Il 13 marzo 1781, l'astronomo inglese William Herschel scoprì il settimo pianeta del sistema solare: Urano. E il 13 marzo 1930, l'astronomo americano Clyde Tombaugh scoprì il nono pianeta del sistema solare: Plutone. All'inizio del 21° secolo, si credeva che il sistema solare comprendesse nove pianeti. Tuttavia, nel 2006, l’Unione Astronomica Internazionale ha deciso di privare Plutone di questo status.
Sono già conosciuti 60 satelliti naturali di Saturno, la maggior parte dei quali sono stati scoperti utilizzando veicoli spaziali. La maggior parte dei satelliti sono costituiti da rocce e ghiaccio. Il satellite più grande, Titano, scoperto nel 1655 da Christiaan Huygens, è più grande del pianeta Mercurio. Il diametro di Titano è di circa 5200 km. Titano orbita attorno a Saturno ogni 16 giorni. Titano è l'unica luna ad avere un'atmosfera molto densa, 1,5 volte più grande di quella terrestre, composta principalmente dal 90% di azoto, con un moderato contenuto di metano.
L’Unione Astronomica Internazionale riconobbe ufficialmente Plutone come pianeta nel maggio 1930. In quel momento si presumeva che la sua massa fosse paragonabile alla massa della Terra, ma in seguito si scoprì che la massa di Plutone è quasi 500 volte inferiore a quella della Terra, addirittura inferiore alla massa della Luna. La massa di Plutone è 1,2 x 10,22 kg (0,22 massa terrestre). La distanza media di Plutone dal Sole è 39,44 UA. (da 5,9 a 10 a 12 gradi km), il raggio è di circa 1,65 mila km. Il periodo di rivoluzione attorno al Sole è di 248,6 anni, il periodo di rotazione attorno al proprio asse è di 6,4 giorni. Si ritiene che la composizione di Plutone includa roccia e ghiaccio; il pianeta ha un'atmosfera sottile composta da azoto, metano e monossido di carbonio. Plutone ha tre lune: Caronte, Idra e Nix.
Alla fine del XX e all'inizio del XXI secolo furono scoperti molti oggetti nel sistema solare esterno. È ormai ovvio che Plutone è solo uno dei più grandi oggetti della fascia di Kuiper conosciuti fino ad oggi. Inoltre, almeno uno degli oggetti della cintura, Eris, è un corpo più grande di Plutone ed è il 27% più pesante. A questo proposito è nata l'idea di non considerare più Plutone come un pianeta. Il 24 agosto 2006, alla XXVI Assemblea Generale dell'Unione Astronomica Internazionale (IAU), si è deciso di chiamare d'ora in poi Plutone non un “pianeta”, ma un “pianeta nano”.
Alla conferenza è stata sviluppata una nuova definizione di pianeta, secondo la quale i pianeti sono considerati corpi che ruotano attorno a una stella (e non sono essi stessi una stella), hanno una forma di equilibrio idrostatico e hanno "ripulito" l'area nell'area di la loro orbita da altri oggetti più piccoli. I pianeti nani saranno considerati oggetti che orbitano attorno a una stella, hanno una forma di equilibrio idrostatico, ma non hanno “ripulito” lo spazio vicino e non sono satelliti. I pianeti e i pianeti nani sono due diverse classi di oggetti nel Sistema Solare. Tutti gli altri oggetti in orbita attorno al Sole che non sono satelliti saranno chiamati piccoli corpi del Sistema Solare.
Pertanto, dal 2006, ci sono otto pianeti nel sistema solare: Mercurio, Venere, Terra, Marte, Giove, Saturno, Urano, Nettuno. L'Unione Astronomica Internazionale riconosce ufficialmente cinque pianeti nani: Cerere, Plutone, Haumea, Makemake ed Eris.
L'11 giugno 2008, la IAU ha annunciato l'introduzione del concetto di "plutoide". Si è deciso di chiamare i corpi celesti che ruotano attorno al Sole in un'orbita il cui raggio è maggiore del raggio dell'orbita di Nettuno, la cui massa è sufficiente perché le forze gravitazionali conferiscano loro una forma quasi sferica e che non liberano lo spazio attorno alla loro orbita (cioè tanti piccoli oggetti ruotano intorno a loro) ).
Poiché è ancora difficile determinare la forma e quindi la relazione con la classe dei pianeti nani per oggetti distanti come i plutoidi, gli scienziati hanno raccomandato di classificare temporaneamente tutti gli oggetti la cui magnitudine assoluta dell'asteroide (luminosità da una distanza di un'unità astronomica) è più luminosa di + 1 come plutoidi. Se in seguito si scopre che un oggetto classificato come plutoide non è un pianeta nano, verrà privato di questo status, anche se manterrà il nome assegnato. I pianeti nani Plutone ed Eris erano classificati come plutoidi. Nel luglio 2008 Makemake è stato incluso in questa categoria. Il 17 settembre 2008 Haumea è stata aggiunta alla lista.
Il materiale è stato preparato sulla base di informazioni provenienti da fonti aperte
Visione moderna delle dimensioni del sistema solare
Il valore moderno dell'unità astronomica, espresso in chilometri:
Distanza media dalla Terra al Sole = 149.597.870 km.
Questo valore è stato ottenuto da diverse misurazioni, tra cui una misurazione radar della distanza da Marte, ed è stata utilizzata la Terza Legge.
Come abbiamo già notato, se si conosce la distanza tra la Terra e il Sole, allora tutte le altre distanze nel Sistema Solare diventano certe. La tabella mostra i dati sulle orbite dei pianeti, incluso Plutone, che ha perso il suo status di pianeta importante nel 2006.
Dalla tabella si possono trarre diverse conclusioni. L'orbita di Venere è quasi circolare e la sua distanza dal Sole varia solo dell'1%. ha un'orbita molto allungata (per non parlare di Plutone!). Inoltre, l'orbita di Marte è notevolmente ellittica, il che ha reso più facile per Keplero determinarne la forma. La tabella mostra anche che la distanza della Terra dal Sole varia di cinque milioni di chilometri. La Terra si avvicina al Sole quando è inverno nell'emisfero settentrionale.
Per visualizzare le proporzioni del sistema solare si può utilizzare un modello in miniatura (secondo i primi tentativi di Christiaan Huygens). Posizioniamo al centro una sfera delle dimensioni di una grande mela, ad esempio del diametro di 10 cm. Questo è il Sole. E la Terra è un granello di 1 mm, che ruota attorno a una “mela” a una distanza di 1 m. Saturno ruota a una distanza di 103 m.
La distanza del Sole Plutone in questo modello dovrebbe essere di 425 m, anche se può variare. Se aggiungiamo a questo modello le stelle vicine, appariranno a una distanza di 3000 km. Per essere precisi, si tratterebbe del sistema Centauri con i suoi due membri principali: la stella A (forse simile ad un grande pompelmo) e la stella B (piccola mela), che orbitano l'una attorno all'altra a una distanza di 300 m. la piccola stella C (Proxima), grande all'incirca quanto un mirtillo, si muoverà molto lentamente a una distanza di circa 100 km dalle prime due stelle.
Abbiamo fatto molta strada: dal Sole che illumina Stonehenge nel solstizio d'estate alle stelle più vicine distanti quattro anni luce. Adesso è il momento di tornare un po’ indietro e osservare i segreti della nostra casa chiamata Terra. Insieme a Isaac Newton, possiamo porre la domanda: “Cosa fa sì che una mela cada e la Terra giri attorno al Sole?”
Pianeti del sistema solare
Secondo la posizione ufficiale dell'Unione Astronomica Internazionale (IAU), l'organizzazione che assegna i nomi agli oggetti astronomici, ci sono solo 8 pianeti.
Plutone è stato rimosso dalla categoria dei pianeti nel 2006. Perché Ci sono oggetti nella fascia di Kuiper che sono più grandi/uguali in dimensioni a Plutone. Pertanto, anche se lo consideriamo un corpo celeste a tutti gli effetti, è necessario aggiungere Eris a questa categoria, che ha quasi le stesse dimensioni di Plutone.
Secondo la definizione MAC, ci sono 8 pianeti conosciuti: Mercurio, Venere, Terra, Marte, Giove, Saturno, Urano e Nettuno.
Tutti i pianeti si dividono in due categorie a seconda delle loro caratteristiche fisiche: pianeti terrestri e giganti gassosi.
Rappresentazione schematica della posizione dei pianeti
Pianeti terrestri
Mercurio
Il pianeta più piccolo del sistema solare ha un raggio di soli 2440 km. Il periodo di rivoluzione attorno al Sole, equiparato per comodità a un anno terrestre, è di 88 giorni, mentre Mercurio riesce a ruotare attorno al proprio asse solo una volta e mezza. Pertanto, la sua giornata dura circa 59 giorni terrestri. Per molto tempo si è creduto che questo pianeta girasse sempre dallo stesso lato rispetto al Sole, poiché i periodi della sua visibilità dalla Terra si ripetevano con una frequenza approssimativamente pari a quattro giorni di Mercurio. Questo malinteso è stato dissipato con l'avvento della capacità di utilizzare la ricerca radar e condurre osservazioni continue utilizzando le stazioni spaziali. L'orbita di Mercurio è una delle più instabili; cambiano non solo la velocità del movimento e la sua distanza dal Sole, ma anche la posizione stessa. Chiunque sia interessato può osservare questo effetto.
Mercurio a colori, immagine dalla navicella spaziale MESSENGER
La sua vicinanza al Sole è il motivo per cui Mercurio è soggetto ai maggiori sbalzi di temperatura tra i pianeti del nostro sistema. La temperatura media diurna è di circa 350 gradi Celsius, mentre quella notturna è di -170 °C. Nell'atmosfera sono stati rilevati sodio, ossigeno, elio, potassio, idrogeno e argon. Esiste una teoria secondo cui in precedenza era un satellite di Venere, ma finora ciò non è stato dimostrato. Non ha propri satelliti.
Venere
Il secondo pianeta dal Sole, l'atmosfera è quasi interamente composta da anidride carbonica. Viene spesso chiamata Stella del Mattino e Stella della Sera, perché è la prima delle stelle a diventare visibile dopo il tramonto, così come prima dell'alba continua ad essere visibile anche quando tutte le altre stelle sono scomparse alla vista. La percentuale di anidride carbonica nell'atmosfera è del 96%, contiene relativamente poco azoto - quasi il 4% e vapore acqueo e ossigeno sono presenti in quantità molto piccole.
Venere nello spettro UV
Una tale atmosfera crea un effetto serra; la temperatura sulla superficie è addirittura superiore a quella di Mercurio e raggiunge i 475 °C. Considerato il più lento, un giorno venusiano dura 243 giorni terrestri, che è quasi uguale a un anno su Venere: 225 giorni terrestri. Molti la chiamano sorella della Terra per via della sua massa e del suo raggio, i cui valori sono molto vicini a quelli della Terra. Il raggio di Venere è 6052 km (0,85% di quello terrestre). Come Mercurio, non ci sono satelliti.
Il terzo pianeta dal Sole e l'unico nel nostro sistema dove è presente acqua liquida in superficie, senza la quale la vita sul pianeta non avrebbe potuto svilupparsi. Almeno la vita come la conosciamo. Il raggio della Terra è di 6371 km e, a differenza di altri corpi celesti del nostro sistema, più del 70% della sua superficie è ricoperta d'acqua. Il resto dello spazio è occupato dai continenti. Un'altra caratteristica della Terra sono le placche tettoniche nascoste sotto il mantello del pianeta. Allo stesso tempo sono in grado di muoversi, anche se a una velocità molto bassa, che nel tempo provoca cambiamenti nel paesaggio. La velocità del pianeta che si muove lungo di esso è di 29-30 km/sec.
Il nostro pianeta dallo spazio
Una rivoluzione attorno al proprio asse dura quasi 24 ore e un passaggio completo attraverso l'orbita dura 365 giorni, che è molto più lungo rispetto ai pianeti vicini più vicini. Anche il giorno e l'anno terrestre sono accettati come standard, ma ciò viene fatto solo per comodità di percepire periodi di tempo su altri pianeti. La Terra ha un satellite naturale: la Luna.
Marte
Il quarto pianeta dal Sole, noto per la sua atmosfera sottile. Dal 1960, Marte è stato esplorato attivamente da scienziati di diversi paesi, tra cui l'URSS e gli Stati Uniti. Non tutti i programmi di esplorazione hanno avuto successo, ma l’acqua trovata in alcuni siti suggerisce che la vita primitiva esista su Marte, o sia esistita in passato.
La luminosità di questo pianeta gli consente di essere visto dalla Terra senza strumenti. Inoltre, una volta ogni 15-17 anni, durante il Confronto, diventa l'oggetto più luminoso del cielo, eclissando anche Giove e Venere.
Il raggio è quasi la metà di quello della Terra ed è di 3390 km, ma l'anno è molto più lungo: 687 giorni. Ha 2 satelliti: Phobos e Deimos .
Modello visivo del sistema solare
Attenzione! L'animazione funziona solo nei browser che supportano lo standard -webkit (Google Chrome, Opera o Safari).
Sole
Il Sole è una stella, ovvero una palla di gas caldi al centro del nostro Sistema Solare. La sua influenza si estende ben oltre le orbite di Nettuno e Plutone. Senza il Sole e la sua intensa energia e calore, non ci sarebbe vita sulla Terra. Ci sono miliardi di stelle come il nostro Sole sparse nella galassia della Via Lattea.
Mercurio
Mercurio bruciato dal sole è solo leggermente più grande della Luna, il satellite della Terra. Come la Luna, Mercurio è praticamente privo di atmosfera e non può appianare le tracce dell'impatto dei meteoriti in caduta, quindi, come la Luna, è coperto di crateri. Il lato diurno di Mercurio diventa molto caldo a causa del Sole, mentre sul lato notturno la temperatura scende di centinaia di gradi sotto lo zero. C'è ghiaccio nei crateri di Mercurio, che si trovano ai poli. Mercurio completa una rivoluzione attorno al Sole ogni 88 giorni.
Venere
Venere è un mondo di calore mostruoso (anche più che su Mercurio) e di attività vulcanica. Simile per struttura e dimensioni alla Terra, Venere è ricoperto da un'atmosfera densa e tossica che crea un forte effetto serra. Questo mondo bruciato è abbastanza caldo da sciogliere il piombo. Le immagini radar attraverso la potente atmosfera hanno rivelato vulcani e montagne deformate. Venere ruota nella direzione opposta alla rotazione della maggior parte dei pianeti.
La Terra è un pianeta oceanico. La nostra casa, con la sua abbondanza di acqua e vita, la rende unica nel nostro sistema solare. Anche altri pianeti, tra cui diverse lune, hanno depositi di ghiaccio, atmosfere, stagioni e persino condizioni meteorologiche, ma solo sulla Terra tutti questi componenti si sono riuniti in un modo che ha reso possibile la vita.
Marte
Sebbene i dettagli della superficie di Marte siano difficili da vedere dalla Terra, le osservazioni attraverso un telescopio indicano che Marte ha stagioni e macchie bianche ai poli. Per decenni, le persone hanno creduto che le aree luminose e scure su Marte fossero macchie di vegetazione, che Marte potesse essere un luogo adatto alla vita e che l’acqua esistesse nelle calotte polari. Quando la navicella spaziale Mariner 4 arrivò su Marte nel 1965, molti scienziati rimasero scioccati nel vedere le fotografie del pianeta oscuro e pieno di crateri. Marte si è rivelato un pianeta morto. Missioni più recenti, tuttavia, hanno rivelato che Marte nasconde molti misteri che restano da risolvere.
Giove
Giove è il pianeta più massiccio del nostro sistema solare, con quattro lune grandi e molte lune piccole. Giove forma una sorta di sistema solare in miniatura. Per diventare una stella a tutti gli effetti, Giove doveva diventare 80 volte più massiccio.
Saturno
Saturno è il più lontano dei cinque pianeti conosciuti prima dell'invenzione del telescopio. Come Giove, Saturno è composto principalmente da idrogeno ed elio. Il suo volume è 755 volte maggiore di quello della Terra. I venti nella sua atmosfera raggiungono velocità di 500 metri al secondo. Questi venti veloci, combinati con il calore che sale dall’interno del pianeta, causano le strisce gialle e dorate che vediamo nell’atmosfera.
Urano
Il primo pianeta trovato utilizzando un telescopio, Urano fu scoperto nel 1781 dall'astronomo William Herschel. Il settimo pianeta è così lontano dal Sole che una rivoluzione attorno al Sole impiega 84 anni.
Nettuno
Il distante Nettuno ruota a quasi 4,5 miliardi di chilometri dal Sole. Gli ci vogliono 165 anni per completare una rivoluzione attorno al Sole. È invisibile a occhio nudo a causa della sua grande distanza dalla Terra. È interessante notare che la sua insolita orbita ellittica si interseca con l'orbita del pianeta nano Plutone, motivo per cui Plutone rimane nell'orbita di Nettuno per circa 20 anni su 248 durante i quali compie una rivoluzione attorno al Sole.
Plutone
Piccolo, freddo e incredibilmente distante, Plutone fu scoperto nel 1930 e fu a lungo considerato il nono pianeta. Ma dopo la scoperta di mondi simili a Plutone ancora più lontani, Plutone è stato riclassificato come pianeta nano nel 2006.
I pianeti sono giganti
Ci sono quattro giganti gassosi situati oltre l'orbita di Marte: Giove, Saturno, Urano, Nettuno. Si trovano nel sistema solare esterno. Si distinguono per la loro massa e la composizione del gas.
Pianeti del sistema solare, non in scala
Giove
Il quinto pianeta dal Sole e il pianeta più grande del nostro sistema. Il suo raggio è di 69912 km, è 19 volte più grande della Terra e solo 10 volte più piccolo del Sole. L'anno su Giove non è il più lungo del sistema solare, dura 4333 giorni terrestri (meno di 12 anni). La sua giornata ha una durata di circa 10 ore terrestri. L'esatta composizione della superficie del pianeta non è stata ancora determinata, ma è noto che krypton, argon e xeno sono presenti su Giove in quantità molto maggiori che sul Sole.
C'è un'opinione secondo cui uno dei quattro giganti gassosi è in realtà una stella fallita. Questa teoria è supportata anche dal maggior numero di satelliti, di cui Giove ne ha molti - ben 67. Per immaginare il loro comportamento nell'orbita del pianeta, è necessario un modello abbastanza accurato e chiaro del sistema solare. I più grandi sono Callisto, Ganimede, Io ed Europa. Inoltre, Ganimede è il più grande satellite dei pianeti dell'intero sistema solare, il suo raggio è di 2634 km, ovvero l'8% in più delle dimensioni di Mercurio, il pianeta più piccolo del nostro sistema. Io ha la particolarità di essere una delle sole tre lune dotate di atmosfera.
