno nella parte di atmosfera che riceve luce dal Sole: i venti sono mantenuti da vortici che trasferiscono quantità di moto lontano dalle latitudini equatoriali. Le macchie potrebbero essere dei vortici più o meno persistenti che si trovano al di sopra del flusso verso est o ovest; quelle piccole galleggiano accumulando energia gravitazionale. Le grosse macchie si mantengono assorbendo le più piccole.

Campo magnetico: Giove possiede un campo magnetico di grande intensità, circa 12 volte più grande di quello del nostro pianeta, e il suo asse magnetico è inclinato di circa 11° rispetto a quello di rotazione. L’esistenza di un campo magnetico è spiegata dalla presenza nell’interno di Giove di idrogeno metallico fluido che, essendo un buon conduttore e ruotando a forte velocità, genera campi magnetici. Le caratteristiche del campo sono simili a quelle del campo magnetico terrestre: anche qui abbiamo due poli, ma invertiti; per cui l’ago di una bussola su questo gigante gassoso indicherebbe il sud e non il nord. Anche per Giove è il vento solare a creare la magnetosfera, che è formata da una zona in cui sono assenti le cariche elettriche (magnetopausa), un disco di plasma e una coda magnetica che arriva fino a Saturno.

Anelli di Giove: Come Saturno, anche Giove possiede degli anelli che circondano il pianeta all’altezza del suo equatore, non sono brillanti e luminosi come quelli che rendono famoso Saturno e a un’altezza di 55.000 km sopra l’atmosfera. Scoperti per la prima volta dalle sonde Voyager, sono stati osservati in seguito anche da terra; ci sono due anelli principali e uno sottile più interno con un caratteristico colore arancio. Il loro spessore non dovrebbe superare qualche chilometro e sono formati principalmente da polveri e piccoli frammenti; per questo motivo riflettono poco la luce del Sole e sono quindi poco visibili. Probabilmente queste polveri derivano dalle frequenti eruzioni dei vulcani di Io: la materia espulsa dal satellite colpisce un altro piccolo satellite al bordo degli anelli strappando polveri e frammenti.

Satelliti di Giove: Finora, grazie soprattutto alle analisi delle sonde, sono state scoperte 16 lune di Giove. Quelle più grandi e importanti erano però già state osservate da Galileo e sono Io, Europa, Ganimede e Callisto: questi satelliti si muovono mantenendo sempre la stessa faccia rivolta verso Giove, esattamente allo stesso modo della Luna con la Terra. Le immagini e le analisi di questi satelliti sono state effettuate dalle due Voyager.

ioIo: La vicinanza con Giove provoca sulla sua superficie enormi forze mareali che determinano un diffuso e ricorrente vulcanismo. Le fotografie ci mostrano una superficie senza crateri da impatto e con scarpate e fratture. Esistono inoltre numerose caldere derivate dallo sprofondamento di un vulcano, circondate da lunghe colate di lava. La lava è formata da basalti composti da derivati dello zolfo. Mentre Voyager 1 sorvolava il satellite era in corso un’eruzione vulcanica e la sonda poté riprendere per la prima volta un’eruzione extraterrestre.

EuropaEuropa: Le immagini delle due sonde mostrarono un corpo quasi bianco con tracce scure superficiali. Sul terreno sono presenti una serie di depressioni e di altopiani comunicanti, mentre l’assenza di rilievi elevati dipende probabilmente dallo spesso strato di ghiaccio d’acqua (circa 100 km) che ricopre tutta la superficie e che nasconde le montagne.

GanimedeGanimede: E’ un corpo molto simile alla nostra Luna con una rete superficiale di bande irregolari che si intersecano. Il terreno è formato da numerosi crateri circondati da regioni molto più lisce e giovani cosparse di scanalature.

CallistoCallisto: La superficie di Callisto è ricoperta da una crosta di ghiaccio e sul terreno sono presenti molti crateri, i rilievi presenti non raggiungono altezze significative. Ci sono inoltre anelli concentrici dovuti ad un urto avvenuto poco dopo la formazione del satellite.

Sonde verso Giove: Verso Giove sono state lanciate sei sonde: le due Pioneer 10 e 11, le due Voyger, la sonda Ulisse e la Galileo. Le sonde Pioneer vennero lanciate rispettivamente nel 1972 e 1973, Pioneer 11 incontrò successivamente Saturno nel 1979, mentre la sonda gemella è uscita dal Sistema Solare nel 1983 senza incontrare nessun altro corpo. Per la prima volta, con questo progetto Pioneer, l’uomo riusciva a studiare da vicini i pianeti gassosi così lontani. Le fotografie inviate sono storicamente importanti perché inaugurano un’era ricca di osservazioni dirette dei corpi del nostro Sistema Solare. Su entrambe le sonde è stata fissata una targa che contiene immagini e simboli riferiti all’uomo per eventuali lettori extraterrestri. Il progetto Voyager era notevolmente più ambizioso: sfruttando un allineamento dei pianeti esterni che si ripete ogni 200 anni era possibile visitare con un solo viaggio Giove, Saturno, Urano e Nettuno. Voyager 1 raggiunse la distanza minima da Giove nel Marzo 1979 inviando a terra una enorme mole di immagini e dati che hanno richiesto anni per essere analizzati; Voyager 2 passò più lontano ma sorvolò anche i satelliti galileiani rivelando panorami incredibili. Con lo sviluppo dell’elettronica i cervelli delle sonde sono diventati sempre più autonomi e potenti, in grado di prendere molte decisioni che la lontananza dalla Terra rende necessarie. La destinazione della sonda Ulisse non era Giove ma le regioni polari del Sole; per raggiungere la sua meta e raggiungere il piano dell’eclittica Ulisse ha usato la forza di gravità del gigante gassoso passando sopra al piano equatoriale di Giove. Non ha inviato immagini perché la sonda non dispone di fotocamere, ma ha potuto studiare il suo camp magnetico con particolare riferimento all’anello di plasma che orbita attorno a Giove e che è centrato su Io. Il plasma deriva dalla ionizzazione da parte del vento solare delle particelle cariche di zolfo e ossigeno eruttate dai vulcani del satellite. Il campo magnetico rilevato dalla sonda Ulisse è aumentato rispetto all’epoca del passaggio delle Voyager, probabilmente a causa del plasma prodotto da Io. La sonda Galileo, giunta su Giove nel 1995, rappresenta un ulteriore passo in avanti nell’evoluzione dei sistemi robotica automatizzati. Scopo della missione era inviare un piccolo modulo dentro l’atmosfera di Giove mentre la sonda madre continuava a orbitare intorno al pianeta. La missione è nata sotto una cattiva stella: ritardato il lancio dal 1986 al 1989, poco dopo ci si accorse che l’antenna principale non si apriva; i dati sono stati inviati attraverso una seconda antenna, molto più piccola.

Dati:

· Massa: 1,900 x 10 g30
· Massa (Terra = 1): 317,90
· Raggio equatoriale: 71.492 km
· Densità media: 1,33 g/cm3
· Volume (Terra = 1): 1319,564
· Periodo di rotazione: 9h 55 min