Il Sistema Solare

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Categoria:Astronomia

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SISTEMA SOLARE
Sistema di corpi celesti di cui fanno parte il Sole, i nove pianeti con i loro satelliti, le comete, migliaia di asteroidi (pianetini) e i meteoriti; lo spazio in cui orbitano questi corpi ha forma simile a quella di una sfera, con un diametro di circa 20.000 miliardi di chilometri, ed и riempito dalla cosiddetta materia interplanetaria, composta prevalentemente da polveri finissime e gas. Il sistema solare и l'unico sistema planetario di cui sia stata accertata e ampiamente documentata l'esistenza. Ottanta и stato rilevato che attorno ad alcune stelle, come Vega, orbitano corpi composti da materia fredda; l'ipotesi piщ accreditata sostiene che non si tratti di pianeti quanto piuttosto di nane brune. Molti astronomi ritengono tuttavia che i sistemi planetari siano molto comuni nell'universo: in base a recenti studi sembra che alle stelle 51 Pegasi, 70 Virginis, 47 Ursae Majoris, ruotino uno o piщ pianeti.
LA STELLA SOLE
Il Sole и una sfera gigantesca, con una densitа media molto vicina a quella dell’acqua. Esso ruota intorno al proprio asse con una velocitа maggiore verso l’equatore e decrescente verso i poli.
La potenza per unitа di superficie con cui il Sole emette calore и detta costante solare.
Possiamo distinguere l’interno del Sole (formato a sua volta dal nucleo avvolto dalla zona radiativa), la superficie visibile (fotosfera) e la sua atmosfera (distinta in due strati: cromosfera e corona).
Il nucleo
Nel cuore del Sole и stato individuato un nucleo, che и la zona di vera produzione dell’energia e in cui aumenta continuamente l’elio a spese dell’idrogeno. L’energia prodotta si trasmette verso l’esterno con un processo di radiazione che interessa l’involucro gassoso circostante, chiamato zona radiativa, in cui gli atomi dei gas assorbono ed emettono energia, ma non danno luogo a reazioni nucleari. Il trasporto di energia avviene per convezione e interessa un involucro di gas piщ esterno, chiamato zona convettiva.
La fotosfera
La fotosfera и l’involucro che irradia quasi tutta la luce solare e corrisponde, quindi, al disco luminoso del Sole.
La superficie della fotosfera non и liscia, ma presenta una struttura a granuli brillanti, formati da masse di gas da 100° a 200°C piщ calde rispetto alla zona circostante. Tali masse riscaldandosi salgono in superficie e poi raffreddate riscendono. Ogni granulo dura solo pochi minuti, ma il movimento di tutti i granuli fa sembrare la superficie della fotosfera in continua ebollizione.
La superficie brillante della fotosfera non и omogenea ma costellata da macchie solari. Queste sono piccole aree scure, depresse rispetto alla superficie circostante, nelle quali si distingue una zona centrale piщ scura circondata da una fascia piщ chiara. Esse si presentano in gruppi della durata media di 2 settimane, che generano intorno a loro un forte campo magnetico che ostacola i moti convettivi.
In vicinanza delle macchie solari si trovano le facole, zone di forte luminositа con temperature uguali a 5000 K formate da granuli diversi dai precedenti per luminositа e durata. Si osservano lungo il bordo del Sole dando l’idea di vere e proprie bolle di gas.
La cromosfera e la corona
La cromosfera и un involucro trasparente di gas incandescente che avvolge la fotosfera. E’ visibile per un breve tempo durante un’eclissi totale di Sole, quando la luna nasconde completamente il disco della fotosfera: la cromosfera appare allora come un sottile alone roseo, il cui bordo esterno и sfrangiato in numerose punte luminose.
La corona и la parte piщ esterna dell’atmosfera solare ed и formata da un involucro di gas ionizzati sempre piщ rarefatti man mano che ci si allontana dalla cromosfera. Data la sua bassa luminositа и visibile solo durante un’eclissi totale.