Saturno
Il secondo pianeta più grande e il sesto del sistema solare. Rispetto ad altri pianeti, è molto simile al Sole nella composizione degli elementi chimici. Il raggio della superficie è di 57.350 km, l'anno è di 10.759 giorni (quasi 30 anni terrestri). Una giornata qui dura un po' più a lungo che su Giove: 10,5 ore terrestri. In termini di numero di satelliti, non è molto indietro rispetto al suo vicino: 62 contro 67. Il più grande satellite di Saturno è Titano, proprio come Io, che si distingue per la presenza di un'atmosfera. Di dimensioni leggermente più piccole, ma non per questo meno famosi sono Encelado, Rea, Dione, Teti, Giapeto e Mimas. Sono proprio questi satelliti gli oggetti oggetto di osservazione più frequente, e quindi possiamo dire che sono i più studiati rispetto agli altri.
Per molto tempo, gli anelli di Saturno sono stati considerati un fenomeno unico e unico nel suo genere. Solo di recente è stato stabilito che tutti i giganti gassosi hanno anelli, ma in altri non sono così chiaramente visibili. La loro origine non è stata ancora stabilita, anche se esistono diverse ipotesi su come siano comparsi. Inoltre, è stato recentemente scoperto che anche Rhea, uno dei satelliti del sesto pianeta, ha una sorta di anelli.
SISTEMA SOLARE
Il sole e i corpi celesti che orbitano attorno ad esso: 9 pianeti, più di 63 satelliti, quattro sistemi di anelli di pianeti giganti, decine di migliaia di asteroidi, una miriade di meteoroidi di dimensioni variabili, dai massi ai granelli di polvere, così come milioni di comete. Nello spazio tra di loro si muovono le particelle del vento solare: elettroni e protoni. Non tutto il sistema solare è stato ancora esplorato: ad esempio, la maggior parte dei pianeti e dei loro satelliti sono stati esaminati solo brevemente dalle loro traiettorie di volo, è stato fotografato solo un emisfero di Mercurio e non sono ancora state effettuate spedizioni su Plutone. Tuttavia, molti dati importanti sono già stati raccolti con l'aiuto di telescopi e sonde spaziali.
Quasi tutta la massa del Sistema Solare (99,87%) è concentrata nel Sole. La dimensione del Sole è inoltre significativamente più grande di qualsiasi pianeta del suo sistema: anche Giove, che è 11 volte più grande della Terra, ha un raggio 10 volte più piccolo di quello solare. Il sole è una stella normale che brilla indipendentemente a causa dell'elevata temperatura superficiale. I pianeti brillano di luce solare riflessa (albedo), poiché essi stessi sono piuttosto freddi. Si trovano nel seguente ordine a partire dal Sole: Mercurio, Venere, Terra, Marte, Giove, Saturno, Urano, Nettuno e Plutone. Le distanze nel Sistema Solare sono solitamente misurate in unità della distanza media della Terra dal Sole, chiamata unità astronomica (1 UA = 149,6 milioni di km). Ad esempio, la distanza media di Plutone dal Sole è di 39 UA, ma a volte si sposta fino a 49 UA. È noto che le comete volano via a 50.000 UA. La distanza dalla Terra alla stella Centauri più vicina è 272.000 UA, o 4,3 anni luce (ovvero, la luce che viaggia ad una velocità di 299.793 km/s percorre questa distanza in 4,3 anni). Per fare un confronto, la luce viaggia dal Sole alla Terra in 8 minuti e a Plutone in 6 ore.
I pianeti ruotano attorno al Sole su orbite quasi circolari che giacciono approssimativamente sullo stesso piano, in senso antiorario se visti dal polo nord della Terra. Il piano dell'orbita terrestre (il piano dell'eclittica) si trova vicino al piano medio delle orbite dei pianeti. Pertanto, i percorsi visibili dei pianeti, del Sole e della Luna nel cielo passano vicino alla linea dell'eclittica, e loro stessi sono sempre visibili sullo sfondo delle costellazioni dello Zodiaco. Le inclinazioni orbitali sono misurate dal piano dell'eclittica. Gli angoli di inclinazione inferiori a 90° corrispondono al movimento orbitale in avanti (in senso antiorario) e gli angoli maggiori di 90° corrispondono al movimento orbitale inverso. Tutti i pianeti del sistema solare si muovono in avanti; Plutone ha la massima inclinazione orbitale (17°). Molte comete si muovono nella direzione opposta, ad esempio l'inclinazione orbitale della cometa di Halley è di 162°. Le orbite di tutti i corpi del Sistema Solare sono molto vicine alle ellissi. La dimensione e la forma di un'orbita ellittica sono caratterizzate dal semiasse maggiore dell'ellisse (la distanza media del pianeta dal Sole) e dall'eccentricità, che varia da e = 0 per le orbite circolari a e = 1 per quelle estremamente allungate. Il punto dell'orbita più vicino al Sole è chiamato perielio, mentre il punto più distante è chiamato afelio.
Guarda anche ORBITA; SEZIONI CONICHE. Dal punto di vista di un osservatore terrestre, i pianeti del sistema solare sono divisi in due gruppi. Mercurio e Venere, che sono più vicini al Sole che alla Terra, sono chiamati pianeti inferiori (interni), mentre quelli più distanti (da Marte a Plutone) sono chiamati pianeti superiori (esterni). I pianeti inferiori hanno un angolo di distanza massimo dal Sole: 28° per Mercurio e 47° per Venere. Quando un pianeta di questo tipo è più lontano a ovest (est) dal Sole, si dice che sia alla sua massima elongazione occidentale (orientale). Quando un pianeta inferiore è visibile direttamente davanti al Sole, si dice che sia in congiunzione inferiore; quando direttamente dietro il Sole - in congiunzione superiore. Come la Luna, questi pianeti attraversano tutte le fasi dell'illuminazione solare durante il periodo sinodico Ps, il tempo durante il quale il pianeta ritorna nella sua posizione originale rispetto al Sole dal punto di vista di un osservatore terrestre. Il vero periodo orbitale di un pianeta (P) è chiamato siderale. Per i pianeti inferiori, questi periodi sono legati dalla relazione:
1/Ps = 1/P - 1/Po dove Po è il periodo orbitale della Terra. Per i pianeti superiori un rapporto simile ha una forma diversa: 1/Ps = 1/Po - 1/P I pianeti superiori sono caratterizzati da un intervallo limitato di fasi. L'angolo di fase massimo (Sole-pianeta-Terra) è 47° per Marte, 12° per Giove e 6° per Saturno. Quando il pianeta superiore è visibile dietro il Sole, è in congiunzione, mentre quando è nella direzione opposta al Sole, è in opposizione. Un pianeta osservato a una distanza angolare di 90° dal Sole è in quadratura (orientale o occidentale). La fascia degli asteroidi, che passa tra le orbite di Marte e Giove, divide il sistema planetario solare in due gruppi. Al suo interno si trovano i pianeti terrestri (Mercurio, Venere, Terra e Marte), simili in quanto sono corpi piccoli, rocciosi e piuttosto densi: le loro densità medie vanno da 3,9 a 5,5 g/cm3. Ruotano relativamente lentamente attorno al proprio asse, sono privi di anelli e hanno pochi satelliti naturali: la Luna terrestre e i marziani Phobos e Deimos. Al di fuori della fascia degli asteroidi ci sono i pianeti giganti: Giove, Saturno, Urano e Nettuno. Sono caratterizzati da ampi raggi, bassa densità (0,7-1,8 g/cm3) e atmosfere profonde ricche di idrogeno ed elio. Giove, Saturno e forse altri giganti non hanno una superficie solida. Ruotano tutti rapidamente, hanno molti satelliti e sono circondati da anelli. Il distante piccolo Plutone e i grandi satelliti dei pianeti giganti sono per molti versi simili ai pianeti terrestri. Gli antichi conoscevano i pianeti visibili ad occhio nudo, ad es. tutto interno ed esterno fino a Saturno. W. Herschel scoprì Urano nel 1781. Il primo asteroide fu scoperto da G. Piazzi nel 1801. Analizzando le deviazioni nel movimento di Urano, W. Le Verrier e J. Adams scoprirono teoricamente Nettuno; nella posizione calcolata fu scoperto da I. Galle nel 1846. Il pianeta più distante - Plutone - fu scoperto nel 1930 da K. Tombaugh a seguito di una lunga ricerca di un pianeta transnettuniano, organizzata da P. Lovell. I quattro grandi satelliti di Giove furono scoperti da Galileo nel 1610. Da allora, con l'aiuto di telescopi e sonde spaziali, sono stati trovati numerosi satelliti vicino a tutti i pianeti esterni. H. Huygens stabilì nel 1656 che Saturno è circondato da un anello. Gli anelli scuri di Urano furono scoperti dalla Terra nel 1977 mentre osservavamo l'occultazione della stella. Gli anelli di roccia trasparenti di Giove furono scoperti nel 1979 dalla sonda interplanetaria Voyager 1. Dal 1983, nei momenti di occultazione delle stelle, si notano segni di anelli disomogenei attorno a Nettuno; nel 1989, un'immagine di questi anelli fu trasmessa dalla Voyager 2.
Guarda anche
ASTRONOMIA E ASTROFISICA;
ZODIACO;
SONDA SPAZIALE ;
SFERA CELESTE.
SOLE
Al centro del Sistema Solare c'è il Sole, una tipica stella singola con un raggio di circa 700.000 km e una massa di 2 * 10 30 kg. La temperatura della superficie visibile del Sole, la fotosfera, è di ca. 5800 K. La densità del gas nella fotosfera è migliaia di volte inferiore alla densità dell'aria sulla superficie della Terra. All'interno del Sole, temperatura, densità e pressione aumentano con la profondità, raggiungendo al centro rispettivamente 16 milioni di K, 160 g/cm3 e 3,5 * 10 11 bar (la pressione dell'aria nella stanza è di circa 1 bar). Sotto l'influenza dell'alta temperatura nel nucleo del Sole, l'idrogeno si trasforma in elio, rilasciando una grande quantità di calore; questo impedisce al Sole di collassare sotto la sua stessa gravità. L'energia rilasciata nel nucleo lascia il Sole principalmente sotto forma di radiazione della fotosfera con una potenza di 3,86 * 10 26 W. Il Sole emette con tale intensità da 4,6 miliardi di anni, avendo convertito durante questo periodo il 4% del suo idrogeno in elio; mentre lo 0,03% della massa del Sole è stata convertita in energia. I modelli di evoluzione stellare indicano che il Sole è ormai nel pieno della sua vita (vedi anche fusione NUCLEARE). Per determinare l'abbondanza di vari elementi chimici nel Sole, gli astronomi studiano le linee di assorbimento ed emissione nello spettro della luce solare. Le linee di assorbimento sono spazi scuri nello spettro, che indicano l'assenza di fotoni di una determinata frequenza assorbiti da un determinato elemento chimico. Le righe di emissione, o righe di emissione, sono le parti più luminose dello spettro che indicano un eccesso di fotoni emessi da un elemento chimico. La frequenza (lunghezza d'onda) di una linea spettrale indica quale atomo o molecola è responsabile della sua comparsa; il contrasto della linea indica la quantità di sostanza che emette o assorbe luce; La larghezza della linea ci consente di giudicarne la temperatura e la pressione. Lo studio della sottile fotosfera del Sole (500 km) consente di valutare la composizione chimica del suo interno, poiché le regioni esterne del Sole sono ben mescolate per convezione, gli spettri del Sole sono di alta qualità e i processi fisici responsabili sono del tutto comprensibili. Va però notato che finora è stata identificata solo la metà delle righe dello spettro solare. La composizione del Sole è dominata dall'idrogeno. Al secondo posto c'è l'elio, il cui nome (“helios” in greco significa “Sole”) ricorda che è stato scoperto spettroscopicamente sul Sole prima (1899) che sulla Terra. Poiché l'elio è un gas inerte, è estremamente riluttante a reagire con altri atomi e si manifesta con riluttanza anche nello spettro ottico del Sole - con una sola linea, sebbene molti elementi meno abbondanti siano rappresentati nello spettro del Sole da numerose linee . Ecco la composizione della sostanza “solare”: per 1 milione di atomi di idrogeno ci sono 98.000 atomi di elio, 851 di ossigeno, 398 di carbonio, 123 di neon, 100 di azoto, 47 di ferro, 38 di magnesio, 35 di silicio, 16 di zolfo, 4 di argon, 3 alluminio, 2 atomi di nichel, sodio e calcio, oltre a un po' di tutti gli altri elementi. Pertanto, in massa, il Sole è composto per circa il 71% da idrogeno e per il 28% da elio; i restanti elementi rappresentano poco più dell'1%. Dal punto di vista della scienza planetaria, è interessante notare che alcuni oggetti nel sistema solare hanno quasi la stessa composizione del Sole (vedere la sezione sui meteoriti di seguito). Proprio come gli eventi meteorologici modificano l’aspetto delle atmosfere planetarie, anche l’aspetto della superficie solare cambia nel tempo, da ore a decenni. Tuttavia, esiste un'importante differenza tra l'atmosfera dei pianeti e quella del Sole, ovvero che il movimento dei gas nel Sole è controllato dal suo potente campo magnetico. Le macchie solari sono quelle aree della superficie della stella dove il campo magnetico verticale è così forte (200-3000 Gauss) da impedire il movimento orizzontale del gas e quindi sopprimere la convezione. Di conseguenza, la temperatura in questa regione scende di circa 1000 K e appare una parte centrale scura della macchia - l'“ombra”, circondata da una regione di transizione più calda – la “penombra”. La dimensione di una tipica macchia solare è leggermente più grande del diametro della Terra; Questo posto esiste da diverse settimane. Il numero di macchie solari aumenta o diminuisce con una durata del ciclo da 7 a 17 anni, con una media di 11,1 anni. In genere, più macchie compaiono in un ciclo, più breve è il ciclo stesso. La direzione della polarità magnetica delle macchie solari cambia in senso opposto da ciclo a ciclo, quindi il ciclo reale dell'attività delle macchie solari del Sole è di 22,2 anni. All'inizio di ogni ciclo compaiono le prime macchie alle alte latitudini, ca. 40°, e gradualmente la loro zona di nascita si sposta verso l'equatore fino ad una latitudine di ca. 5°. Guarda anche STELLE ; SOLE . Le fluttuazioni dell'attività del Sole non hanno quasi alcun effetto sulla potenza totale della sua radiazione (se cambiasse solo dell'1%, ciò porterebbe a gravi cambiamenti nel clima sulla Terra). Sono stati fatti molti tentativi per trovare una connessione tra i cicli delle macchie solari e il clima della Terra. L’evento più notevole in questo senso è il “minimo di Maunder”: dal 1645 sul Sole non ci furono quasi macchie solari per 70 anni, e allo stesso tempo la Terra visse la Piccola Era Glaciale. Non è ancora chiaro se questo fatto sorprendente sia stato una mera coincidenza o se indichi una relazione causale.
Guarda anche
CLIMA ;
METEOROLOGIA E CLIMATOLOGIA. Nel Sistema Solare ci sono 5 enormi sfere rotanti di idrogeno-elio: il Sole, Giove, Saturno, Urano e Nettuno. Nelle profondità di questi giganteschi corpi celesti, inaccessibili allo studio diretto, è concentrata quasi tutta la materia del Sistema Solare. Anche l'interno della Terra ci è inaccessibile, ma misurando il tempo di propagazione delle onde sismiche (vibrazioni sonore a onde lunghe) eccitate nel corpo del pianeta dai terremoti, i sismologi hanno compilato una mappa dettagliata dell'interno della Terra: hanno scoperto le dimensioni e densità del nucleo della Terra e del suo mantello, e ha anche ottenuto immagini tridimensionali utilizzando immagini di tomografia sismica di placche in movimento della sua crosta. Metodi simili possono essere applicati al Sole, poiché sulla sua superficie sono presenti onde con un periodo di ca. 5 minuti, causata dalle numerose vibrazioni sismiche che si propagano nelle sue profondità. L'eliosismologia studia questi processi. A differenza dei terremoti, che producono brevi raffiche di onde, la convezione energetica all'interno del Sole crea un rumore sismico costante. Gli eliosismologi hanno scoperto che sotto la zona convettiva, che occupa il 14% esterno del raggio del Sole, la materia ruota in modo sincrono con un periodo di 27 giorni (non si sa ancora nulla della rotazione del nucleo solare). Più in alto, nella stessa zona convettiva, la rotazione avviene in modo sincrono solo lungo coni di uguale latitudine e più ci si allontana dall'equatore, più lentamente: le regioni equatoriali ruotano con un periodo di 25 giorni (in anticipo rispetto alla rotazione media del Sole), e quelle polari regioni con un periodo di 36 giorni (ritardo rispetto alla rotazione media). I recenti tentativi di applicare metodi sismologici ai pianeti giganti gassosi sono falliti perché gli strumenti non sono ancora in grado di rilevare le vibrazioni risultanti. Sopra la fotosfera del Sole c'è un sottile e caldo strato di atmosfera che può essere visto solo durante i rari momenti delle eclissi solari. Si tratta di una cromosfera spessa diverse migliaia di chilometri, così chiamata per il suo colore rosso dovuto alla riga di emissione dell'idrogeno Ha. La temperatura quasi raddoppia dalla fotosfera agli strati superiori della cromosfera, da cui, per ragioni non del tutto chiare, l'energia in uscita dal Sole viene rilasciata sotto forma di calore. Al di sopra della cromosfera, il gas viene riscaldato a 1 milione di K. Questa regione, chiamata corona, si estende per circa 1 raggio solare. La densità del gas nella corona è molto bassa, ma la temperatura è così elevata che la corona costituisce una potente sorgente di raggi X. A volte nell'atmosfera del Sole compaiono formazioni gigantesche: protuberanze eruttive. Sembrano archi che si innalzano dalla fotosfera fino a un'altezza pari alla metà del raggio solare. Le osservazioni indicano chiaramente che la forma delle protuberanze è determinata dalle linee del campo magnetico. Un altro fenomeno interessante ed estremamente attivo sono le eruzioni solari, potenti esplosioni di energia e particelle che durano fino a due ore. Il flusso di fotoni generato da un tale brillamento solare raggiunge la Terra alla velocità della luce in 8 minuti e il flusso di elettroni e protoni in diversi giorni. I brillamenti solari si verificano in luoghi in cui si verifica un brusco cambiamento nella direzione del campo magnetico, causato dal movimento della materia nelle macchie solari. Il massimo dell’attività dei brillamenti solari si verifica solitamente un anno prima del massimo del ciclo delle macchie solari. Tale prevedibilità è molto importante, perché una raffica di particelle cariche generate da una potente eruzione solare può danneggiare anche le comunicazioni terrestri e le reti energetiche, per non parlare degli astronauti e della tecnologia spaziale.
PROMINENZE SOLARI osservate nella riga di emissione dell'elio (lunghezza d'onda 304) dalla stazione spaziale Skylab.
C'è un flusso costante di particelle cariche dalla corona plasmatica del Sole, chiamato vento solare. La sua esistenza era sospettata anche prima dell'inizio dei voli spaziali, poiché era evidente come qualcosa stesse "soffiando via" le code delle comete. Il vento solare ha tre componenti: un flusso ad alta velocità (più di 600 km/s), un flusso a bassa velocità e flussi non stazionari derivanti dai brillamenti solari. Le immagini a raggi X del Sole hanno mostrato che nella corona si formano regolarmente enormi "buchi" - aree di bassa densità. Questi buchi coronali sono la principale fonte di vento solare ad alta velocità. Nella regione dell'orbita terrestre, la velocità tipica del vento solare è di circa 500 km/s e la densità è di circa 10 particelle (elettroni e protoni) per 1 cm3. Il flusso del vento solare interagisce con le magnetosfere dei pianeti e le code delle comete, influenzandone in modo significativo la forma e i processi che si verificano in esse.
Guarda anche
GEOMAGNETISMO;
;
COMETA. Sotto la pressione del vento solare, nel mezzo interstellare attorno al Sole si è formata una gigantesca caverna, l'eliosfera. Al suo confine - l'eliopausa - dovrebbe esserci un'onda d'urto in cui il vento solare e il gas interstellare si scontrano e diventano più densi, esercitando la stessa pressione l'uno sull'altro. Quattro sonde spaziali si stanno avvicinando all'eliopausa: Pioneer 10 e 11, Voyager 1 e 2. Nessuno di loro l'ha incontrata a una distanza di 75 UA. dal sole. È una drammatica corsa contro il tempo: il Pioneer 10 ha smesso di funzionare nel 1998, e gli altri stanno cercando di raggiungere l'eliopausa prima che le loro batterie si scarichino. A giudicare dai calcoli, la Voyager 1 sta volando esattamente nella direzione da cui soffia il vento interstellare, e quindi sarà la prima a raggiungere l'eliopausa.
PIANETI: DESCRIZIONE
Mercurio.È difficile osservare Mercurio con un telescopio dalla Terra: non si allontana dal Sole con un angolo superiore a 28°. È stato studiato utilizzando il radar dalla Terra e la sonda interplanetaria Mariner 10 ha fotografato metà della sua superficie. Mercurio ruota attorno al Sole ogni 88 giorni terrestri in un'orbita piuttosto allungata con una distanza dal Sole al perielio di 0,31 UA. e all'afelio 0,47 au. Ruota attorno al proprio asse con un periodo di 58,6 giorni, esattamente pari a 2/3 del periodo orbitale, quindi ogni punto della sua superficie gira verso il Sole solo una volta ogni 2 anni di Mercurio, cioè le giornate di sole lì durano 2 anni! Dei pianeti maggiori, solo Plutone è più piccolo di Mercurio. Ma in termini di densità media, Mercurio è al secondo posto dopo la Terra. Probabilmente ha un grande nucleo metallico, che rappresenta il 75% del raggio del pianeta (per la Terra occupa il 50% del raggio). La superficie di Mercurio è simile a quella della Luna: scura, completamente secca e ricoperta di crateri. La riflettanza media della luce (albedo) della superficie di Mercurio è circa il 10%, più o meno uguale a quella della Luna. Probabilmente, la sua superficie è anche ricoperta di regolite, materiale frantumato sinterizzato. La più grande formazione da impatto su Mercurio è il bacino del Caloris, di 2000 km di estensione, che ricorda i maria lunari. Tuttavia, a differenza della Luna, Mercurio ha strutture peculiari: sporgenze che si estendono per centinaia di chilometri, alte diversi chilometri. Forse si sono formati a seguito della compressione del pianeta quando il suo grande nucleo metallico si è raffreddato o sotto l'influenza di potenti maree solari. La temperatura superficiale del pianeta durante il giorno è di circa 700 K e di notte circa 100 K. Secondo i dati radar, il ghiaccio può trovarsi sul fondo dei crateri polari in condizioni di oscurità e freddo eterni. Mercurio non ha praticamente atmosfera: solo un guscio di elio estremamente rarefatto con la densità dell'atmosfera terrestre ad un'altitudine di 200 km. L'elio si forma probabilmente durante il decadimento degli elementi radioattivi nelle viscere del pianeta. Mercurio ha un campo magnetico debole e non ha satelliti.
Venere. Questo è il secondo pianeta dal Sole e il più vicino alla Terra: la “stella” più luminosa nel nostro cielo; a volte è visibile anche di giorno. Venere è simile alla Terra sotto molti aspetti: le sue dimensioni e densità sono solo il 5% inferiori a quelle della Terra; probabilmente l'interno di Venere è simile a quello della terra. La superficie di Venere è sempre ricoperta da uno spesso strato di nuvole bianco-giallastre, ma con l'aiuto del radar è stata studiata in dettaglio. Venere ruota attorno al proprio asse in senso opposto (in senso orario se visto dal polo nord) con un periodo di 243 giorni terrestri. Il suo periodo orbitale è di 225 giorni; pertanto, un giorno venusiano (dall'alba all'alba successiva) dura 116 giorni terrestri.
Guarda anche ASTRONOMIA RADAR.
VENERE. L'immagine ultravioletta scattata dalla stazione interplanetaria Pioneer Venus mostra l'atmosfera del pianeta densamente riempita di nuvole, più leggere nelle regioni polari (nella parte superiore e inferiore dell'immagine).
L'atmosfera di Venere è costituita principalmente da anidride carbonica (CO2), con piccole quantità di azoto (N2) e vapore acqueo (H2O). L'acido cloridrico (HCl) e l'acido fluoridrico (HF) sono stati riscontrati come impurità minori. La pressione in superficie è di 90 bar (come nei mari terrestri a 900 m di profondità); la temperatura è di circa 750 K su tutta la superficie sia di giorno che di notte. La ragione di una temperatura così elevata vicino alla superficie di Venere è che non viene chiamato del tutto accuratamente "effetto serra": i raggi del sole attraversano le nuvole della sua atmosfera con relativa facilità e riscaldano la superficie del pianeta, ma l'infrarosso termico la radiazione proveniente dalla superficie stessa esce attraverso l'atmosfera nello spazio con grande difficoltà. Le nubi di Venere sono costituite da microscopiche goccioline di acido solforico concentrato (H2SO4). Lo strato superiore delle nubi si trova a 90 km dalla superficie, la temperatura è di ca. 200 K; strato inferiore - a 30 km, temperatura ca. 430 K. Anche più in basso fa così caldo che non ci sono nuvole. Naturalmente non c'è acqua liquida sulla superficie di Venere. L'atmosfera di Venere a livello dello strato nuvoloso superiore ruota nella stessa direzione della superficie del pianeta, ma molto più velocemente, completando una rivoluzione in 4 giorni; questo fenomeno è chiamato superrotazione e non è stata ancora trovata alcuna spiegazione. Stazioni automatiche scesero sui lati diurno e notturno di Venere. Durante il giorno, la superficie del pianeta è illuminata dalla luce solare diffusa con approssimativamente la stessa intensità di una giornata nuvolosa sulla Terra. Di notte su Venere sono stati visti molti fulmini. La stazione Venus ha trasmesso immagini di piccole aree nei siti di atterraggio dove era visibile il terreno roccioso. In generale, la topografia di Venere è stata studiata a partire dalle immagini radar trasmesse dagli orbitanti Pioneer-Venera (1979), Venera-15 e -16 (1983) e Magellan (1990). Le caratteristiche più belle della parte migliore misurano circa 100 m. A differenza della Terra, Venere non ha placche continentali chiaramente definite, ma si notano diversi picchi globali, come la terra di Ishtar grande quanto l'Australia. Ci sono molti crateri meteoritici e cupole vulcaniche sulla superficie di Venere. Apparentemente, la crosta di Venere è sottile, quindi la lava fusa si avvicina alla superficie e si riversa facilmente su di essa dopo la caduta dei meteoriti. Poiché sulla superficie di Venere non vi sono piogge o forti venti, l'erosione superficiale avviene molto lentamente e le strutture geologiche rimangono visibili dallo spazio per centinaia di milioni di anni. Poco si sa della struttura interna di Venere. Probabilmente ha un nucleo metallico che occupa il 50% del raggio. Ma il pianeta non ha un campo magnetico a causa della sua rotazione molto lenta. Anche Venere non ha satelliti.
Terra. Il nostro pianeta è l'unico in cui la maggior parte della superficie (75%) è ricoperta da acqua liquida. La Terra è un pianeta attivo e forse l’unico il cui rinnovamento superficiale è dovuto ai processi della tettonica a placche, che si manifesta sotto forma di dorsali oceaniche, archi insulari e catene montuose piegate. La distribuzione delle altezze della superficie solida terrestre è bimodale: il livello medio del fondale oceanico è 3900 m sotto il livello del mare, e i continenti si elevano in media 860 m sopra di esso (vedi anche TERRA). I dati sismici indicano la seguente struttura dell'interno della terra: crosta (30 km), mantello (fino a una profondità di 2900 km), nucleo metallico. Parte del nucleo è fusa; lì viene generato il campo magnetico terrestre, che intrappola le particelle cariche del vento solare (protoni ed elettroni) e forma due regioni toroidali attorno alla Terra piene di esse: cinture di radiazione (fasce di Van Allen), localizzate ad altitudini di 4000 e 17.000 km dalla superficie terrestre.
Guarda anche GEOLOGIA; GEOMAGNETISMO.
L'atmosfera terrestre è composta per il 78% da azoto e per il 21% da ossigeno; è il risultato di una lunga evoluzione sotto l'influenza di processi geologici, chimici e biologici. È possibile che l'atmosfera primordiale della Terra fosse ricca di idrogeno, che poi sfuggì. Il degasaggio del sottosuolo ha riempito l'atmosfera di anidride carbonica e vapore acqueo. Ma il vapore si condensò negli oceani e l’anidride carbonica rimase intrappolata nelle rocce carbonatiche. (Curiosamente, se tutta la CO2 riempisse l'atmosfera sotto forma di gas, la pressione sarebbe di 90 bar, come su Venere. E se tutta l'acqua evaporasse, la pressione sarebbe di 257 bar!). Pertanto, l'azoto è rimasto nell'atmosfera e l'ossigeno è apparso gradualmente come risultato dell'attività vitale della biosfera. Già 600 milioni di anni fa il contenuto di ossigeno nell'aria era 100 volte inferiore a quello attuale (vedi anche ATMOSFERA; OCEANO). Ci sono indicazioni che il clima della Terra cambia su scala breve (10.000 anni) e lunga (100 milioni di anni). La ragione di ciò potrebbe essere un cambiamento nel movimento orbitale della Terra, nell'inclinazione dell'asse di rotazione e nella frequenza delle eruzioni vulcaniche. Non si possono escludere fluttuazioni dell’intensità della radiazione solare. Nella nostra epoca, il clima è influenzato anche dalle attività umane: emissioni di gas e polveri nell'atmosfera.
Guarda anche
PRECIPITAZIONI Acide;
INQUINAMENTO DELL'ARIA ;
INQUINAMENTO DELL'ACQUA ;
DEGRADAZIONE AMBIENTALE.
La Terra ha un satellite: la Luna, la cui origine non è stata ancora risolta.
TERRA E LUNA dalla sonda spaziale Lunar Orbiter.
Luna. Uno dei più grandi satelliti, la Luna è al secondo posto dopo Caronte (un satellite di Plutone) in termini di rapporto di massa tra il satellite e il pianeta. Il suo raggio è 3,7 e la sua massa è 81 volte inferiore a quella della Terra. La densità media della Luna è di 3,34 g/cm3, il che indica che non ha un nucleo metallico significativo. La forza di gravità sulla superficie lunare è 6 volte inferiore a quella terrestre. La Luna orbita attorno alla Terra con un'eccentricità di 0,055. L'inclinazione del piano della sua orbita rispetto al piano dell'equatore terrestre varia da 18,3° a 28,6° e, rispetto all'eclittica, da 4°59º a 5°19º. La rotazione giornaliera e la rivoluzione orbitale della Luna sono sincronizzate, quindi vediamo sempre solo uno dei suoi emisferi. È vero, il leggero dondolio (librazioni) della Luna ti consente di vedere circa il 60% della sua superficie entro un mese. Il motivo principale delle librazioni è che la rotazione giornaliera della Luna avviene a velocità costante e la rivoluzione orbitale è variabile (a causa dell'eccentricità dell'orbita). Le aree della superficie lunare sono state a lungo convenzionalmente divise in “marine” e “continentali”. La superficie dei mari appare più scura, si trova più in basso ed è molto meno spesso ricoperta di crateri meteoritici rispetto alla superficie continentale. I mari sono pieni di lave basaltiche e i continenti sono composti da rocce anortositiche ricche di feldspati. A giudicare dal gran numero di crateri, le superfici continentali sono molto più antiche delle superfici marine. L'intenso bombardamento di meteoriti ha frantumato finemente lo strato superiore della crosta lunare e ha trasformato i pochi metri più esterni in una polvere chiamata regolite. Astronauti e sonde robotiche hanno riportato campioni di roccia e regolite dalla Luna. L'analisi ha mostrato che l'età della superficie del mare è di circa 4 miliardi di anni. Di conseguenza, il periodo di intenso bombardamento meteoritico avviene nei primi 0,5 miliardi di anni dopo la formazione della Luna, avvenuta 4,6 miliardi di anni fa. Allora la frequenza delle cadute di meteoriti e della formazione dei crateri è rimasta praticamente invariata ed è ancora un cratere con un diametro di 1 km ogni 105 anni.
Guarda anche ESPLORAZIONE E UTILIZZO DELLO SPAZIO.
Le rocce lunari sono povere di elementi volatili (H2O, Na, K, ecc.) e di ferro, ma ricche di elementi refrattari (Ti, Ca, ecc.). Solo sul fondo dei crateri polari lunari possono esserci depositi di ghiaccio, come su Mercurio. La Luna non ha praticamente atmosfera e non ci sono prove che il suolo lunare sia mai stato esposto all’acqua liquida. Non contiene nemmeno sostanze organiche, solo tracce di condriti carboniose fornite con i meteoriti. La mancanza di acqua e aria, nonché le forti fluttuazioni della temperatura superficiale (390 K di giorno e 120 K di notte) rendono la Luna inabitabile. I sismometri consegnati sulla Luna hanno permesso di imparare qualcosa sull'interno lunare. Lì si verificano spesso deboli “moonquati”, probabilmente legati all’influenza delle maree sulla Terra. La Luna è abbastanza omogenea, ha un nucleo piccolo e denso e una crosta spessa circa 65 km composta da materiali più leggeri, con i 10 km superiori della crosta che furono schiacciati dai meteoriti 4 miliardi di anni fa. Grandi bacini d'impatto sono distribuiti uniformemente sulla superficie lunare, ma lo spessore della crosta sul lato visibile della Luna è inferiore, quindi su di essa si concentra il 70% della superficie del mare. La storia della superficie lunare è generalmente nota: dopo la fine della fase intensiva di bombardamento meteoritico 4 miliardi di anni fa, per circa 1 miliardo di anni il sottosuolo era piuttosto caldo e la lava basaltica scorreva nei mari. Quindi solo una rara caduta di meteoriti ha cambiato il volto del nostro satellite. Ma l’origine della Luna è ancora dibattuta. Potrebbe formarsi da solo e poi essere catturato dalla Terra; potrebbe essersi formato insieme alla Terra come suo satellite; infine potrebbe essersi separato dalla Terra durante il periodo di formazione. La seconda possibilità era recentemente popolare, ma negli ultimi anni è stata presa seriamente in considerazione l'ipotesi della formazione della Luna dalla materia espulsa dalla proto-Terra durante una collisione con un grande corpo celeste. Nonostante l'incertezza sull'origine del sistema Terra-Luna, la loro ulteriore evoluzione può essere tracciata in modo abbastanza affidabile. L'interazione delle maree influisce in modo significativo sul movimento dei corpi celesti: la rotazione giornaliera della Luna si è praticamente fermata (il suo periodo è uguale a quello orbitale), e la rotazione della Terra sta rallentando, trasferendo il suo momento angolare al movimento orbitale dei corpi celesti. Luna, che di conseguenza si allontana dalla Terra di circa 3 cm all'anno. Ciò si fermerà quando la rotazione della Terra si allineerà con quella della Luna. Quindi la Terra e la Luna gireranno costantemente da una parte l'una verso l'altra (come Plutone e Caronte), e il loro giorno e mese diventeranno pari a 47 giorni attuali; allo stesso tempo, la Luna si allontanerà da noi 1,4 volte. È vero, questa situazione non persisterà per sempre, perché le maree solari non smetteranno di influenzare la rotazione terrestre. Guarda anche
LUNA ;
ORIGINE E STORIA DELLA LUNA;
Flussi e riflussi.
Marte. Marte è simile alla Terra, ma è grande quasi la metà e ha una densità media leggermente inferiore. Il periodo di rotazione giornaliera (24 ore 37 minuti) e l'inclinazione dell'asse (24°) non sono quasi diversi da quelli della Terra. A un osservatore sulla Terra, Marte appare come una stella rossastra, la cui luminosità cambia notevolmente; è massimo nei periodi di confronto che si ripresentano dopo poco più di due anni (ad esempio, nell'aprile 1999 e nel giugno 2001). Marte è particolarmente vicino e luminoso durante i periodi di grandi opposizioni, che si verificano se passa vicino al perielio nel momento dell'opposizione; questo accade ogni 15-17 anni (il più vicino è nell'agosto 2003). Un telescopio su Marte rivela aree arancioni brillanti e aree più scure che cambiano tono a seconda della stagione. Ai poli ci sono calotte di neve di un bianco brillante. Il colore rossastro del pianeta è associato a una grande quantità di ossidi di ferro (ruggine) nel suo suolo. La composizione delle zone scure ricorda probabilmente i basalti terrestri, mentre le zone chiare sono composte da materiale fine.
SUPERFICIE DI MARTE vicino al blocco di atterraggio del Viking 1. I grandi frammenti di pietra hanno una dimensione di circa 30 cm.