Le particelle ionizzate piщ esterne hanno una velocitа tale da sfuggire all’attrazione gravitazionale e disperdersi come vento solare. La corona presenta una temperatura molto piщ elevata della superficie del Sole, ciт a causa dei moti convettivi della fotosfera, dai quali si propagano a velocitа supersonica onde d’urto che raggiungono la corona: i gas assumono l’energia di tali onde aumentando di temperatura.

L’attivitа solare
Le protuberanze sono grandi nubi filamentose di idrogeno che si innalzano dalla cromosfera e penetrano ampiamente nella corona, hanno una temperatura tra i 15.000 e i 25.000 K, molto piщ calde rispetto alla cromosfera ma fredde rispetto alla corona. Esse si manifestano sotto forma di pioggia o come protuberanze eruttive, si possono osservare durante un’eclissi totale come lingue luminose o contro il disco del Sole come filamenti.
I brillamenti sono violentissime esplosioni di energia con potenti scariche elettriche e un ampia gamma di radiazioni dai raggi x alle onde radio, che rafforzano notevolmente la radiazione stazionaria del Sole. Viaggiando alla velocitа della luce, questi improvvisi aumenti di radiazioni investono gli strati piщ esterni dell’atmosfera terrestre, provocando perturbazioni che influiscono sulle trasmissioni radio. In particolare lo strato D della ionosfera viene tanto rafforzato da assorbire tutte le onde radio corte e gran parte delle medie.
I flares emettono inoltre un intenso flusso di particelle atomiche e un’ultraradiazione formata da particelle ad altissima energia che si propagano ad una velocitа prossima a quella della luce. Giungendo in prossimitа dell’atmosfera terrestre le particelle ionizzate vengono soffiate verso la bassa atmosfera dando luogo alle aurore polari che si originano, a causa del campo magnetico terrestre, nella zona prossima ai poli, con colori che vanno dal rosso al blu al verde. Contemporaneamente alle aurore polari, si verificano nel campo magnetico terrestre forti perturbazioni, le tempeste magnetiche.
La periodicitа di tali fenomeni si spiega con una comune origine: i flares sarebbero prodotti dagli stessi periodici rafforzamenti del campo magnetico che, generati all’interno del Sole, risalirebbero fino alla fotosfera, provocando le macchie solari, e si estenderebbero fino alla corona, divenuti instabili collasserebbero, con grande rilascio di energia sotto forma di flares. Si hanno cosм periodi di “Sole calmo” alternati a periodi in cui alla radiazione stazionaria si sovrappongono radiazioni ondulatorie e radiazioni corpuscolari.
L’attivitа solare influenza, inoltre, l’accrescimento delle piante: lo spessore degli anelli del tronco и maggiore nei periodi di massima attivitа e minimo nelle fasi di calma.
Cosa brucia nel Sole?
Considerazioni tecniche hanno portato a concludere che l’interno del Sole и costituito per il 98% di idrogeno ed elio allo stato di plasma, sotto forma di una miscela di elettroni liberi e nuclei atomici. Elementi piщ pesanti rappresentano il 2% della massa totale, e poichй per formarsi essi richiedono temperature piщ elevate di quelle raggiunte dal Sole si presuppone che esso sia una stella riciclata. La parte esterna del Sole и inoltre caratterizzata da una violenta attivitа che sembra dovuta ad un’interazione tra il moto dei gas e il campo magnetico solare.