La maggior parte della nostra conoscenza su Marte è ottenuta tramite stazioni automatiche. I più efficaci furono due orbiter e due veicoli da sbarco della spedizione Viking, che sbarcò su Marte il 20 luglio e il 3 settembre 1976 nelle regioni di Chrys (22° N, 48° W) e Utopia (48° N). , 226° O), con il Viking 1 operativo fino al novembre 1982. Entrambi atterrarono in classiche zone luminose e finirono in un deserto di sabbia rossastra cosparso di pietre scure. Il 4 luglio 1997, la sonda Mars Pathfinder (USA) è entrata nella Valle di Ares (19° N, 34° W), il primo veicolo semovente automatico che ha scoperto rocce miste e, forse, ciottoli macinati dall'acqua e mescolati con sabbia e argilla, indicando forti cambiamenti nel clima marziano e la presenza di grandi quantità di acqua in passato. La sottile atmosfera di Marte è composta per il 95% da anidride carbonica e per il 3% da azoto. Vapore acqueo, ossigeno e argon sono presenti in piccole quantità. La pressione media sulla superficie è di 6 mbar (ovvero lo 0,6% di quella terrestre). A una pressione così bassa non può esserci acqua liquida. La temperatura media giornaliera è di 240 K, mentre la massima estiva all'equatore raggiunge i 290 K. Le fluttuazioni giornaliere della temperatura sono di circa 100 K. Pertanto, il clima di Marte è il clima di un deserto di alta montagna freddo e disidratato. Alle alte latitudini di Marte in inverno, le temperature scendono sotto i 150 K e l'anidride carbonica atmosferica (CO2) congela e cade in superficie sotto forma di neve bianca, formando la calotta polare. La condensazione e sublimazione periodica delle calotte polari provoca fluttuazioni stagionali della pressione atmosferica del 30%. Con la fine dell'inverno il confine della calotta polare scende a 45°-50° di latitudine, e in estate ne rimane una piccola area (300 km di diametro al polo sud e 1000 km a nord), probabilmente costituita da ghiaccio d'acqua, il cui spessore può raggiungere 1-2 km. A volte su Marte soffiano forti venti, sollevando nell'aria nuvole di sabbia fine. Tempeste di polvere particolarmente potenti si verificano alla fine della primavera nell'emisfero meridionale, quando Marte attraversa il perielio della sua orbita e il calore solare è particolarmente elevato. Per settimane e persino mesi l'atmosfera diventa opaca di polvere gialla. Gli orbitanti vichinghi hanno trasmesso immagini di potenti dune di sabbia sul fondo di grandi crateri. I depositi di polvere cambiano così tanto l'aspetto della superficie marziana da una stagione all'altra che sono visibili anche dalla Terra se osservati attraverso un telescopio. In passato, questi cambiamenti stagionali nel colore della superficie erano considerati da alcuni astronomi un segno di vegetazione su Marte. La geologia di Marte è molto varia. Ampie aree dell'emisfero meridionale sono ricoperte da antichi crateri rimasti dall'era dell'antico bombardamento di meteoriti (4 miliardi di anni fa). anni fa). Gran parte dell'emisfero settentrionale è coperto da colate laviche più giovani. Particolarmente interessante è la collina Tharsis (10° N, 110° W), sulla quale si trovano diverse gigantesche montagne vulcaniche. Il più alto tra questi - il Monte Olimpo - ha un diametro alla base di 600 km e un'altezza di 25 km. Anche se ora non ci sono segni di attività vulcanica, l'età delle colate laviche non supera i 100 milioni di anni, che è piccola rispetto all'età del pianeta di 4,6 miliardi di anni.
Sebbene gli antichi vulcani indichino un'attività un tempo potente nell'interno marziano, non ci sono segni di tettonica a placche: non ci sono cinture montuose piegate e altri indicatori di compressione della crosta. Esistono però potenti faglie di rift, la più grande delle quali - la Valles Marineris - si estende da Tharsis verso est per 4000 km con una larghezza massima di 700 km e una profondità di 6 km. Una delle scoperte geologiche più interessanti fatte da immagini di veicoli spaziali è stata quella di valli ramificate e tortuose lunghe centinaia di chilometri, che ricordano i letti dei fiumi prosciugati sulla terra. Ciò suggerisce un clima più favorevole in passato, quando temperature e pressioni potevano essere più elevate e i fiumi scorrevano sulla superficie di Marte. È vero, la posizione delle valli nelle regioni meridionali di Marte, fortemente craterizzate, indica che su Marte c'erano fiumi molto tempo fa, probabilmente nei primi 0,5 miliardi di anni della sua evoluzione. L’acqua ora si trova in superficie sotto forma di ghiaccio sulle calotte polari, e forse sotto la superficie sotto forma di uno strato di permafrost. La struttura interna di Marte è poco studiata. La sua bassa densità media indica l'assenza di un nucleo metallico significativo; in ogni caso non è fuso, il che deriva dall'assenza di campo magnetico su Marte. Il sismometro sul blocco di atterraggio dell'apparato Viking-2 non ha registrato l'attività sismica del pianeta durante 2 anni di funzionamento (il sismometro sul Viking-1 non ha funzionato). Marte ha due piccoli satelliti: Phobos e Deimos. Entrambi hanno forma irregolare, ricoperti di crateri meteoritici e sono probabilmente asteroidi catturati dal pianeta in un lontano passato. Phobos orbita attorno al pianeta su un'orbita molto bassa e continua ad avvicinarsi a Marte sotto l'influenza delle maree; verrà successivamente distrutto dalla gravità del pianeta.
Giove. Il pianeta più grande del sistema solare, Giove, è 11 volte più grande della Terra e 318 volte più massiccio. La sua bassa densità media (1,3 g/cm3) indica una composizione vicina a quella del Sole: principalmente idrogeno ed elio. La rapida rotazione di Giove attorno al proprio asse provoca una compressione polare del 6,4%. Un telescopio su Giove rivela bande nuvolose parallele all'equatore; le zone chiare in esse sono intervallate da cinture rossastre. È probabile che le aree luminose siano aree di correnti ascensionali dove sono visibili le sommità delle nubi di ammoniaca; le cinture rossastre sono associate a correnti discendenti, il cui colore brillante è determinato dall'idrogeno solforato di ammonio, nonché da composti di fosforo rosso, zolfo e polimeri organici. Oltre all’idrogeno e all’elio, nell’atmosfera di Giove sono stati rilevati spettroscopicamente CH4, NH3, H2O, C2H2, C2H6, HCN, CO, CO2, PH3 e GeH4. La temperatura nella parte superiore delle nubi di ammoniaca è di 125 K, ma con la profondità aumenta di 2,5 K/km. Ad una profondità di 60 km dovrebbe esserci uno strato di nuvole d'acqua. Le velocità di movimento delle nuvole nelle zone e nelle zone vicine differiscono in modo significativo: ad esempio, nella fascia equatoriale, le nuvole si muovono verso est 100 m/s più velocemente che nelle zone vicine. La differenza di velocità provoca forti turbolenze ai confini delle zone e delle cinture, il che rende la loro forma molto intricata. Una manifestazione di ciò sono le macchie ovali rotanti, la più grande delle quali, la Grande Macchia Rossa, fu scoperta più di 300 anni fa da Cassini. Questa macchia (25.000-15.000 km) è più grande del disco terrestre; ha una struttura ciclonica a spirale e compie una rivoluzione attorno al proprio asse in 6 giorni. Le macchie rimanenti sono più piccole e per qualche motivo tutte bianche.
Giove non ha una superficie solida. Lo strato superiore del pianeta, che si estende per il 25% del raggio, è costituito da idrogeno ed elio liquidi. Al di sotto, dove la pressione supera i 3 milioni di bar e la temperatura supera i 10.000 K, l'idrogeno passa allo stato metallico. Forse vicino al centro del pianeta c'è un nucleo liquido di elementi più pesanti con una massa totale dell'ordine di 10 masse terrestri. Al centro la pressione è di circa 100 milioni di bar e la temperatura è di 20-30 mila K. L’interno metallico liquido e la rapida rotazione del pianeta hanno causato il suo potente campo magnetico, che è 15 volte più forte di quello terrestre. L'enorme magnetosfera di Giove, con le sue potenti cinture di radiazioni, si estende oltre le orbite delle sue quattro grandi lune. La temperatura al centro di Giove è sempre stata inferiore a quella necessaria affinché avvenissero le reazioni termonucleari. Ma le riserve di calore interne di Giove, rimaste dall’era della formazione, sono grandi. Anche adesso, 4,6 miliardi di anni dopo, emette circa la stessa quantità di calore che riceve dal Sole; nel primo milione di anni di evoluzione, la potenza radiante di Giove era 104 volte superiore. Poiché questa era l'epoca della formazione dei grandi satelliti del pianeta, non sorprende che la loro composizione dipenda dalla distanza da Giove: i due più vicini ad esso - Io ed Europa - hanno una densità abbastanza elevata (3,5 e 3,0 g/cm3 ), e quelli più distanti - Ganimede e Callisto - contengono molto ghiaccio d'acqua e sono quindi meno densi (1,9 e 1,8 g/cm3).
Satelliti. Giove ha almeno 16 satelliti e un debole anello: dista 53mila km dallo strato superiore delle nubi, ha una larghezza di 6000 km e apparentemente è costituito da particelle solide piccole e molto scure. Le quattro lune più grandi di Giove sono dette galileiane perché furono scoperte da Galileo nel 1610; indipendentemente da lui, nello stesso anno furono scoperti dall'astronomo tedesco Marius, che diede loro i nomi attuali: Io, Europa, Ganimede e Callisto. Il più piccolo dei satelliti, Europa, è leggermente più piccolo della Luna, mentre Ganimede è più grande di Mercurio. Tutti sono visibili attraverso il binocolo.
Sulla superficie di Io, le navi della Voyager hanno scoperto diversi vulcani attivi che espellono materiale a centinaia di chilometri verso l'alto. La superficie di Io è ricoperta da depositi di zolfo rossastri e punti luminosi di anidride solforosa, prodotti delle eruzioni vulcaniche. Come gas, l'anidride solforosa forma l'atmosfera estremamente sottile di Io. L'energia dell'attività vulcanica deriva dall'influenza delle maree del pianeta sul satellite. L'orbita di Io passa attraverso le cinture di radiazione di Giove, ed è stato a lungo stabilito che il satellite interagisce fortemente con la magnetosfera, provocando esplosioni radio al suo interno. Nel 1973 fu scoperto un toro di atomi luminosi di sodio lungo l'orbita di Io; successivamente vi furono trovati ioni di zolfo, potassio e ossigeno. Queste sostanze vengono eliminate dai protoni energetici provenienti dalle cinture di radiazione direttamente dalla superficie di Io o dai "pennacchi" di gas dei vulcani. Sebbene l'influenza delle maree di Giove su Europa sia più debole che su Io, anche il suo interno potrebbe essere parzialmente fuso. Studi spettrali mostrano che Europa ha ghiaccio d'acqua sulla sua superficie e la sua tonalità rossastra è probabilmente dovuta all'inquinamento da zolfo proveniente da Io. La quasi totale assenza di crateri da impatto indica la giovinezza geologica della superficie. Le pieghe e le fratture della superficie ghiacciata di Europa assomigliano ai campi di ghiaccio dei mari polari della Terra; Probabilmente c'è acqua liquida sotto uno strato di ghiaccio su Europa. Ganimede è la luna più grande del Sistema Solare. La sua densità è bassa; probabilmente è costituito per metà da roccia e per metà da ghiaccio. La sua superficie ha un aspetto strano e contiene tracce di espansione della crosta, che potrebbero aver accompagnato il processo di differenziazione del sottosuolo. Sezioni dell'antica superficie del cratere sono separate da trincee più giovani, lunghe centinaia di chilometri e larghe 1-2 km, distanti tra loro 10-20 km. Si tratta probabilmente di ghiaccio più giovane, formatosi per fuoriuscita di acqua attraverso fessure subito dopo la differenziazione circa 4 miliardi di anni fa. Callisto è simile a Ganimede, ma non vi sono tracce di faglie sulla sua superficie; è tutto molto vecchio e pesantemente craterizzato. La superficie di entrambi i satelliti è ricoperta di ghiaccio misto a rocce come la regolite. Ma se su Ganimede il ghiaccio è di circa il 50%, su Callisto è inferiore al 20%. La composizione delle rocce di Ganimede e Callisto è probabilmente simile a quella delle meteoriti carboniose. Le lune di Giove sono prive di atmosfera, ad eccezione del gas vulcanico rarefatto SO2 su Io. Della dozzina di piccoli satelliti di Giove, quattro si trovano più vicini di quelli galileiani al pianeta; il più grande di essi, Amaltea, è un oggetto craterizzato di forma irregolare (dimensioni 270*166*150 km). La sua superficie scura, molto rossa, è forse ricoperta di zolfo di Io. I piccoli satelliti esterni di Giove sono divisi in due gruppi in base alle loro orbite: 4 più vicini all'orbita del pianeta nella direzione in avanti (rispetto alla rotazione del pianeta) e 4 più distanti nella direzione opposta. Sono tutti piccoli e scuri; probabilmente vengono catturati da Giove tra gli asteroidi del gruppo troiano (vedi ASTEROIDE).
Saturno. Il secondo pianeta gigante più grande. È un pianeta idrogeno-elio, ma Saturno ha un contenuto relativo di elio inferiore rispetto a Giove; inferiore è la sua densità media. La rapida rotazione di Saturno porta alla sua grande oblazione (11%).
SATURNO e le sue lune fotografate durante il sorvolo della sonda spaziale Voyager.
Al telescopio, il disco di Saturno non appare così impressionante come quello di Giove: ha un colore bruno-arancio e cinture e zone debolmente definite. Il motivo è che le regioni superiori della sua atmosfera sono piene di nebbia di ammoniaca (NH3) che diffonde la luce. Saturno è più lontano dal Sole, quindi la temperatura della sua atmosfera superiore (90 K) è 35 K inferiore a quella di Giove e l'ammoniaca è allo stato condensato. Con la profondità la temperatura dell'atmosfera aumenta di 1,2 K/km, quindi la struttura delle nubi somiglia a quella di Giove: sotto uno strato di nubi di idrosolfato di ammonio si trova uno strato di nubi d'acqua. Oltre all'idrogeno e all'elio, nell'atmosfera di Saturno sono stati rilevati spettroscopicamente CH4, NH3, C2H2, C2H6, C3H4, C3H8 e PH3. Anche nella sua struttura interna Saturno assomiglia a Giove, anche se a causa della sua massa più piccola ha una pressione e una temperatura al centro inferiori (75 milioni di bar e 10.500 K). Il campo magnetico di Saturno è paragonabile a quello della Terra. Come Giove, Saturno emette calore interno, il doppio di quello che riceve dal Sole. È vero, questo rapporto è maggiore di quello di Giove, perché Saturno, situato due volte più lontano, riceve quattro volte meno calore dal Sole.
Anelli di Saturno. Saturno è circondato da un sistema di anelli straordinariamente potente fino a una distanza di 2,3 raggi planetari. Sono facilmente distinguibili se osservati attraverso un telescopio, e se studiati a distanza ravvicinata mostrano una diversità eccezionale: dal massiccio anello B allo stretto anello F, dalle onde di densità a spirale ai “raggi” radiali del tutto inaspettati scoperti dai Voyager. Le particelle che riempiono gli anelli di Saturno riflettono la luce molto meglio del materiale degli anelli oscuri di Urano e Nettuno; Il loro studio in diverse gamme spettrali mostra che si tratta di “palle di neve sporche” con dimensioni dell’ordine di un metro. I tre classici anelli di Saturno, in ordine dall'esterno all'interno, sono contrassegnati dalle lettere A, B e C. L'anello B è piuttosto denso: i segnali radio della Voyager lo attraversano con difficoltà. Il divario di 4.000 km tra gli anelli A e B, chiamato fissione (o gap) di Cassini, non è in realtà vuoto, ma è paragonabile in densità al pallido anello C, precedentemente chiamato anello crêpe. C'è uno spazio Encke meno visibile vicino al bordo esterno dell'anello A. Nel 1859 Maxwell concluse che gli anelli di Saturno dovevano essere costituiti da singole particelle orbitanti attorno al pianeta. Alla fine del 19° secolo. ciò è stato confermato da osservazioni spettrali che mostrano che le parti interne degli anelli ruotano più velocemente di quelle esterne. Poiché gli anelli si trovano nel piano dell’equatore del pianeta, e quindi sono inclinati di 27° rispetto al piano orbitale, la Terra cade nel piano degli anelli due volte in 29,5 anni e noi la osserviamo di profilo. In questo momento gli anelli "scompaiono", il che dimostra il loro spessore molto ridotto - non più di pochi chilometri. Le immagini dettagliate degli anelli scattate dalla Pioneer 11 (1979) e dalla Voyager (1980 e 1981) hanno mostrato una struttura molto più complessa del previsto. Gli anelli sono divisi in centinaia di singoli boccoli con una larghezza tipica di diverse centinaia di chilometri. Anche nella fessura Cassini c'erano almeno cinque anelli. Un'analisi dettagliata ha mostrato che gli anelli sono eterogenei sia nelle dimensioni che, forse, nella composizione delle particelle. La complessa struttura degli anelli è probabilmente dovuta all'influenza gravitazionale di piccoli satelliti vicini a loro, precedentemente sconosciuti. Probabilmente il più insolito è l'anello F più sottile, scoperto nel 1979 da Pioneer a una distanza di 4000 km dal bordo esterno dell'anello A. La Voyager 1 ha scoperto che l'anello F era attorcigliato e intrecciato come una treccia, ma volava via per 9 mesi. successivamente, la Voyager 2 trovò la struttura dell’anello F molto più semplice: i “fili” della materia non erano più intrecciati. Questa struttura e la sua rapida evoluzione si spiegano in parte con l'influenza di due piccole lune (Prometeo e Pandora) che si muovono ai bordi esterno ed interno di questo anello; sono chiamati "cani da guardia". È possibile, però, che all'interno dell'anello F stesso vi siano corpi ancora più piccoli o accumuli temporanei di materia.
Satelliti. Saturno ha almeno 18 lune. La maggior parte di loro sono probabilmente ghiaccio. Alcuni hanno orbite molto interessanti. Ad esempio, Giano ed Epimeteo hanno quasi gli stessi raggi orbitali. Nell'orbita di Dione, 60° davanti a lui (questa posizione è chiamata punto di Lagrange principale), si muove il satellite più piccolo Elena. Teti è accompagnata da due piccoli satelliti - Telesto e Calypso - nei punti di Lagrange principali e ritardati della sua orbita. I raggi e le masse di sette satelliti di Saturno (Mimas, Encelado, Teti, Dione, Rea, Titano e Giapeto) sono stati misurati con buona precisione. Sono tutti per lo più ghiacciati. Quelli più piccoli hanno una densità di 1-1,4 g/cm3, che è vicina alla densità del ghiaccio d'acqua con una maggiore o minore mescolanza di rocce. Non è ancora chiaro se contengano metano e ghiaccio di ammoniaca. La maggiore densità di Titano (1,9 g/cm3) è il risultato della sua grande massa, che provoca la compressione dell'interno. Titano è molto simile per diametro e densità a Ganimede; Probabilmente la loro struttura interna è simile. Titano è la seconda luna più grande del sistema solare ed è unica in quanto possiede un'atmosfera permanente e potente, composta principalmente da azoto e una piccola quantità di metano. La pressione sulla sua superficie è di 1,6 bar, la temperatura è di 90 K. In tali condizioni, sulla superficie di Titano potrebbe esserci metano liquido. Gli strati superiori dell'atmosfera fino ad un'altitudine di 240 km sono pieni di nuvole arancioni, probabilmente costituite da particelle di polimeri organici sintetizzati sotto l'influenza dei raggi ultravioletti del Sole. Le restanti lune di Saturno sono troppo piccole per avere un'atmosfera. Le loro superfici sono ricoperte di ghiaccio e fortemente craterizzate. Solo sulla superficie di Encelado ci sono molti meno crateri. È probabile che l'influenza delle maree di Saturno mantenga il suo interno in uno stato fuso e che gli impatti dei meteoriti portino ad una fuoriuscita di acqua e al riempimento dei crateri. Alcuni astronomi ritengono che le particelle provenienti dalla superficie di Encelado formassero un ampio anello E che si estende lungo la sua orbita. Un satellite molto interessante è Giapeto, il cui emisfero posteriore (rispetto alla direzione del movimento orbitale) è coperto di ghiaccio e riflette il 50% della luce incidente, e l'emisfero anteriore è così scuro che riflette solo il 5% della luce; è ricoperto da qualcosa di simile alla sostanza dei meteoriti carboniosi. È possibile che l'emisfero anteriore di Giapeto sia interessato da materiale espulso sotto l'influenza degli impatti di meteoriti dalla superficie del satellite esterno di Saturno, Febe. In linea di principio, questo è possibile, poiché Phoebe si muove in orbita nella direzione opposta. Inoltre, la superficie di Phoebe è piuttosto scura, ma non ci sono ancora dati esatti al riguardo.