I PIANETI MAGGIORI
I pianeti visibili ad occhio nudo si distinguono dalle stelle perchй cambiano sensibilmente e con regolari periodi la loro posizione nella volta celeste rispetto agli altri corpi. Il primo a riconoscere chiaramente che i pianeti ruotano intorno al Sole fu Copernico, ma egli postulт che il loro moto fosse circolare. Fu Keplero a stabilire che i pianeti percorrono invece delle orbite ellittiche di cui il Sole occupa uno dei fuochi, enunciando tre leggi:
1. I pianeti descrivono intorno al Sole orbite ellittiche, quasi complanari, aventi tutte un fuoco comune in cui si trova il Sole. (senso antiorario)
2. Il raggio (vettore) che unisce il centro del Sole al centro di un pianeta descrive superfici con arre uguali in intervalli di tempo uguali.
3. I quadrati dei tempi che i pianeti impiegano a percorrere le loro orbite (periodi di rivoluzione) sono proporzionali ai cubi delle loro distanze medie dal Sole. (le distanze sono misurate in U.A., i periodi in anni). Piщ il pianeta и vicino al Sole, maggiore и la velocitа.
TІ = dі
distanza dal Sole
Questa formula permette di conoscere la distanza
TІT dіT
di un pianeta dal Sole in base alla sua rivoluzione
Keplero descrisse il moto dei pianeti, ma non riuscм a comprendere quali forze costringano i pianeti a muoversi secondo le leggi da lui scoperte. Fu Newton a intuire l’esistenza di una forza di attrazione tra i corpi e a descriverne gli effetti attraverso la legge di gravitazione universale, in base alla quale due corpi si attirano in modo direttamente proporzionale alla loro massa e inversamente proporzionale al quadrato della loro distanza.
La forza d’attrazione и espressa dalla seguente formula:

F = G Mm
G = costante di gravitazione universale

M e m = masse dei corpi
d = distanza tra i loro centri
A causa della forza di gravitа, quindi, ogni corpo celeste viene attratto dalle masse circostanti. Un pianeta subisce perciт una forte attrazione da parte del Sole, mentre и debolmente attratto dagli altri pianeti e dalle stelle circostanti; tali azioni impediscono al pianeta di muoversi con velocitа costante e in linea retta, ma lo costringono a muoversi in un gioco di equilibrio di cui l’orbita ellittica и il risultato. L’influenza dei pianeti si rivela inoltre nelle perturbazioni (deviazioni della forma delle orbite da ellissi perfette.
Tra fuoco e ghiacci: i pianeti
I pianeti del sistema solare sono molto diversi tra loro. Si usa cosм distinguere la famiglia dei pianeti di tipo terrestre o interni (Mercurio, Venere, Terra e Marte) e la famiglia dei pianeti giganti o di tipo gioviano o esterni (Giove, Saturno, Urano e Nettuno), Plutone non appartiene a nessuna delle due categorie. La differenza piщ evidente и nel diametro (il diam. del pianeta terrestre piщ grande e circa ј di quello del pianeta gioviano piщ piccolo), ma anche la densitа и diversa: 5 volte quella dell’acqua nei pianeti terrestri, massimo 1.5 volte in quelli gioviani.
Mercurio, Venere, Terra e Marte sono piccole sfere di rocce e metalli che orbitano vicino al Sole e che hanno poco peso nell’economia del sistema solare. Hanno atmosfere tenui o ne sono privi poichй riescono a trattenere solo le molecole di gas piщ pesanti. Hanno pochi o nessun satellite.
I pianeti gioviani hanno una massa maggiore e risultano composti in prevalenza da idrogeno ed elio con quantitа variabili di ghiacci assieme ad una certa quantitа di materiale roccioso, hanno atmosfere molto dense (H ed He) sia per la grande massa ma anche per la bassa temperatura che non consente grandi movimenti. Hanno numerosi satelliti, e altre strutture particolari, come “anelli”.