Urano. Urano è di colore verde mare e sembra anonimo perché gli strati superiori della sua atmosfera sono pieni di nebbia, attraverso la quale la sonda Voyager 2 che volava vicino ad esso nel 1986 ebbe difficoltà a vedere alcune nuvole. L'asse del pianeta è inclinato rispetto all'asse orbitale di 98,5°, cioè giace quasi nel piano dell'orbita. Pertanto, ciascuno dei poli è rivolto direttamente al Sole per un certo periodo, quindi va nell'ombra per sei mesi (42 anni terrestri). L'atmosfera di Urano contiene principalmente idrogeno, 12-15% di elio e pochi altri gas. La temperatura atmosferica è di circa 50 K, anche se negli strati più rarefatti sale fino a 750 K di giorno e 100 K di notte. Il campo magnetico di Urano è leggermente più debole di quello terrestre in superficie e il suo asse è inclinato di 55° rispetto all'asse di rotazione del pianeta. Poco si sa della struttura interna del pianeta. Lo strato nuvoloso si estende probabilmente fino a una profondità di 11.000 km, seguito da un oceano di acqua calda profondo 8.000 km e, al di sotto, da un nucleo di roccia fusa con un raggio di 7.000 km.
Anelli. Nel 1976 furono scoperti gli anelli unici di Urano, costituiti da singoli anelli sottili, il più largo dei quali ha uno spessore di 100 km. Gli anelli si trovano a distanze che vanno da 1,5 a 2,0 raggi del pianeta dal suo centro. A differenza degli anelli di Saturno, gli anelli di Urano sono costituiti da rocce grandi e scure. Si ritiene che ogni anello contenga un piccolo satellite o anche due satelliti, come nell'anello F di Saturno.
Satelliti. Scoperti 20 satelliti di Urano. I più grandi - Titania e Oberon - con un diametro di 1500 km. Ce ne sono altri 3 più grandi, di dimensioni superiori a 500 km, il resto è molto piccolo. Gli spettri superficiali di cinque grandi satelliti indicano grandi quantità di ghiaccio d'acqua. Le superfici di tutti i satelliti sono ricoperte di crateri meteoritici.
Nettuno. Esteriormente, Nettuno è simile a Urano; il suo spettro è dominato anche dalle bande del metano e dell'idrogeno. Il flusso di calore proveniente da Nettuno supera notevolmente la potenza del calore solare incidente su di esso, il che indica l'esistenza di una fonte interna di energia. È possibile che gran parte del calore interno venga rilasciato a causa delle maree causate dalla massiccia luna Tritone, che orbita nella direzione opposta a una distanza di 14,5 raggi planetari. La Voyager 2, volando nel 1989 a una distanza di 5000 km dallo strato di nuvole, scoprì altri 6 satelliti e 5 anelli vicino a Nettuno. Nell'atmosfera furono scoperti la Grande Macchia Oscura e un complesso sistema di flussi di vortici. La superficie rosata di Tritone ha rivelato sorprendenti caratteristiche geologiche, inclusi potenti geyser. La luna Proteus scoperta dalla Voyager si è rivelata più grande di Nereide, scoperta dalla Terra nel 1949.
Plutone. Plutone ha un'orbita molto allungata e inclinata; al perielio si avvicina al Sole a 29,6 UA. e si allontana all'afelio a 49,3 UA. Nel 1989 Plutone passò al perielio; dal 1979 al 1999 è stato più vicino al Sole che a Nettuno. Tuttavia, a causa dell'elevata inclinazione dell'orbita di Plutone, il suo percorso non si interseca mai con Nettuno. La temperatura media della superficie di Plutone è di 50 K, varia da afelio a perielio di 15 K, il che è abbastanza evidente a temperature così basse. In particolare, ciò porta alla comparsa di un’atmosfera rarefatta di metano durante il periodo in cui il pianeta passa al perielio, ma la sua pressione è 100.000 volte inferiore alla pressione dell’atmosfera terrestre. Plutone non può conservare a lungo la sua atmosfera perché è più piccolo della Luna. Caronte, la luna di Plutone, orbita vicino al pianeta ogni 6,4 giorni. La sua orbita è fortemente inclinata rispetto all'eclittica, tanto che le eclissi si verificano solo durante le rare epoche in cui la Terra passa attraverso il piano dell'orbita di Caronte. La luminosità di Plutone cambia regolarmente con un periodo di 6,4 giorni. Di conseguenza, Plutone ruota in sincronia con Caronte e presenta grandi macchie sulla sua superficie. Rispetto alle dimensioni del pianeta, Caronte è molto grande. La coppia Plutone-Caronte è spesso chiamata un “doppio pianeta”. Un tempo si pensava che Plutone fosse una luna in fuga di Nettuno, ma con la scoperta di Caronte ciò sembra improbabile.
PIANETI: ANALISI COMPARATIVA
Struttura interna. Gli oggetti del Sistema Solare, dal punto di vista della loro struttura interna, possono essere suddivisi in 4 categorie: 1) comete, 2) piccoli corpi, 3) pianeti terrestri, 4) giganti gassosi. Le comete sono semplici corpi ghiacciati con una composizione e una storia speciali. La categoria dei piccoli corpi comprende tutti gli altri oggetti celesti con raggio inferiore a 200 km: granelli di polvere interplanetaria, particelle di anelli planetari, piccoli satelliti e la maggior parte degli asteroidi. Durante l'evoluzione del Sistema Solare, hanno perso tutti il calore rilasciato durante l'accrescimento iniziale e si sono raffreddati, non essendo abbastanza grandi da riscaldarsi a causa del decadimento radioattivo che avviene in essi. I pianeti terrestri sono molto diversi: dal "ferro" Mercurio al misterioso sistema ghiacciato Plutone - Caronte. Oltre ai pianeti più grandi, secondo criteri formali, il Sole è talvolta classificato come gigante gassoso. Il parametro più importante che determina la composizione del pianeta è la densità media (massa totale divisa per volume totale). Il suo significato indica immediatamente che tipo di pianeta è: "pietra" (silicati, metalli), "ghiaccio" (acqua, ammoniaca, metano) o "gas" (idrogeno, elio). Sebbene le superfici di Mercurio e della Luna siano sorprendentemente simili, la loro composizione interna è completamente diversa, poiché la densità media di Mercurio è 1,6 volte superiore a quella della Luna. Allo stesso tempo, la massa del mercurio è piccola, il che significa che la sua elevata densità è dovuta principalmente non alla compressione della sostanza sotto l'influenza della gravità, ma a una composizione chimica speciale: il mercurio contiene il 60-70% di metalli e il 30 -40% di silicati in massa. Il contenuto di metalli per unità di massa di Mercurio è significativamente più alto di quello di qualsiasi altro pianeta. Venere ruota così lentamente che il suo rigonfiamento equatoriale misura solo frazioni di metro (quello della Terra è 21 km) e non può rivelare nulla sulla struttura interna del pianeta. Il suo campo gravitazionale è correlato alla topografia della superficie, a differenza della Terra, dove i continenti "galleggiano". È possibile che i continenti di Venere siano fissati dalla rigidità del mantello, ma è possibile che la topografia di Venere sia mantenuta dinamicamente dalla convezione energetica nel suo mantello. La superficie terrestre è significativamente più giovane delle superfici di altri corpi del Sistema Solare. La ragione di ciò è principalmente la lavorazione intensiva del materiale crostale a causa della tettonica a zolle. Anche l'erosione sotto l'influenza dell'acqua liquida ha un effetto notevole. Le superfici della maggior parte dei pianeti e delle lune sono dominate da strutture ad anello associate a crateri da impatto o vulcani; Sulla Terra, la tettonica a placche ha fatto sì che i suoi altopiani e le pianure più grandi siano lineari. Un esempio sono le catene montuose che crescono dove due placche si scontrano; fosse oceaniche, che segnano i punti in cui una placca scivola sotto un'altra (zone di subduzione); così come le dorsali oceaniche nei luoghi in cui due placche divergono sotto l'azione della giovane crosta che si solleva dal mantello (zone di espansione). Pertanto, il rilievo della superficie terrestre riflette la dinamica del suo interno. Piccoli campioni del mantello superiore della Terra diventano disponibili per studi di laboratorio quando emergono in superficie come parte di rocce ignee. È noto che le inclusioni ultramafiche (ultrabasiti, povere di silicati e ricche di Mg e Fe) contengono minerali che si formano solo ad alta pressione (ad esempio il diamante), così come minerali accoppiati che possono coesistere solo se si sono formati ad alta pressione. Queste inclusioni hanno permesso di stimare con sufficiente accuratezza la composizione del mantello superiore fino ad una profondità di ca. 200 km. La composizione mineralogica del mantello profondo non è così ben conosciuta, poiché non esistono ancora dati accurati sulla distribuzione della temperatura con la profondità e non sono state riprodotte in laboratorio le principali fasi dei minerali profondi. Il nucleo della Terra è diviso in esterno ed interno. Il nucleo esterno non trasmette onde sismiche trasversali, quindi è liquido. Tuttavia, a una profondità di 5200 km, il materiale del nucleo ricomincia a condurre onde trasversali, ma a bassa velocità; ciò significa che il nucleo interno è parzialmente congelato. La densità del nucleo è inferiore a quella di un liquido ferro-nichel puro, probabilmente a causa delle impurità di zolfo. Un quarto della superficie marziana è occupato dal Tharsis Rise, che si innalza di 7 km rispetto al raggio medio del pianeta. È qui che si trovano la maggior parte dei vulcani, durante la formazione dei quali la lava si è diffusa su una lunga distanza, tipica delle rocce fuse ricche di ferro. Uno dei motivi delle enormi dimensioni dei vulcani marziani (i più grandi del sistema solare) è che, a differenza della Terra, Marte non ha placche in movimento rispetto ai punti caldi del mantello, quindi i vulcani crescono nello stesso posto per molto tempo. Marte non ha campo magnetico e non è stata rilevata alcuna attività sismica. Il suo suolo conteneva molti ossidi di ferro, il che indica una scarsa differenziazione del sottosuolo.
Calore interiore. Molti pianeti emettono più calore di quello che ricevono dal Sole. La quantità di calore generata e immagazzinata nelle viscere del pianeta dipende dalla sua storia. Per un pianeta in formazione, la principale fonte di calore è il bombardamento di meteoriti; Il calore viene poi rilasciato durante la differenziazione del sottosuolo, quando i componenti più densi, come ferro e nichel, si depositano verso il centro e formano il nucleo. Giove, Saturno e Nettuno (ma, per qualche ragione, non Urano) irradiano ancora il calore immagazzinato durante la loro formazione 4,6 miliardi di anni fa. Per i pianeti terrestri, un'importante fonte di riscaldamento nell'era attuale è il decadimento degli elementi radioattivi - uranio, torio e potassio - che erano inclusi in piccole quantità nella composizione condritica (solare) originaria. La dissipazione dell'energia di movimento nelle deformazioni mareali - la cosiddetta "dissipazione mareale" - è la principale fonte di riscaldamento di Io e gioca un ruolo significativo nell'evoluzione di alcuni pianeti, la cui rotazione (ad esempio Mercurio) è stata rallentata giù dalle maree.
Convezione nel mantello. Se il liquido viene riscaldato abbastanza forte, si sviluppa la convezione, poiché la conduttività termica e l'irraggiamento non possono far fronte al flusso di calore fornito localmente. Può sembrare strano dire che l'interno dei pianeti terrestri è percorso dalla convezione, come un liquido. Non sappiamo che secondo la sismologia le onde trasversali si propagano nel mantello terrestre e, quindi, il mantello non è costituito da roccia liquida, ma da roccia solida? Ma prendiamo il normale mastice di vetro: se premuto lentamente si comporta come un liquido viscoso, se premuto bruscamente si comporta come un corpo elastico e se colpito si comporta come una pietra. Ciò significa che per capire come si comporta una sostanza bisogna tenere conto della scala temporale su cui si verificano i processi. Le onde sismiche trasversali viaggiano attraverso l'interno della terra in pochi minuti. Su una scala temporale geologica di milioni di anni, le rocce si deformano plasticamente se vengono costantemente sottoposte a uno stress significativo. Sorprendentemente, la crosta terrestre si sta ancora raddrizzando, ritornando alla forma che aveva prima dell'ultima glaciazione, terminata 10.000 anni fa. Dopo aver studiato l'età delle coste ascendenti della Scandinavia, N. Haskel calcolò nel 1935 che la viscosità del mantello terrestre è 1023 volte maggiore della viscosità dell'acqua liquida. Ma anche in questo caso, l’analisi matematica mostra che il mantello terrestre è in uno stato di intensa convezione (tale movimento dell’interno della terra potrebbe essere visto in un film accelerato, dove passano un milione di anni in un secondo). Calcoli simili mostrano che anche Venere, Marte e, in misura minore, Mercurio e la Luna probabilmente hanno mantelli convettivi. Stiamo appena iniziando a svelare la natura della convezione nei pianeti giganti gassosi. È noto che i moti convettivi sono fortemente influenzati dalla rapida rotazione che esiste attorno ai pianeti giganti, ma è molto difficile studiare sperimentalmente la convezione in una sfera rotante con gravità centrale. Fino ad ora, gli esperimenti più accurati di questo tipo sono stati condotti in condizioni di microgravità nell'orbita terrestre bassa. Questi esperimenti, insieme a calcoli teorici e modelli numerici, hanno dimostrato che la convezione avviene in tubi allungati lungo l'asse di rotazione del pianeta e curvati secondo la sua sfericità. Tali cellule convettive sono soprannominate “banane” per la loro forma. La pressione dei pianeti giganti gassosi varia da 1 bar sulla sommità delle nubi a circa 50 Mbar al centro. Pertanto, il loro componente principale, l'idrogeno, rimane a livelli diversi nelle diverse fasi. A pressioni superiori a 3 Mbar, l'idrogeno molecolare ordinario diventa un metallo liquido simile al litio. I calcoli mostrano che Giove è composto principalmente da idrogeno metallico. E a quanto pare Urano e Nettuno hanno un esteso mantello di acqua liquida, che è anche un buon conduttore.
Un campo magnetico. Il campo magnetico esterno di un pianeta trasporta importanti informazioni sul movimento del suo interno. È il campo magnetico che stabilisce il quadro di riferimento in cui viene misurata la velocità del vento nell'atmosfera nuvolosa del pianeta gigante; È proprio questo che indica che esistono potenti flussi nel nucleo di metallo liquido della Terra e che si verifica una miscelazione attiva nei mantelli d'acqua di Urano e Nettuno. Al contrario, la mancanza di un forte campo magnetico su Venere e Marte impone restrizioni alle loro dinamiche interne. Tra i pianeti terrestri, il campo magnetico terrestre ha un'intensità eccezionale, indicando un effetto dinamo attivo. La mancanza di un forte campo magnetico su Venere non significa che il suo nucleo si sia solidificato: molto probabilmente, la lenta rotazione del pianeta impedisce l'effetto dinamo. Urano e Nettuno hanno dipoli magnetici identici con una grande inclinazione rispetto agli assi dei pianeti e uno spostamento rispetto ai loro centri; ciò indica che il loro magnetismo ha origine nei mantelli e non nei nuclei. I satelliti di Giove - Io, Europa e Ganimede - hanno i propri campi magnetici, ma Callisto no. Scoperto magnetismo residuo sulla Luna.