Mercurio
E’ il pianeta piщ vicino al Sole. La sua distanza media dal Sole и di circa 58 milioni di km; il periodo rivoluzione siderale и di circa 86 giorni. L’orbita escritta da Mercurio и fortemente eccentrica e risulta inclinata sul dell’eclittica di circa 7°; il diametro del pianeta и di circa 4700 km, mentre la densitа media и pari a 6 g/cm cubici. Sull’emisfero illuminato si reggistrano forti temperature, circa 340°C, mentre nell’altro emisfero la temperatura media и di poco superiore allo zero assoluto. Mercurio non ha satelliti. Le ricerche hanno accertato l’assenza di un’atmosfera di acqua e hanno mostrato che la superficie di questo pianeta и molto accidentata.
Venere
E’ il secondo pianeta in ordine di distanza dal Sole, dal quale dista in media 108 milioni di km. Il periodo di rivoluzione и di 224g 16h 48m, quello di rotazione (retrograda) di 243 giorni. Il diametro di Venere и 0.96 volte quello della Terra, la massa и pari a ѕ di quella terrestre, la densitа di 4,9g/m cubici. Venere и avvolta da una spessa coltre di nubi e da un’atmosfera che alla superficie del pianeta raggiunge le 92 atmosfere.
L’atmosfera и costituita per il 96% da anidride carbonica. Il costituente principale delle nubi и l’acido solforico. Venere ha una temperatura superficiale media di 480°C. Presenta alla Terra fasi diverse, come la Luna.
Terra
E’ ilo terzo pianeta del Sistema Solare, distante in media dal Sole 149.6 milioni di km. La forma del nostro pianeta и, grosso modo, quella di una sfera leggermente schiacciata ai poli; piщ precisamente и quella del geoide (che и la superficie che si avrebbe se la superficie media marina si pensasse prolungata al di sotto delle terre), il quale non si discosta molto da un’elissoide di rivoluzione. La superficie della Terra, in base all’elissoide и di 510101000 km quadrati, il volume и di 1083320000000 km al cubo, il raggio terrestre, considerando la terra in prima approssimazione una sfera, risulta pari a 6378 km, mentre la massa risulta eguale a 5.97 x 10 alla 27.ma kg. I principali moti della Terra sono quelli di rotazione e di rivoluzione; fra i numerosi altri moti vi sono quelli di precessione, di nutazione e di traslazione. Il moto di rotazione della Terra attorno al proprio asse и compiuto in 23h 56m 4s. Il moto di rivoluzione attorno al sole и compiuto su di un’orbita ellittica, detta eclittica, il cui piano и inclinato sull’equatore celeste di 23° 26’ 32”; in’intera rivoluzione viene compiuta, se si fa riferimento alle stelle fisse, in 365d 6h 9m 9s (anno sidereo). Il moto di precessione consiste nel fatto che l’asse terrestre non si mantiene parallelo a se stesso durante durante il moto di rivoluzione, ma descrive nel cielo un cerchio attorno al polo dell’eclittica; questo moto non ha luogo lungo una circonferenza, bensм secondo una linea ondulata (moto di nutazione). La Terra compie in fine un moto di traslazione tra le stelle con l’intero Sistema Solare. La costituzione della Terra и contrassegnata da discontinuitа nella densitа e da superficii di separazione fra un nucleo intero (raggio di circa 3500 km), un mantello (fra 2900 e 100 km) ed una crosta superficiale. Queste zone hanno composizione diversa: il nucleo (densitа superiore a 8) sarebbe formato da nichel e ferro (nife); il mantello della parte interna (densitа fra 5 e 6) da ossidi e solfuri metallici (osol); nella parte esterna (densitа fra 3 e 4) da silicati di magnesio (sima); la crosta (densitа 2.8) da silicati di alluminio (sial). Le proprietа magnetiche della Terra sembrano connesse alla natura del nucleo. Quanto alla temperatura interna, che ha andamento crescente con la profonditа, per gli strati superiori si и stabilito un gradiente termico (in media 3°C ogni 100m) mentre per la temperatura interna , certamente dovuta a fenomeni meccanici e radioattivi, la valutazione rimane ancora incerta. La superficie terrestree и occupata per il 29% della sua estensione dalle terre emerse.