Atmosfera. Il Sole, otto dei nove pianeti e tre dei sessantatré satelliti hanno un'atmosfera. Ogni atmosfera ha la sua composizione chimica speciale e un tipo di comportamento chiamato "tempo". Le atmosfere sono divise in due gruppi: per i pianeti terrestri, la densa superficie dei continenti o dell'oceano determina le condizioni al limite inferiore dell'atmosfera, mentre per i giganti gassosi l'atmosfera è quasi senza fondo. Per i pianeti terrestri, uno strato sottile (0,1 km) dell'atmosfera vicino alla superficie subisce costantemente riscaldamento o raffreddamento da esso e durante il movimento, attrito e turbolenza (a causa del terreno irregolare); questo strato è chiamato strato superficiale o limite. In superficie, la viscosità molecolare “incolla” l’atmosfera al suolo, quindi anche una leggera brezza crea un forte gradiente di velocità verticale che può causare turbolenze. La variazione della temperatura dell'aria con l'altezza è controllata dall'instabilità convettiva, poiché l'aria sottostante viene riscaldata dalla superficie calda, diventa più leggera e galleggia; salendo in una zona di bassa pressione, si espande e irradia calore nello spazio, facendolo raffreddare, addensarsi e affondare. Come risultato della convezione, negli strati inferiori dell'atmosfera si stabilisce un gradiente verticale adiabatico di temperatura: ad esempio, nell'atmosfera terrestre, la temperatura dell'aria diminuisce con l'altezza di 6,5 K/km. Questa situazione esiste fino alla tropopausa (dal greco "tropo" - svolta, "pausa" - cessazione), che limita lo strato inferiore dell'atmosfera, chiamato troposfera. È qui che si verificano i cambiamenti che chiamiamo meteo. In prossimità della Terra la tropopausa avviene ad altitudini di 8-18 km; all'equatore è 10 km più alta che ai poli. A causa della diminuzione esponenziale della densità con l'altitudine, l'80% della massa dell'atmosfera terrestre è contenuta nella troposfera. Contiene anche quasi tutto il vapore acqueo e quindi le nuvole che creano il tempo. Su Venere, l'anidride carbonica e il vapore acqueo, insieme all'acido solforico e al biossido di zolfo, assorbono quasi tutta la radiazione infrarossa emessa dalla superficie. Ciò provoca un forte effetto serra, ad es. porta al fatto che la temperatura superficiale di Venere è di 500 K superiore a quella che avrebbe avuto in un'atmosfera trasparente alla radiazione infrarossa. I principali gas “serra” sulla Terra sono il vapore acqueo e l’anidride carbonica, che aumentano la temperatura di 30 K. Su Marte l’anidride carbonica e la polvere atmosferica provocano un debole effetto serra di soli 5 K. La superficie calda di Venere impedisce il rilascio di lo zolfo dall'atmosfera legandolo alla superficie si riproduce L'atmosfera inferiore di Venere è arricchita di anidride solforosa, quindi ad altitudini comprese tra 50 e 80 km c'è uno spesso strato di nuvole di acido solforico. Una piccola quantità di sostanze contenenti zolfo si trova anche nell'atmosfera terrestre, soprattutto dopo potenti eruzioni vulcaniche. Non è stato rilevato zolfo nell'atmosfera di Marte, pertanto i suoi vulcani sono inattivi nell'era attuale. Sulla Terra, una diminuzione stabile della temperatura con l'altezza nella troposfera è sostituita al di sopra della tropopausa da un aumento della temperatura con l'altezza. Pertanto, lì esiste uno strato estremamente stabile, chiamato stratosfera (strato latino - strato, pavimentazione). L'esistenza di sottili strati di aerosol permanenti e la lunga permanenza di elementi radioattivi derivanti da esplosioni nucleari servono come prova diretta dell'assenza di mescolamento nella stratosfera. Nella stratosfera terrestre la temperatura continua ad aumentare con l'altitudine fino alla stratopausa, che avviene ad un'altitudine di ca. 50 km. La fonte di calore nella stratosfera sono le reazioni fotochimiche dell'ozono, la cui concentrazione è massima ad un'altitudine di ca. 25 km. L'ozono assorbe la radiazione ultravioletta, quindi al di sotto dei 75 km viene quasi tutta convertita in calore. La chimica della stratosfera è complessa. L'ozono si forma principalmente nelle regioni equatoriali, ma la sua maggiore concentrazione si trova ai poli; ciò indica che i livelli di ozono sono influenzati non solo dalla chimica, ma anche dalla dinamica atmosferica. Marte ha anche concentrazioni di ozono più elevate sopra i poli, in particolare il polo invernale. L'atmosfera secca di Marte ha relativamente pochi radicali idrossilici (OH), che distruggono l'ozono. I profili di temperatura delle atmosfere dei pianeti giganti sono stati determinati da osservazioni da terra di occultazioni planetarie di stelle e dai dati della sonda, in particolare, dall'attenuazione dei segnali radio quando la sonda entra nel pianeta. Ogni pianeta ha una tropopausa e una stratosfera, sopra la quale si trovano la termosfera, l'esosfera e la ionosfera. La temperatura delle termosfere di Giove, Saturno e Urano rispettivamente è di ca. 1000, 420 e 800 K. L'alta temperatura e la gravità relativamente bassa su Urano consentono all'atmosfera di estendersi fino agli anelli. Ciò provoca la frenata e la rapida caduta delle particelle di polvere. Poiché negli anelli di Urano si osservano ancora corsie di polvere, lì deve esserci una fonte di polvere. Sebbene la struttura della temperatura della troposfera e della stratosfera nelle atmosfere di diversi pianeti abbia molto in comune, la loro composizione chimica differisce notevolmente. Le atmosfere di Venere e Marte sono composte per la maggior parte da anidride carbonica, ma rappresentano due esempi estremi di evoluzione atmosferica: Venere ha un'atmosfera densa e calda, mentre Marte ha un'atmosfera fredda e sottile. È importante capire se l'atmosfera terrestre finirà per stabilizzarsi in uno di questi due tipi e se queste tre atmosfere sono sempre state così diverse. Il destino dell'acqua di origine di un pianeta può essere determinato misurando il contenuto di deuterio rispetto all'isotopo leggero dell'idrogeno: il rapporto D/H pone un limite alla quantità di idrogeno che lascia il pianeta. La massa d'acqua nell'atmosfera di Venere è ora 10-5 della massa degli oceani terrestri. Ma il rapporto D/H su Venere è 100 volte superiore a quello della Terra. Se all'inizio questo rapporto era lo stesso sulla Terra e su Venere e le riserve d'acqua su Venere non sono state reintegrate durante la sua evoluzione, allora un aumento di cento volte del rapporto D/H su Venere significa che una volta aveva cento volte più acqua di adesso. La spiegazione di ciò viene solitamente cercata nei termini della teoria della "volatilazione della serra", secondo la quale Venere non è mai stata abbastanza fredda da consentire la condensazione dell'acqua sulla sua superficie. Se l'acqua riempiva sempre l'atmosfera sotto forma di vapore, la fotodissociazione delle molecole d'acqua portava al rilascio di idrogeno, un isotopo leggero del quale evaporava dall'atmosfera nello spazio, e l'acqua rimanente si arricchiva di deuterio. Di grande interesse è la forte differenza tra le atmosfere della Terra e di Venere. Si ritiene che le moderne atmosfere dei pianeti terrestri si siano formate a seguito del degasaggio dell'interno; in questo caso sono stati rilasciati principalmente vapore acqueo e anidride carbonica. Sulla Terra, l’acqua si concentrò nell’oceano e l’anidride carbonica rimase intrappolata nelle rocce sedimentarie. Ma Venere è più vicina al Sole, fa caldo e non c'è vita; quindi l'anidride carbonica è rimasta nell'atmosfera. Vapore acqueo dissociato in idrogeno e ossigeno sotto l'influenza della luce solare; l'idrogeno evapora nello spazio (anche l'atmosfera terrestre perde rapidamente idrogeno) e l'ossigeno si lega alle rocce. È vero, la differenza tra queste due atmosfere potrebbe rivelarsi più profonda: non c'è ancora alcuna spiegazione per il fatto che nell'atmosfera di Venere ci sia molto più argon che nell'atmosfera della Terra. La superficie di Marte è ora un deserto freddo e secco. Durante le ore più calde della giornata, le temperature possono essere leggermente superiori al normale punto di congelamento dell'acqua, ma la bassa pressione atmosferica impedisce all'acqua sulla superficie di Marte di diventare liquida: il ghiaccio si trasforma immediatamente in vapore. Tuttavia, su Marte ci sono diversi canyon che assomigliano ai letti di fiumi asciutti. Alcuni di essi sembrano essere stati scavati da flussi d'acqua di breve durata ma catastroficamente potenti, mentre altri mostrano profondi burroni e un'estesa rete di valli, indicando la probabile esistenza a lungo termine di fiumi di pianura nei primi periodi della storia di Marte. Ci sono anche indicazioni morfologiche che i vecchi crateri di Marte siano molto più distrutti dall'erosione rispetto a quelli giovani, e questo è possibile solo se l'atmosfera di Marte fosse molto più densa di quanto lo sia adesso. Agli inizi degli anni ’60, si pensava che le calotte polari di Marte fossero composte da acqua ghiacciata. Ma nel 1966, R. Leighton e B. Murray esaminarono l'equilibrio termico del pianeta e dimostrarono che l'anidride carbonica dovrebbe condensarsi in grandi quantità ai poli, e un equilibrio tra anidride carbonica solida e gassosa dovrebbe essere mantenuto tra le calotte polari e le calotte polari. atmosfera. È curioso che la crescita e la contrazione stagionali delle calotte polari portino a fluttuazioni di pressione nell'atmosfera marziana del 20% (ad esempio, nelle cabine dei vecchi aerei di linea, anche le differenze di pressione durante il decollo e l'atterraggio erano di circa il 20%). Le fotografie spaziali delle calotte polari di Marte mostrano sorprendenti schemi a spirale e terrazze a gradoni, che la sonda Mars Polar Lander (1999) avrebbe dovuto esplorare, ma non è riuscita ad atterrare. Non si sa esattamente perché la pressione dell’atmosfera marziana sia scesa così tanto, probabilmente da pochi bar nel primo miliardo di anni ai 7 millibar attuali. È possibile che l’erosione delle rocce superficiali abbia rimosso l’anidride carbonica dall’atmosfera, sequestrando il carbonio nelle rocce carbonatiche, come è accaduto sulla Terra. Ad una temperatura superficiale di 273 K, questo processo potrebbe distruggere l’atmosfera di anidride carbonica di Marte con una pressione di diversi bar in soli 50 milioni di anni; A quanto pare, nel corso della storia del sistema solare, è stato molto difficile mantenere un clima caldo e umido su Marte. Un processo simile influisce anche sul contenuto di carbonio dell'atmosfera terrestre. Circa 60 barre di carbonio sono ora legate nelle rocce carbonatiche della Terra. Ovviamente, in passato l'atmosfera terrestre conteneva molta più anidride carbonica di oggi, e la temperatura dell'atmosfera era più alta. La principale differenza tra l’evoluzione dell’atmosfera della Terra e quella di Marte è che sulla Terra la tettonica a placche sostiene il ciclo del carbonio, mentre su Marte è “bloccata” nelle rocce e nelle calotte polari.
Anelli circumplanetari. È curioso che ciascuno dei pianeti giganti abbia sistemi di anelli, ma non un singolo pianeta terrestre. Coloro che guardano Saturno attraverso un telescopio per la prima volta spesso esclamano: "Beh, proprio come nell'immagine!" quando vedono i suoi anelli sorprendentemente luminosi e chiari. Tuttavia, gli anelli dei restanti pianeti sono quasi invisibili al telescopio. Il pallido anello di Giove sperimenta una misteriosa interazione con il suo campo magnetico. Urano e Nettuno sono circondati ciascuno da numerosi anelli sottili; la struttura di questi anelli riflette la loro interazione risonante con i satelliti vicini. I tre archi degli anelli di Nettuno sono particolarmente intriganti per i ricercatori perché sono chiaramente definiti sia in direzione radiale che azimutale. Una grande sorpresa è stata la scoperta degli anelli stretti di Urano durante le osservazioni della sua occultazione della stella nel 1977. Il fatto è che ci sono molti fenomeni che in pochi decenni potrebbero espandere notevolmente gli anelli stretti: si tratta di collisioni reciproche di particelle , l'effetto Poynting-Robertson (frenata radiativa) e la frenatura al plasma. Da un punto di vista pratico, gli anelli stretti, la cui posizione può essere misurata con elevata precisione, si sono rivelati un indicatore molto conveniente del movimento orbitale delle particelle. La precessione degli anelli di Urano ha permesso di determinare la distribuzione della massa all'interno del pianeta. Coloro che hanno mai guidato un'auto con il parabrezza impolverato verso il sole che sorge o tramonta, sanno che le particelle di polvere diffondono fortemente la luce nella direzione in cui cade. Questo è il motivo per cui è difficile rilevare la polvere negli anelli planetari quando li si osserva dalla Terra, ad es. dal lato del sole. Ma ogni volta che la sonda spaziale sorvolava il pianeta esterno e "guardava indietro", ricevevamo immagini degli anelli in luce trasmessa. In tali immagini di Urano e Nettuno sono stati scoperti anelli di polvere precedentemente sconosciuti, che erano molto più larghi degli anelli stretti conosciuti da tempo. L'argomento più importante nell'astrofisica moderna è la rotazione dei dischi. Molte teorie dinamiche sviluppate per spiegare la struttura delle galassie possono essere utilizzate anche per studiare gli anelli planetari. Pertanto, gli anelli di Saturno sono diventati un oggetto per testare la teoria dei dischi autogravitanti. Le proprietà autogravitazionali di questi anelli sono indicate dalla presenza al loro interno sia di onde di densità a spirale che di onde di flessione a spirale, che sono visibili in immagini dettagliate. Il pacchetto d'onde rilevato negli anelli di Saturno è stato attribuito alla forte risonanza orizzontale del pianeta con la sua luna Giapeto, che eccita onde di densità a spirale nella parte esterna della divisione di Cassini. Ci sono state molte speculazioni sull'origine degli anelli. È importante che si trovino all'interno della zona di Roche, cioè a una distanza dal pianeta tale in cui l'attrazione reciproca delle particelle è inferiore alla differenza nelle forze di attrazione tra loro e il pianeta. All'interno della zona di Roche, un satellite planetario non può essere formato da particelle sparse. Forse il materiale degli anelli è rimasto “non reclamato” sin dalla formazione del pianeta stesso. Ma forse queste sono tracce di una recente catastrofe: la collisione di due satelliti o la distruzione di un satellite da parte delle forze di marea del pianeta. Se raccogli tutto il materiale degli anelli di Saturno, otterrai un corpo con un raggio di ca. 200 km. C'è molta meno sostanza negli anelli degli altri pianeti.
PICCOLI CORPI DEL SISTEMA SOLARE
Asteroidi. Molti piccoli pianeti - gli asteroidi - ruotano attorno al Sole principalmente tra le orbite di Marte e Giove. Gli astronomi hanno preso il nome “asteroide” perché al telescopio sembrano stelle deboli (aster in greco significa “stella”). All'inizio pensavano che si trattasse di frammenti di un grande pianeta un tempo esistente, ma poi divenne chiaro che gli asteroidi non formavano mai un unico corpo; molto probabilmente, questa sostanza non è riuscita a unirsi in un pianeta a causa dell'influenza di Giove. Si stima che la massa totale di tutti gli asteroidi della nostra era sia solo il 6% della massa della Luna; metà di questa massa è contenuta nelle tre più grandi: 1 Cerere, 2 Pallade e 4 Vesta. Il numero nella designazione dell'asteroide indica l'ordine in cui è stato scoperto. Agli asteroidi con orbite conosciute con precisione vengono assegnati non solo numeri di serie, ma anche nomi: 3 Giunone, 44 Nisa, 1566 Icaro. Sono noti gli esatti elementi orbitali di oltre 8.000 asteroidi sui 33.000 scoperti fino ad oggi. Si contano almeno duecento asteroidi con raggio superiore a 50 km e circa un migliaio con raggio superiore a 15 km. Si stima che circa un milione di asteroidi abbiano un raggio maggiore di 0,5 km. Il più grande di essi è Cerere, un oggetto piuttosto oscuro e difficile da osservare. Sono necessarie speciali tecniche di ottica adattiva per discernere le caratteristiche superficiali anche di grandi asteroidi utilizzando telescopi terrestri. Il raggio orbitale della maggior parte degli asteroidi è compreso tra 2,2 e 3,3 UA, questa regione è chiamata “cintura degli asteroidi”. Ma non è interamente pieno di orbite di asteroidi: a distanze di 2,50, 2,82 e 2,96 UA. Loro non sono qui; queste “finestre” si formarono sotto l’influenza dei disturbi provenienti da Giove. Tutti gli asteroidi orbitano in avanti, ma le orbite di molti di essi sono notevolmente allungate e inclinate. Alcuni asteroidi hanno orbite molto interessanti. Così un gruppo di Troiani si muove nell'orbita di Giove; la maggior parte di questi asteroidi sono molto scuri e rossi. Gli asteroidi del gruppo dell'Amur hanno orbite che si avvicinano o intersecano l'orbita di Marte; tra questi 433 Eros. Gli asteroidi del gruppo Apollo attraversano l'orbita terrestre; tra questi 1533 Icaro, che si avvicina di più al Sole. Ovviamente, prima o poi questi asteroidi subiscono un pericoloso avvicinamento ai pianeti, che termina con una collisione o un grave cambiamento nell'orbita. Infine, recentemente gli asteroidi del gruppo Aton, le cui orbite si trovano quasi interamente all'interno dell'orbita della Terra, sono stati identificati come una classe speciale. Sono tutti di dimensioni molto ridotte. La luminosità di molti asteroidi cambia periodicamente, il che è naturale per i corpi irregolari rotanti. I loro periodi di rotazione vanno da 2,3 a 80 ore e in media si avvicinano alle 9 ore. Gli asteroidi devono la loro forma irregolare a numerose collisioni reciproche. Esempi di forme esotiche sono forniti dal 433 Eros e dal 643 Hector, il cui rapporto tra la lunghezza dell'asse raggiunge 2,5. In passato, l’intero sistema solare interno era probabilmente simile alla fascia principale degli asteroidi. Giove, situato vicino a questa cintura, con la sua attrazione disturba notevolmente il movimento degli asteroidi, aumentandone la velocità e portando a collisioni, e questo più spesso li distrugge che li unisce. Come un pianeta incompiuto, la cintura degli asteroidi ci offre un'opportunità unica di vedere parti della struttura prima che scompaiano all'interno del corpo finito del pianeta. Studiando la luce riflessa dagli asteroidi possiamo imparare molto sulla composizione della loro superficie. La maggior parte degli asteroidi, in base alla loro riflettanza e colore, sono classificati in tre gruppi, simili ai gruppi dei meteoriti: gli asteroidi di tipo C hanno superfici scure come le condriti carboniose (vedi Meteoriti sotto), gli asteroidi di tipo S sono più luminosi e rossi e quelli di tipo M sono simili ai meteoriti ferro-nichel. Ad esempio, 1 Cerere è simile alle condriti carboniose e 4 Vesta è simile alle eucriti basaltiche. Ciò indica che l'origine dei meteoriti è associata alla cintura degli asteroidi. La superficie degli asteroidi è ricoperta da roccia finemente frantumata: la regolite. È piuttosto strano che rimanga sulla superficie dopo essere stato colpito dai meteoriti: dopo tutto, un asteroide di 20 km ha una forza di gravità di 10-3 g e la velocità con cui lascia la superficie è di soli 10 m/s. Oltre al colore, sono ora note molte caratteristiche linee spettrali infrarosse e ultraviolette che vengono utilizzate per classificare gli asteroidi. Secondo questi dati, si distinguono 5 classi principali: A, C, D, S e T. Gli asteroidi 4 Vesta, 349 Dembovska e 1862 Apollo non rientravano in questa classificazione: ognuno di loro occupava una posizione speciale e divenne il prototipo del nuovo classi, rispettivamente V, R e Q, che ora contengono altri asteroidi. Dal folto gruppo degli asteroidi C sono state successivamente distinte le classi B, F e G. La classificazione moderna comprende 14 tipi di asteroidi, designati (in ordine decrescente di numero di membri) con le lettere S, C, M, D, F. , P, G, E, B, T, A, V, Q, R. Poiché l'albedo degli asteroidi C è inferiore a quello degli asteroidi S, avviene la selezione osservativa: gli asteroidi C scuri sono più difficili da rilevare. Tenendo conto di ciò, il tipo più numeroso sono gli asteroidi C. Dal confronto degli spettri di asteroidi di vario tipo con gli spettri di campioni minerali puri, si sono formati tre grandi gruppi: primitivi (C, D, P, Q), metamorfici (F, G, B, T) ed ignei (S , M, E, A, V, R). Le superfici degli asteroidi primitivi sono ricche di carbonio e acqua; il metamorfico contiene meno acqua e sostanze volatili del primitivo; quelli ignei sono ricoperti di minerali complessi, probabilmente formati da una fusione. La regione interna della fascia principale degli asteroidi è riccamente popolata da asteroidi ignei, gli asteroidi metamorfici predominano nella parte centrale della cintura e gli asteroidi primitivi dominano la periferia. Ciò indica che durante la formazione del Sistema Solare si verificò un forte gradiente di temperatura nella fascia degli asteroidi. La classificazione degli asteroidi, in base ai loro spettri, raggruppa i corpi in base alla loro composizione superficiale. Ma se consideriamo gli elementi delle loro orbite (semiasse maggiore, eccentricità, inclinazione), spiccano le famiglie dinamiche di asteroidi, descritte per la prima volta da K. Hirayama nel 1918. Le più popolate sono le famiglie di Themis, Eos e Coronid. Ogni famiglia rappresenta probabilmente uno sciame di frammenti di una collisione relativamente recente. Lo studio sistematico del sistema solare ci porta a comprendere che i grandi impatti sono la regola piuttosto che l’eccezione, e che neanche la Terra ne è immune.