Marte
E’ il quarto pianeta in ordine di distanza dal Sole, con orbita immediatamente esterna a quella terrestre. La distanza media dal Sole и di 227.8 milioni di km; il suo diametro equatoriale misura circa 6900 km. Rispetto alla Terra il volume e la massa di Marte risultano rispettivamente pari a 0.150 e a 0.108; la densitа del pianeta и di 3.96 g/cm cubici, mentre l’accelerazione di gravita и di circa 3.75 m/s quadro. Il periodo di rivoluzione intorno al Sole и di circa 687 giorni solari terrestri, pari a circa 669 giorni marziani; il periodo siderale di rotazione и di 24h 37m 23s, cui corrisponde la lunghezza di un giorno solare medio di 24h 39m 35s. L’orbita di Marte и notevolmente ellittica; l’inclinazione del piano orbitale sull’eclittica и di 1°51’. L’equatore di Marte и inclinato di 25°10’ sul piano orbitale, cioи circa quanto l’equatore terrestre, e pertanto anche su Marte ci sono quattro stagioni. La temperatura media si aggira sui -15°C; nelle regioni equatoriali si registrano temperature oscillanti durante il giorno tra +10 e +20°C; durante la notte, perт, la temperatura si abbassa fino a -80°C. Caratteristiche particolari dell’aspetto di Marte sono le calotte polari e le aree rossastre, zone desertiche coperte da una polvere molto fine di colore rosso.
La maggior parte delle conoscenze sul “pianeta rosso” derivano dalle esplorazioni e dagli esperimenti effettuati dalle sonde spaziali Mariner e Viking, statunitensi, e Mars e Phobos, sovietiche. Marte non ha campo magnetico nи fasce di radiazione del tipo di quelle di Van Allen. E’ geologicamente molto attivo: sulla sua superficie, oltre a numerosi crateri meteorici, si trovano molti crateri di origine vulcanica. Sul pianeta esiste una serie di grandi canaloni, di cui alcuni certamente di origine fluviale. L’acqua, non osservata in superficie, esiste ancora su Marte e costituisce gran parte delle calotte polari. L’atmosfera, composta per il 95% di anidride carbonica, ha una pressione al livello del suolo pari a circa il 7% di quella terrestre. Ha due piccoli satelliti irregolari, Phobos e Deimos.
Giove
E’ il maggiore dei pianeti del Sistema Solare ed и il quinto in ordine di distanza dal Sole. La sua massa и pari a circa due volte la somma di quelle di tuttti gli altri pianeti e a circa 318 volte la massa della Terra. Giove ha diametro equatoriale, volume e accelerazione di gravitа rispettivamente pari a 11.23 volte, 1317.89 volte e 2.54 volte quelli terrestri. Ha sedici satelliti, quattro dei quali detti medicei scoperti da Galilei, hanno dimensioni comprese fra quella della Luna e quella di Mercurio.
Saturno
E’ il sesto pianeta del Sistema Solare in ordine di distanza dal Sole, da cui dista in media 1426 milioni di km; il periodo di rivoluzione и di 29.458 anni; quello di rotazione и di 10h 15m. Il diametro equatoriale и di 120160 km, mentre quello polare и di 107520 km; il pianeta presenta quindi un notevole schiacciamento. Il volume di Saturno и 763 volte quello della Terra, la massa и 95 volte la massa terrestre; la densitа и piuttosto bassa (0.725 volte quella dell’acqua). Caratteristica principale di Saturno sono gli anelli, in numero di diverse migliaia, suddivisi in sette fasce principali. Gli anelli sono costituiti da miriadi di particelle che si muovono nel piano equatoriale del pianeta. Due missioni interplanetarie effettuate dalla sonda spaziale Vojager hanno portato a diciassette il numero dei satelliti noti.