Meteoriti. Un meteoroide è un piccolo corpo in orbita attorno al Sole. Una meteora è un meteoroide che è volato nell'atmosfera di un pianeta e si è riscaldato fino a diventare brillante. E se i suoi resti sono caduti sulla superficie del pianeta, si chiama meteorite. Un meteorite si considera “caduto” se ci sono testimoni oculari che ne hanno osservato il volo nell'atmosfera; altrimenti si dice "trovato". Ci sono molti più meteoriti "trovati" che meteoriti "caduti". Vengono spesso trovati da turisti o contadini che lavorano nei campi. Poiché i meteoriti sono di colore scuro e facilmente visibili nella neve, i campi di ghiaccio antartici sono un ottimo posto per cercarli, dove sono già stati trovati migliaia di meteoriti. Il meteorite fu scoperto per la prima volta in Antartide nel 1969 da un gruppo di geologi giapponesi che studiavano i ghiacciai. Hanno trovato 9 frammenti nelle vicinanze, ma appartenenti a quattro diversi tipi di meteoriti. Si è scoperto che i meteoriti caduti sul ghiaccio in luoghi diversi si raccolgono dove i campi di ghiaccio che si muovono a una velocità di diversi metri all'anno si fermano, appoggiandosi alle catene montuose. Il vento distrugge e asciuga gli strati superiori del ghiaccio (si verifica la sublimazione secca - ablazione) e i meteoriti si concentrano sulla superficie del ghiacciaio. Tale ghiaccio ha un colore bluastro ed è facilmente visibile dall'aria, che è ciò che gli scienziati usano quando studiano luoghi promettenti per la raccolta di meteoriti. Un'importante caduta di meteoriti si è verificata nel 1969 a Chihuahua (Messico). Il primo di molti frammenti di grandi dimensioni fu ritrovato vicino a una casa nel villaggio di Pueblito de Allende e, secondo la tradizione, tutti i frammenti ritrovati di questo meteorite furono riuniti sotto il nome Allende. La caduta del meteorite Allende coincise con l'inizio del programma lunare Apollo e diede agli scienziati l'opportunità di sviluppare metodi per analizzare campioni extraterrestri. Negli ultimi anni, alcuni meteoriti contenenti detriti bianchi incastonati nella roccia madre più scura sono stati identificati come frammenti lunari. Il meteorite Allende appartiene alle condriti, un importante sottogruppo di meteoriti pietrosi. Si chiamano così perché contengono condruli (dal greco chondros, grano), le più antiche particelle sferiche che si condensarono in una nebulosa protoplanetaria e poi divennero parte delle rocce successive. Tali meteoriti consentono di stimare l'età del Sistema Solare e la sua composizione originaria. Le inclusioni ricche di calcio e alluminio del meteorite di Allende, le prime a condensare a causa del loro alto punto di ebollizione, hanno un'età di decadimento radioattivo di 4,559 ± 0,004 miliardi di anni. Questa è la stima più accurata dell’età del sistema solare. Inoltre, tutti i meteoriti portano con sé “documenti storici” causati dall’influenza a lungo termine dei raggi cosmici galattici, della radiazione solare e del vento solare. Studiando i danni causati dai raggi cosmici possiamo dire per quanto tempo il meteorite rimase in orbita prima di finire sotto la protezione dell'atmosfera terrestre. La connessione diretta tra meteoriti e Sole deriva dal fatto che la composizione elementare dei meteoriti più antichi - le condriti - ripete esattamente la composizione della fotosfera solare. Gli unici elementi il cui contenuto differisce sono quelli volatili, come l'idrogeno e l'elio, che evaporano abbondantemente dai meteoriti durante il loro raffreddamento, così come il litio, che viene parzialmente “bruciato” al Sole nelle reazioni nucleari. I termini “composizione solare” e “composizione di condrite” sono usati in modo intercambiabile quando si descrive la suddetta “ricetta per la materia solare”. I meteoriti pietrosi la cui composizione differisce da quella del sole sono chiamati acondriti.
Piccoli frammenti. Lo spazio quasi solare è pieno di piccole particelle, le cui fonti sono i nuclei di comete che collassano e le collisioni di corpi, principalmente nella fascia degli asteroidi. Le particelle più piccole si avvicinano gradualmente al Sole a causa dell'effetto Poynting-Robertson (che consiste nel fatto che la pressione della luce solare su una particella in movimento non è diretta esattamente lungo la linea delle particelle del Sole, ma a causa dell'aberrazione della luce è deviato indietro e quindi rallenta il movimento della particella). La caduta di piccole particelle sul Sole è compensata dalla loro costante riproduzione, per cui sul piano dell'eclittica c'è sempre un accumulo di polvere che disperde i raggi solari. Nelle notti più buie, è evidente sotto forma di luce zodiacale, che si estende in un'ampia striscia lungo l'eclittica a ovest dopo il tramonto e ad est prima dell'alba. Vicino al Sole, la luce zodiacale si trasforma in una falsa corona (F-corona, da falso), visibile solo durante un'eclissi totale. Con l'aumentare della distanza angolare dal Sole, la luminosità della luce zodiacale diminuisce rapidamente, ma nel punto antisolare dell'eclittica si intensifica nuovamente, formando controradianza; ciò è dovuto al fatto che piccole particelle di polvere riflettono intensamente la luce. Di tanto in tanto, i meteoroidi entrano nell'atmosfera terrestre. La velocità del loro movimento è così elevata (in media 40 km/s) che quasi tutti, tranne il più piccolo e il più grande, bruciano ad un'altitudine di circa 110 km, lasciando lunghe code luminose: meteore o stelle cadenti. Molti meteoroidi sono associati alle orbite delle singole comete, quindi le meteore vengono osservate più spesso quando la Terra passa vicino a tali orbite in determinati periodi dell'anno. Ad esempio, molte meteore vengono osservate intorno al 12 agosto di ogni anno mentre la Terra attraversa lo sciame delle Perseidi, associato alle particelle perse dalla cometa 1862 III. Un altro sciame - le Orionidi - intorno al 20 ottobre è associato alla polvere della cometa di Halley.
Guarda anche METEORA. Le particelle inferiori a 30 micron possono rallentare nell'atmosfera e cadere al suolo senza bruciarsi; tali micrometeoriti vengono raccolti per analisi di laboratorio. Se le particelle di diversi centimetri o più sono costituite da una sostanza sufficientemente densa, anche loro non bruciano completamente e cadono sulla superficie della Terra sotto forma di meteoriti. Più del 90% di essi sono in pietra; Solo uno specialista può distinguerli dalle rocce terrene. Il restante 10% dei meteoriti è di ferro (in realtà sono una lega di ferro e nichel). I meteoriti sono considerati frammenti di asteroidi. Meteoriti di ferro un tempo facevano parte dei nuclei di questi corpi, distrutti dalle collisioni. È possibile che alcuni meteoriti sciolti e ricchi di volatili abbiano avuto origine da comete, ma ciò è improbabile; Molto probabilmente, grandi particelle di comete bruciano nell'atmosfera e solo quelle piccole vengono preservate. Considerando quanto sia difficile per le comete e gli asteroidi raggiungere la Terra, è chiaro quanto sia utile studiare i meteoriti che “sono arrivati” indipendentemente sul nostro pianeta dalle profondità del sistema solare.
Guarda anche METEORITE.
Comete. In genere, le comete arrivano dalla lontana periferia del sistema solare e diventano per un breve periodo luminari estremamente spettacolari; in questo momento attirano l'attenzione di tutti, ma molto sulla loro natura rimane ancora poco chiaro. Una nuova cometa di solito appare inaspettatamente, e quindi è quasi impossibile preparare una sonda spaziale per incontrarla. Naturalmente, si può lentamente preparare e inviare una sonda per incontrare una delle centinaia di comete periodiche le cui orbite sono ben note; ma tutte queste comete, che più volte si erano avvicinate al Sole, erano già invecchiate, avevano perso quasi completamente le loro sostanze volatili e erano diventate pallide e inattive. Solo una cometa periodica è ancora attiva: la cometa di Halley. Le sue 30 apparizioni sono state regolarmente registrate dal 240 a.C. e chiamò la cometa in onore dell'astronomo E. Halley, che ne predisse la comparsa nel 1758. La cometa di Halley ha un periodo orbitale di 76 anni, una distanza del perielio di 0,59 UA. e afelio 35 au. Quando attraversò il piano dell'eclittica nel marzo 1986, un'armata di veicoli spaziali con cinquanta strumenti scientifici si precipitò ad incontrarla. Risultati particolarmente importanti furono ottenuti dalle due sonde sovietiche Vega e dalla europea Giotto, che per la prima volta trasmisero immagini del nucleo cometario. Mostrano una superficie molto irregolare ricoperta di crateri e due getti di gas che sgorgano dal lato soleggiato del nucleo. Il volume del nucleo della cometa di Halley era maggiore del previsto; la sua superficie, che riflette solo il 4% della luce incidente, è una delle più scure del sistema solare.
Ogni anno vengono osservate circa dieci comete, di cui solo un terzo è stato scoperto in precedenza. Sono spesso classificati in base alla lunghezza del loro periodo orbitale: breve periodo (3 ALTRI SISTEMI PLANETARI
Dalle visioni moderne sulla formazione delle stelle ne consegue che la nascita di una stella di tipo solare deve essere accompagnata dalla formazione di un sistema planetario. Anche se questo vale solo per le stelle completamente simili al Sole (cioè stelle singole di classe spettrale G), allora in questo caso almeno l'1% delle stelle nella Galassia (che è circa 1 miliardo di stelle) deve avere sistemi planetari. Un'analisi più dettagliata mostra che tutte le stelle possono avere pianeti più freddi della classe spettrale F, anche quelli inclusi nei sistemi binari.
Infatti, negli ultimi anni ci sono state segnalazioni di scoperte di pianeti attorno ad altre stelle. Allo stesso tempo, i pianeti stessi non sono visibili: la loro presenza viene rilevata dal leggero movimento della stella causato dalla sua attrazione sul pianeta. Il movimento orbitale del pianeta fa sì che la stella “oscilli” e cambi periodicamente la sua velocità radiale, che può essere misurata dalla posizione delle linee nello spettro della stella (effetto Doppler). Alla fine del 1999, è stata segnalata la scoperta di pianeti di tipo Giove intorno a 30 stelle, tra cui 51 Peg, 70 Vir, 47 UMa, 55 Cnc, t Boo, u And, 16 Cyg, ecc. Tutte queste sono stelle vicine al Sole, e la distanza dal più vicino ce ne sono solo 15 (Gliese 876). anni. Anche due radiopulsar (PSR 1257+12 e PSR B1628-26) hanno sistemi planetari con masse dell'ordine di quella della Terra. Non è stato ancora possibile rilevare pianeti così leggeri attorno a stelle normali utilizzando la tecnologia ottica. Intorno a ciascuna stella è possibile specificare un'ecosfera in cui la temperatura della superficie del pianeta consente l'esistenza di acqua liquida. L'ecosfera solare si estende da 0,8 a 1,1 UA. Contiene la Terra, ma non include Venere (0,72 UA) e Marte (1,52 UA). Probabilmente, in qualsiasi sistema planetario, non più di 1-2 pianeti entrano nell'ecosfera, in cui le condizioni sono favorevoli alla vita.
DINAMICA DEL MOTO ORBITALE
Il movimento dei pianeti con elevata precisione obbedisce alle tre leggi di I. Keplero (1571-1630), da lui derivate dalle osservazioni: 1) I pianeti si muovono su ellissi, in uno dei fuochi di cui si trova il Sole. 2) Il raggio vettore che collega il Sole e il pianeta spazza aree uguali durante periodi di tempo uguali durante il movimento orbitale del pianeta. 3) Il quadrato del periodo orbitale è proporzionale al cubo del semiasse maggiore dell'orbita ellittica. La seconda legge di Keplero deriva direttamente dalla legge di conservazione del momento angolare ed è la più generale delle tre. Newton stabilì che la prima legge di Keplero è valida se la forza di attrazione tra due corpi è inversamente proporzionale al quadrato della distanza tra loro, e la terza legge - se questa forza è anche proporzionale alle masse dei corpi. Nel 1873 J. Bertrand dimostrò che in generale solo in due casi i corpi non si muovono a spirale l'uno intorno all'altro: se sono attratti secondo la legge dell'inverso del quadrato di Newton o secondo la legge di proporzionalità diretta di Hooke (che descrive l'elasticità delle molle) . Una proprietà notevole del sistema solare è che la massa della stella centrale è molto maggiore della massa di qualsiasi pianeta, quindi il movimento di ciascun membro del sistema planetario può essere calcolato con elevata precisione nell'ambito del problema di il movimento di due corpi che gravitano reciprocamente: il Sole e l'unico pianeta accanto ad esso. La sua soluzione matematica è nota: se la velocità del pianeta non è troppo elevata, si muove su un'orbita periodica chiusa, che può essere calcolata con precisione. Il problema del movimento di più di due corpi, generalmente chiamato “problema degli N-corpi”, è molto più difficile a causa del loro movimento caotico in orbite aperte. Questa casualità delle orbite è di fondamentale importanza e ci permette di capire, ad esempio, come cadono i meteoriti dalla fascia degli asteroidi alla Terra.
Guarda anche
LE LEGGI DI KEPLER;
MECCANICA CELESTE;
ORBITA. Nel 1867, D. Kirkwood fu il primo a notare che gli spazi vuoti (“portelli”) nella fascia degli asteroidi si trovano a distanze dal Sole tali dove il movimento medio è commisurato (in un rapporto intero) al movimento di Giove. In altre parole, gli asteroidi evitano orbite in cui il loro periodo di rivoluzione attorno al Sole sarebbe un multiplo del periodo di rivoluzione di Giove. I due portelli più grandi di Kirkwood si presentano con proporzioni di 3:1 e 2:1. Tuttavia, vicino alla commensurabilità 3:2, c'è un eccesso di asteroidi uniti da questa caratteristica nel gruppo Gilda. C'è anche un eccesso di asteroidi del gruppo Troiano 1:1 che orbitano attorno a Giove 60° davanti e 60° dietro di esso. La situazione con i Troiani è chiara: vengono catturati vicino a punti Lagrange stabili (L4 e L5) nell'orbita di Giove, ma come spiegare i portelli Kirkwood e il gruppo Gilda? Se ci fossero solo dei tratteggi sulle commensurabilità, allora si potrebbe accettare la semplice spiegazione proposta dallo stesso Kirkwood, secondo cui gli asteroidi vengono espulsi dalle regioni risonanti dall'influenza periodica di Giove. Ma ora questa immagine sembra troppo semplice. Calcoli numerici hanno dimostrato che le orbite caotiche penetrano nelle regioni dello spazio vicine alla risonanza 3:1 e che i frammenti di asteroidi che cadono in questa regione cambiano le loro orbite da circolari a ellittiche allungate, portandole regolarmente nella parte centrale del Sistema Solare. In tali orbite interplanetarie, i meteoroidi non vivono a lungo (solo pochi milioni di anni) prima di schiantarsi su Marte o sulla Terra e, con un leggero errore, essere lanciati alla periferia del sistema solare. Quindi, la principale fonte di meteoriti che cadono sulla Terra sono i portelli Kirkwood, attraverso i quali passano le orbite caotiche dei frammenti di asteroidi. Naturalmente, nel Sistema Solare ci sono molti esempi di moti risonanti altamente ordinati. Questo è esattamente il modo in cui si muovono i satelliti vicini ai pianeti, ad esempio la Luna, che è rivolta alla Terra sempre con lo stesso emisfero, poiché il suo periodo orbitale coincide con quello assiale. Un esempio di sincronizzazione ancora più elevata è dato dal sistema Plutone-Caronte, in cui non solo sul satellite, ma anche sul pianeta “un giorno equivale a un mese”. Il moto di Mercurio è di natura intermedia, la sua rotazione assiale e la rotazione orbitale sono in un rapporto di risonanza di 3:2. Tuttavia, non tutti i corpi si comportano in modo così semplice: ad esempio, nell'Hyperion non sferico, sotto l'influenza della gravità di Saturno, l'asse di rotazione si capovolge caoticamente. L'evoluzione delle orbite dei satelliti è influenzata da diversi fattori. Poiché i pianeti e i satelliti non sono masse puntiformi, ma oggetti estesi e, inoltre, la forza di gravità dipende dalla distanza, diverse parti del corpo del satellite, situate a diverse distanze dal pianeta, ne sono attratte in modi diversi; lo stesso vale per l'attrazione che agisce dal satellite sul pianeta. Questa differenza di forze provoca il flusso e il riflusso del mare e conferisce ai satelliti che ruotano in modo sincrono una forma leggermente appiattita. Il satellite e il pianeta causano reciprocamente deformazioni mareali, che influenzano il loro movimento orbitale. La risonanza del movimento medio 4:2:1 delle lune di Giove Io, Europa e Ganimede, studiata per la prima volta in dettaglio da Laplace nel suo Celestial Mechanics (Vol. 4, 1805), è chiamata risonanza di Laplace. Solo pochi giorni prima dell'avvicinamento della Voyager 1 a Giove, il 2 marzo 1979, gli astronomi Peale, Cassin e Reynolds pubblicarono "The Melting of Io by Tidal Dissipation", che prevedeva un vulcanismo attivo su questa luna a causa del suo ruolo principale nel mantenere un pianeta risonanza 4:2:1. La Voyager 1 ha effettivamente scoperto vulcani attivi su Io, così potenti che nelle fotografie della superficie del satellite non è visibile un singolo cratere meteoritico: la sua superficie viene così rapidamente ricoperta dai prodotti dell'eruzione.
FORMAZIONE DEL SISTEMA SOLARE
La questione di come si è formato il sistema solare è forse la più difficile nella scienza planetaria. Per rispondere a questa domanda disponiamo ancora di pochi dati che possano aiutarci a ricostruire i complessi processi fisici e chimici avvenuti in quella lontana epoca. La teoria della formazione del Sistema Solare deve spiegare molti fatti, incluso il suo stato meccanico, la composizione chimica e i dati sulla cronologia isotopica. In questo caso, è auspicabile fare affidamento su fenomeni reali osservati vicino a stelle giovani e in formazione.
Condizioni meccaniche. I pianeti ruotano attorno al Sole nella stessa direzione, su orbite quasi circolari che giacciono quasi sullo stesso piano. La maggior parte di essi ruota attorno al proprio asse nella stessa direzione del Sole. Tutto ciò indica che il predecessore del sistema Solare era un disco rotante, che si forma naturalmente durante la compressione di un sistema autogravitante con conservazione del momento angolare e il conseguente aumento della velocità angolare. (Il momento angolare di un pianeta, o momento angolare, è il prodotto della sua massa per la sua distanza dal Sole e la sua velocità orbitale. Il momento angolare del Sole è determinato dalla sua rotazione assiale ed è approssimativamente uguale alla sua massa moltiplicata per il suo raggio e moltiplicata per la sua velocità di rotazione; i momenti assiali dei pianeti sono trascurabili.) Il Sole contiene il 99% della massa del sistema solare, ma solo ca. 1% del suo momento angolare. La teoria dovrebbe spiegare perché la maggior parte della massa del sistema è concentrata nel Sole e la stragrande maggioranza del momento angolare si trova nei pianeti esterni. I modelli teorici disponibili sulla formazione del Sistema Solare indicano che all'inizio il Sole ruotava molto più velocemente di adesso. Il momento angolare del giovane Sole è stato poi trasferito alle parti esterne del Sistema Solare; Gli astronomi ritengono che le forze gravitazionali e magnetiche abbiano rallentato la rotazione del Sole e accelerato il movimento dei pianeti. La regola approssimativa per la distribuzione regolare delle distanze planetarie dal Sole (regola di Titius-Bode) è nota da due secoli, ma non esiste alcuna spiegazione. Nei sistemi di satelliti dei pianeti esterni si possono tracciare gli stessi schemi del sistema planetario nel suo insieme; Probabilmente, i processi della loro formazione avevano molto in comune.
Guarda anche LEGGE DI BODE.
Composizione chimica. Esiste un forte gradiente (differenza) nella composizione chimica del Sistema Solare: i pianeti e i satelliti vicini al Sole sono costituiti da materiali refrattari, mentre i corpi distanti contengono molti elementi volatili. Ciò significa che durante la formazione del sistema solare si è verificato un ampio gradiente di temperatura. I moderni modelli astrofisici di condensazione chimica suggeriscono che la composizione iniziale della nube protoplanetaria era vicina alla composizione del mezzo interstellare e del Sole: in massa fino al 75% di idrogeno, fino al 25% di elio e meno dell'1% di tutti gli altri elementi. . Questi modelli spiegano con successo le variazioni osservate nella composizione chimica nel Sistema Solare. La composizione chimica degli oggetti distanti può essere giudicata in base alla loro densità media, nonché agli spettri della loro superficie e dell'atmosfera. Ciò potrebbe essere fatto in modo molto più accurato analizzando campioni di materia planetaria, ma finora abbiamo solo campioni provenienti dalla Luna e da meteoriti. Studiando i meteoriti cominciamo a comprendere i processi chimici nella nebulosa primordiale. Tuttavia, il processo di agglomerazione dei grandi pianeti da piccole particelle rimane poco chiaro.
Dati isotopici. La composizione isotopica dei meteoriti indica che la formazione del Sistema Solare è avvenuta 4,6 ± 0,1 miliardi di anni fa ed è durata non più di 100 milioni di anni. Anomalie negli isotopi di neon, ossigeno, magnesio, alluminio e altri elementi indicano che durante il collasso della nube interstellare che ha dato vita al Sistema Solare, vi sono caduti i prodotti dell'esplosione di una supernova vicina.
Guarda anche ISOTOPI; SUPERNOVA.
Formazione stellare. Le stelle nascono nel processo di collasso (compressione) del gas interstellare e delle nubi di polvere. Questo processo non è stato ancora studiato in dettaglio. Esistono prove osservative che le onde d’urto derivanti dalle esplosioni di supernova possono comprimere la materia interstellare e stimolare il collasso delle nubi in stelle.
Guarda anche COLLASSO GRAVITAZIONALE. Prima che una giovane stella raggiunga uno stato stabile, subisce uno stadio di compressione gravitazionale da parte della nebulosa protostellare. Le informazioni di base su questo stadio dell'evoluzione stellare si ottengono studiando le giovani stelle T Tauri. Apparentemente queste stelle sono ancora in uno stato di compressione e la loro età non supera 1 milione di anni. Tipicamente le loro masse vanno da 0,2 a 2 masse solari. Mostrano segni di forte attività magnetica. Gli spettri di alcune stelle T Tauri contengono righe proibite che compaiono solo nel gas a bassa densità; Questi sono probabilmente i resti di una nebulosa protostellare che circonda la stella. Le stelle T Tauri sono caratterizzate da rapide fluttuazioni della radiazione ultravioletta e dei raggi X. Molti di loro mostrano una potente emissione infrarossa e linee spettrali di silicio, indicando che le stelle sono circondate da nubi di polvere. Infine, le stelle T Tauri hanno potenti venti stellari. Si ritiene che nel primo periodo della sua evoluzione il Sole abbia attraversato anche lo stadio T Tauri, e che fu durante questo periodo che gli elementi volatili furono espulsi dalle regioni interne del Sistema Solare. Alcune stelle in formazione di massa moderata mostrano un forte aumento di luminosità e perdita di involucri in meno di un anno. Tali fenomeni sono chiamati FU Orion flares. Una stella dei T Tauri ha vissuto un simile sfogo almeno una volta. Si ritiene che la maggior parte delle giovani stelle attraversi la fase di esplosione di tipo FU Orionis. Molte persone vedono la ragione del brillamento nel fatto che di tanto in tanto aumenta il tasso di accrescimento della materia sulla giovane stella dal disco di gas e polvere circostante. Se anche il Sole avesse sperimentato uno o più brillamenti FU Orionis all’inizio della sua evoluzione, ciò avrebbe influenzato notevolmente i volatili nel Sistema Solare centrale. Osservazioni e calcoli mostrano che nelle vicinanze di una stella in formazione si trovano sempre resti di materia protostellare. Potrebbe formarsi in una stella compagna o in un sistema planetario. In effetti, molte stelle formano sistemi binari e multipli. Ma se la massa del compagno non supera l'1% della massa del Sole (10 masse di Giove), la temperatura nel suo nucleo non raggiungerà mai il valore necessario affinché avvengano le reazioni termonucleari. Un tale corpo celeste è chiamato pianeta.
Teorie della formazione. Le teorie scientifiche sulla formazione del Sistema Solare possono essere suddivise in tre categorie: mareale, accrescitiva e nebulare. Questi ultimi stanno attualmente suscitando il maggiore interesse. La teoria delle maree, apparentemente proposta per primo da Buffon (1707-1788), non collega direttamente la formazione delle stelle e dei pianeti. Si presume che un'altra stella che vola oltre il Sole, attraverso l'interazione delle maree, abbia estratto da esso (o da se stessa) un flusso di materia da cui si sono formati i pianeti. Questa idea affronta molti problemi fisici; ad esempio, il materiale caldo espulso da una stella dovrebbe fuoriuscire anziché condensarsi. Ora la teoria delle maree è impopolare perché non riesce a spiegare le caratteristiche meccaniche del sistema solare e rappresenta la sua nascita come un evento casuale ed estremamente raro. La teoria dell’accrescimento suggerisce che il giovane Sole abbia catturato materiale da un futuro sistema planetario mentre volava attraverso una densa nube interstellare. In effetti, le stelle giovani si trovano solitamente vicino a grandi nubi interstellari. Tuttavia, nell'ambito della teoria dell'accrescimento, è difficile spiegare il gradiente della composizione chimica in un sistema planetario. La più sviluppata e generalmente accettata oggi è l'ipotesi nebulare, proposta da Kant alla fine del XVIII secolo. La sua idea di base è che il Sole e i pianeti si siano formati simultaneamente da un'unica nube rotante. Restringendosi, si trasformò in un disco, al centro del quale si formò il Sole, e alla periferia - i pianeti. Si noti che questa idea differisce dall'ipotesi di Laplace, secondo la quale il Sole si è formato prima da una nuvola e poi, mentre si contraeva, la forza centrifuga strappò anelli di gas dall'equatore, che successivamente si condensarono in pianeti. L'ipotesi di Laplace affronta difficoltà fisiche che non sono state superate da 200 anni. La versione moderna di maggior successo della teoria nebulare è stata creata da A. Cameron e dai suoi colleghi. Nel loro modello, la nebulosa protoplanetaria aveva circa il doppio della massa dell’attuale sistema planetario. Durante i primi 100 milioni di anni, il Sole in formazione espulse attivamente la materia da esso. Questo comportamento è tipico delle stelle giovani, chiamate stelle T Tauri dal prototipo. La distribuzione della pressione e della temperatura della materia della nebulosa nel modello di Cameron concorda bene con il gradiente della composizione chimica del Sistema Solare. Pertanto, è molto probabile che il Sole e i pianeti si siano formati da un’unica nube in collasso. Nella sua parte centrale, dove la densità e la temperatura erano più elevate, si conservavano solo le sostanze refrattarie, mentre alla periferia si conservavano anche le sostanze volatili; questo spiega il gradiente della composizione chimica. Secondo questo modello, la formazione di un sistema planetario dovrebbe accompagnare la prima evoluzione di tutte le stelle di tipo solare.
Crescita dei pianeti. Esistono molti scenari per la crescita planetaria. I pianeti potrebbero essersi formati attraverso collisioni casuali e adesioni di piccoli corpi chiamati planetesimi. Ma forse i piccoli corpi si sono uniti in grandi gruppi contemporaneamente in corpi più grandi a causa dell'instabilità gravitazionale. Non è chiaro se l'accumulo dei pianeti sia avvenuto in un ambiente gassoso o privo di gas. In una nebulosa gassosa, le differenze di temperatura vengono attenuate, ma quando parte del gas si condensa in granelli di polvere e il gas rimanente viene spazzato via dal vento stellare, la trasparenza della nebulosa aumenta bruscamente e si verifica un forte gradiente di temperatura nel sistema. Non è ancora del tutto chiaro quali siano i tempi caratteristici della condensazione del gas in granelli di polvere, dell'accumulo dei granelli di polvere in planetesimi e dell'accrescimento dei planetesimi nei pianeti e nei loro satelliti.
LA VITA NEL SISTEMA SOLARE
È stato suggerito che la vita nel sistema solare una volta esistesse oltre la Terra, e forse esista ancora. L'avvento della tecnologia spaziale ha permesso di iniziare la sperimentazione diretta di questa ipotesi. Mercurio si è rivelato troppo caldo e privo di atmosfera e acqua. Anche Venere è molto calda: il piombo si scioglie sulla sua superficie. La possibilità della vita nello strato nuvoloso superiore di Venere, dove le condizioni sono molto più miti, non è altro che una fantasia. La luna e gli asteroidi sembrano completamente sterili. Grandi speranze erano riposte su Marte. Sistemi di sottili linee rette - "canali", osservati attraverso un telescopio 100 anni fa, hanno poi dato origine a parlare di strutture di irrigazione artificiale sulla superficie di Marte. Ma ora sappiamo che le condizioni su Marte sono sfavorevoli per la vita: aria fredda, secca, molto rarefatta e, di conseguenza, forti radiazioni ultraviolette del Sole, che sterilizzano la superficie del pianeta. Gli strumenti del lander Viking non hanno rilevato materia organica nel suolo di Marte. È vero, ci sono segnali che il clima di Marte sia cambiato in modo significativo e che un tempo potrebbe essere stato più favorevole alla vita. È noto che in un lontano passato c'era acqua sulla superficie di Marte, poiché immagini dettagliate del pianeta mostrano tracce di erosione idrica, che ricordano burroni e letti di fiumi asciutti. Le variazioni a lungo termine del clima marziano potrebbero essere associate a cambiamenti nell’inclinazione dell’asse polare. Con un leggero aumento della temperatura del pianeta, l'atmosfera può diventare 100 volte più densa (a causa dell'evaporazione del ghiaccio). Pertanto, è possibile che una volta esistesse la vita su Marte. Potremo rispondere a questa domanda solo dopo uno studio dettagliato dei campioni di suolo marziano. Ma consegnarli sulla Terra è un compito difficile. Fortunatamente, ci sono prove evidenti che delle migliaia di meteoriti trovati sulla Terra, almeno 12 provenivano da Marte. Sono chiamati meteoriti SNC perché i primi sono stati trovati vicino agli insediamenti di Shergotty (Shergotty, India), Nakhla (Nakhla, Egitto) e Chassigny (Chassigny, Francia). Il meteorite ALH 84001, rinvenuto in Antartide, è molto più antico degli altri e contiene idrocarburi policiclici aromatici, forse di origine biologica. Si ritiene che sia arrivato sulla Terra da Marte perché il suo rapporto isotopico di ossigeno non è lo stesso delle rocce terrestri o dei meteoriti non SNC, ma piuttosto lo stesso del meteorite EETA 79001, che contiene vetri contenenti bolle contenenti gas nobili diversi da Terra, ma coerente con l'atmosfera di Marte. Sebbene le atmosfere dei pianeti giganti contengano molte molecole organiche, è difficile credere che in assenza di una superficie solida possa esistere la vita. In questo senso, molto più interessante è il satellite di Saturno, Titano, che non ha solo un’atmosfera con componenti organici, ma anche una superficie solida dove possono accumularsi i prodotti della fusione. È vero, la temperatura di questa superficie (90 K) è più adatta alla liquefazione dell'ossigeno. Pertanto, l'attenzione dei biologi è più attratta dal satellite di Giove Europa, sebbene privo di atmosfera, ma apparentemente con un oceano di acqua liquida sotto la sua superficie ghiacciata. Alcune comete quasi certamente contengono molecole organiche complesse formatesi durante la formazione del sistema solare. Ma è difficile immaginare la vita su una cometa. Quindi, finora non abbiamo prove che la vita nel sistema solare esista altrove oltre la Terra. Ci si potrebbe chiedere: quali sono le capacità degli strumenti scientifici in relazione alla ricerca della vita extraterrestre? Può una moderna sonda spaziale rilevare la presenza di vita su un pianeta lontano? Ad esempio, Galileo potrebbe rilevare la vita e l’intelligenza sulla Terra quando la sorpasserà due volte durante l’esecuzione di manovre gravitazionali? Nelle immagini della Terra trasmesse dalla sonda non è stato possibile notare segni di vita intelligente, ma i segnali delle nostre stazioni radiotelevisive captati dai ricevitori Galileo sono diventati una prova evidente della sua presenza. Sono completamente diversi dalla radiazione delle stazioni radio naturali - aurore, oscillazioni del plasma nella ionosfera terrestre, eruzioni solari - e rivelano immediatamente la presenza di civiltà tecnica sulla Terra. Come si manifesta la vita irragionevole? La telecamera Galileo ha catturato immagini della Terra in sei ristrette gamme spettrali. Nei filtri da 0,73 e 0,76 micron, alcune aree terrestri appaiono verdi a causa del forte assorbimento della luce rossa, cosa non tipica dei deserti e delle rocce. Il modo più semplice per spiegarlo è che sulla superficie del pianeta è presente un portatore di un pigmento non minerale che assorbe la luce rossa. Sappiamo che questo insolito assorbimento della luce è dovuto alla clorofilla, che le piante utilizzano per la fotosintesi. Nessun altro corpo nel sistema solare ha un colore così verde. Inoltre, lo spettrometro a infrarossi Galileo ha registrato la presenza di ossigeno molecolare e metano nell'atmosfera terrestre. La presenza di metano e ossigeno nell'atmosfera terrestre indica l'attività biologica sul pianeta. Possiamo quindi concludere che le nostre sonde interplanetarie sono in grado di rilevare segni di vita attiva sulla superficie dei pianeti. Ma se sotto il guscio ghiacciato di Europa si nasconde la vita, è improbabile che un veicolo in volo la rilevi.
Dizionario di geografia
Questo è un sistema di pianeti, al centro del quale c'è una stella luminosa, una fonte di energia, calore e luce: il Sole.
Secondo una teoria, il Sole si è formato insieme al Sistema Solare circa 4,5 miliardi di anni fa a seguito dell'esplosione di una o più supernovae. Inizialmente, il Sistema Solare era una nuvola di gas e particelle di polvere che, in movimento e sotto l'influenza della loro massa, formavano un disco in cui sorsero una nuova stella, il Sole, e l'intero nostro Sistema Solare.
Al centro del sistema solare c'è il Sole, attorno al quale ruotano in orbita nove grandi pianeti. Poiché il Sole è spostato dal centro delle orbite planetarie, durante il ciclo di rivoluzione attorno al Sole i pianeti si avvicinano o si allontanano nelle loro orbite.
Ci sono due gruppi di pianeti:
Pianeti terrestri: E . Questi pianeti sono di piccole dimensioni con una superficie rocciosa e sono i più vicini al Sole.
Pianeti giganti: E . Si tratta di pianeti di grandi dimensioni, costituiti principalmente da gas e caratterizzati dalla presenza di anelli costituiti da polvere ghiacciata e numerosi pezzi rocciosi.
E qui non rientra in nessun gruppo perché, nonostante la sua collocazione nel sistema solare, si trova troppo lontano dal Sole ed ha un diametro molto piccolo, solo 2320 km, ovvero la metà del diametro di Mercurio.
Pianeti del sistema solare
Cominciamo un'affascinante conoscenza con i pianeti del Sistema Solare in ordine di posizione dal Sole, e consideriamo anche i loro principali satelliti e alcuni altri oggetti spaziali (comete, asteroidi, meteoriti) nelle gigantesche distese del nostro sistema planetario.
Anelli e lune di Giove: Europa, Io, Ganimede, Callisto e altri...
Il pianeta Giove è circondato da un'intera famiglia di 16 satelliti e ognuno di essi ha le sue caratteristiche uniche...
Anelli e lune di Saturno: Titano, Encelado e altri...
Non solo il pianeta Saturno ha anelli caratteristici, ma anche altri pianeti giganti. Intorno a Saturno gli anelli sono particolarmente visibili, perché sono costituiti da miliardi di piccole particelle che ruotano attorno al pianeta, oltre a diversi anelli, Saturno ha 18 satelliti, uno dei quali è Titano, il suo diametro è di 5000 km, il che lo rende il più grande satellite del sistema solare...
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