Urano
E’ il settimo pianeta del Sistema Solare in ordine di distanza dal Sole. Ha una massa pari a 14 volte quella della Terra , diametro equatoriale di circa 49700 km, periodo di rivoluzione di 84.012 anni, distanza media dal Sole di circa 2.9 miliardi di km. Caratteristiche peculiari di Urano sono il breve periodo di rotazione, che и di sole 10h 49m, il verso della rotazione retrogrado e la piccola inclinazione dell’asse di rotazione, appena 8°. Urano, che presenta una bassissima temperatura, al massimo di -208°C al polo rivolto verso il Sole, ha almeno quindici satelliti. Visitato neli’86 dalla sonda Vojager 2, ha rivelato un campo magnetico pari a circa un terzo di quello terrestre. Come altri pianeti del nostro sistema, anche Urano ha una serie di anelli, pari almeno a 10.
Nettuno
E’ il penultimo pianeta in ordine di distanza dal Sole (la sua distanza media и di circa 4500 milioni di km); fu scoperto da J. G. Galle nel 1846. Nettuno ha un diametro di circa 4 volte quello della Terra, la massa e il volume sono rispettivamente 17.3 volte e 42 volte circa quelli della Terra; il periodo siderale di rivoluzione и di circa 164.8 anni, il periodo di rotazione и di 16.05 ore. Ha otto satelliti: sei sono stati scoperti nel 1989; gli altri due erano giа noti.
Plutone
E’ il pianeta avente la massima distanza media dal Sole, circa 5906 km. Fu scoperto nel 1930 da Cl. W. Tombaugh. Plutone ha notevole eccentricitа e forte inclinazione dell’asse di rotazione sul piano dell’eclittica. Nel 1978 J. Christy ha scoperto un satellite del pianeta: Caronte, il cui diametro si suppone sia pari a circa 1/3 del diametro del pianeta. Molti dati del sistema doppio Platone-Caronte si sono potuti valutare nel 1986, grazie alla rara situazione di eclissi totale del satellite rispetto al pianeta e viceversa.
ALTRI CORPI DEL SISTEMA SOLARE
Oltre ai pianeti, fanno parte del sistema solare anche gli asteroidi (o pianetini), le meteoriti e le comete. Gli asteroidi sono corpi rocciosi che si trovano per la maggior parte in un'ampia fascia tra le orbite di Marte e Giove. Sono migliaia e le loro dimensioni variano dai 1000 km del diametro di Cerere, a quelle di microscopici grani di polvere. Quanto alla loro origine si pensa che siano resti del materiale da cui ha avuto origine il sistema solare, che non hanno potuto aggregarsi in un corpo di maggiori dimensioni a causa delle perturbazioni provocate dalla gigantesca massa di Giove. La loro composizione chimica и analoga a quella delle meteoriti: un nucleo costituito da ferro e nichel alleggerito da ossigeno e zolfo e lo strato piщ esterno da silicati. Studi di laboratorio sui meteoriti hanno permesso di ricavare molte informazioni sullo stato primordiale del sistema solare. Le superfici di Mercurio, di Marte e di molti satelliti (tra cui la Luna) mostrano gli effetti di un intenso bombardamento di meteoriti avvenuto agli inizi dell'evoluzione del sistema solare. Sulla Terra i segni dell'impatto di meteoriti sono stati in gran parte cancellati dall'erosione.
I meteoriti sono frammenti rocciosi che si staccano dagli asteroidi e cadono su corpi piщ grandi quali pianeti, satelliti e stelle. Alcuni di essi con l'ingresso nell'atmosfera si consumano per effetto dell'attrito, lasciando una scia luminosa e dando origine al fenomeno delle meteore.
Le meteore sono corpi solidi ad alta velocitа, quando attratti dalla Terra penetrano nell’atmosfera e bruciano rapidamente lasciando una scia luminosa. Se non bruciano completamente precipitano sulla superficie in frammenti come meteoriti o micrometeoriti, che cadono sulla Terra come polvere.
Le comete sono gli oggetti piщ affascinanti, formate da gas e vapori congelati misti a frammenti di rocce e metalli. Avvicinandosi al Sole i gas congelati evaporano e rimane attorno al nucleo un alone rarefatto e luminoso, la chioma. Successivamente si svilupperа la coda, un velo brillante che si estende in senso opposto alla direzione del Sole, che gradualmente si esaurirа. Ad ogni passaggio intorno al Sole, una cometa perde una parte di massa fino ad estinguersi. Le comete hanno origine dalla nube di Oort. Descrivono orbite ellittiche molto eccentriche e ruotano attorno al Sole a distanze enormi. La cometa piщ famosa и quella di Halley, che ritorna nel sistema solare interno ogni 76 anni circa; il suo passaggio piщ recente, nel 1986, non и stato tuttavia particolarmente appariscente. Nel luglio del 1994 frammenti della cometa Shoemaker-Levy 9 caddero nell'atmosfera di Giove a una velocitа di circa 210.000 km/h. Nell'impatto, l'enorme energia cinetica dei frammenti si convertм in calore, lasciando segni visibili nelle nubi del pianeta. Anche le superfici dei satelliti ghiacciati dei pianeti esterni sono segnate dall'impatto con nuclei di comete. Chirone, un oggetto che orbita tra Saturno e Urano e che si riteneva fosse un asteroide, sembra in realtа essere un grande nucleo cometario non piщ attivo. Parimenti, alcuni asteroidi che attraversano l'orbita della Terra sembrano essere il resto roccioso di comete estinte.
ORIGINE DEL SISTEMA SOLARE
Sono sempre esistite cosmologie e teorie sull'origine del sistema solare. Una monistica, elaborata da Cartesio, fa derivare tutto da un solo ammasso nubiforme. Leclerc de Buffon ne sostenne, invece, una dualistica: da un Sole giа esistente, una cometa strappa, passandogli vicino, grossi frammenti che poi diventano pianeti e satelliti.
Il filosofo Immanuel Kant (Storia universale della natura e teoria del cielo, 1755) e il fisico e matematico francese Pierre-Simon de Laplace (Esposizione del sistema del mondo, 1796), formularono un'ipotesi secondo la quale il sistema solare si sarebbe formato da una nube di gas, dalla quale si sarebbero originati una serie di anelli e, in seguito, i pianeti. Dubbi circa la stabilitа degli anelli condussero gli scienziati a considerare altre ipotesi come l'impatto del Sole con un'altra stella. Ma anche quest'idea fu abbandonata quando si provт che tali incontri sono estremamente rari e, soprattutto, che i gas caldi tendono a dissiparsi, piuttosto che a condensare, rendendo impossibile la formazione dei pianeti.
Le teorie correnti fanno risalire la formazione del sistema solare a quella del Sole, avvenuta circa 4,7 miliardi di anni fa. La frammentazione e il collasso gravitazionale di una nube di gas e polveri, innescati forse dall'esplosione di una supernova vicina, potrebbero aver portato alla formazione di una nebulosa solare primordiale (tracce di isotopi anomali, che rivelerebbero l'esplosione di una supernova prima della formazione del Sole, sono state rinvenute in alcuni meteoriti). Il Sole si sarebbe poi formato nella regione centrale, piщ densa, della nube. Quindi sarebbero venuti i pianeti e, successivamente, a maggiori distanze dal centro della nebulosa, i gas, condensando, avrebbero raggiunto lo stato nel quale oggi si trovano su Giove e nel sistema solare esterno o gioviano. L'ipotesi che vede la contemporanea formazione di stelle e pianeti, giа molto affascinante in sй, confermerebbe inoltre l'esistenza di sistemi di corpi celesti analoghi al nostro sistema solare.

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