Il sistema solare

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Testo

Sole
La stella che domina il sistema planetario al quale appartiene la Terra. Il Sole emette radiazione elettromagnetica e in questo modo fornisce energia, direttamente o indirettamente, a ogni forma di vita sulla Terra: tutto il cibo e i combustibili derivano, in ultima analisi, dalle piante che sfruttano la sua luce.Il Sole и una stella tipica. Essendo relativamente vicino alla Terra, rappresenta un soggetto unico per lo studio dei fenomeni stellari: nessun'altra stella puт infatti essere studiata con uguale dettaglio.
Composizione e struttura

L'energia emessa dal Sole viene irradiata in modo approssimativamente costante in ogni direzione dello spazio; la fonte di questa energia и nell'interno del Sole, che, come la maggior parte delle stelle, и composto prevalentemente da idrogeno (il 71%) ed elio (27%) allo stato di plasma, con tracce di elementi piщ pesanti. All'interno del Sole si и individuato un nucleo centrale, con un raggio di circa 150.000 km, in cui la temperatura raggiunge i 16.000.000 K e la densitа и 150 volte quella dell'acqua. In queste condizioni, le collisioni tra i nuclei degli atomi di idrogeno innescano violente reazioni di fusione nucleare. Il risultato di questo processo и che quattro nuclei di idrogeno si combinano per formare un nucleo di elio (catena protone-protone), mentre viene liberata energia sotto forma di raggi gamma. Ogni secondo avvengono moltissime reazioni, che generano un'energia equivalente a quella rilasciata nell'esplosione di una bomba atomica di 100 miliardi di megaton.Entro una zona che ha spessore di circa 500.000 km, l'energia prodotta all'interno del Sole si trasmette verso l'esterno per irraggiamento. Nei pressi della fotosfera, tuttavia, si trova una zona convettiva che occupa circa l'ultimo terzo del raggio solare, dove l'energia si trasmette per mezzo di moti turbolenti del gas. La fotosfera и la superficie superiore della zona convettiva.Le celle convettive danno alla fotosfera un aspetto irregolare a macchie, noto come granulazione solare. Ciascun granulo ha un diametro di circa 2000 km e una vita media di soli 10 minuti circa. Vi и anche una granulazione provocata dalla turbolenza che si estende in profonditа nella zona convettiva. Questa supergranulazione ha celle che sopravvivono per circa un giorno e hanno dimensioni di circa 30.000 km.
Macchie solari
La superficie della fotosfera appare costellata di aree scure variabili per forma e per numero, nelle quali si distingue una zona centrale (ombra), circondata da una regione di bordo leggermente piщ luminosa (penombra). Queste strutture prendono il nome di macchie solari e rappresentano dei "punti freddi" della fotosfera.Nel 1908 l'astronomo George Ellery Hale scoprм che le macchie solari sono sede di intensi campi magnetici. Una macchia tipica ha un campo magnetico di intensitа pari a 0,25 Tesla, circa 10.000 volte piщ intenso di quello terrestre. Le macchie solari compaiono generalmente a coppie, con campi magnetici di polaritа opposta. Dapprima aumentano di numero, per poi diminuire, con un ciclo regolare che dura circa 11 anni, giа noto almeno dall'inizio del XVIII secolo. I complessi campi magnetici associati al ciclo solare, tuttavia, vennero notati solo dopo la scoperta del campo magnetico della stella.In una coppia di macchie che si forma nell'emisfero settentrionale del Sole, la macchia che precede (nella direzione della rotazione) ha polaritа opposta rispetto a quella che si forma nell'emisfero meridionale. Quando inizia un nuovo ciclo, la direzione del campo magnetico delle macchie di ciascun emisfero si inverte. Cosм un ciclo solare completo, che includa anche l'inversione di polaritа del campo magnetico, dura circa 22 anni. Inoltre le macchie tendono a formarsi sempre simmetricamente nei due emisferi alla stessa latitudine, partendo da 45° fino a circa 5° nel corso del ciclo.Poichй ogni macchia esiste al massimo per qualche mese, il ciclo di 22 anni riflette processi solari profondi e di lunga durata e non solo proprietа delle singole macchie. Benchй non sia del tutto compreso, esso sembra il risultato delle interazioni del campo magnetico del Sole con la zona convettiva. Queste interazioni, tuttavia, sono influenzate dalla rotazione del Sole, che non и uguale a tutte le latitudini: il Sole ruota una volta ogni 27 giorni all'equatore e ogni 31 giorni vicino ai poli.
Campo magnetico
Gran parte del campo magnetico solare и localizzato intorno alle macchie. La sua intensitа influenza fortemente gli strati piщ esterni del Sole. Ad esempio, la turbolenza su larga scala della zona convettiva spinge il campo magnetico sulla fotosfera e appena sopra di essa fino ai bordi delle celle di supergranulazione. La radiazione che proviene dallo strato appena sopra la fotosfera, detto cromosfera, mostra varie figure caratteristiche. Entro i confini dei supergranuli si innalzano getti di materia (spicole) verso la cromosfera fino a un'altitudine di 4000 km in soli 10 minuti. Le cosiddette spicole sono causate dall'interazione tra la turbolenza e il campo magnetico ai bordi delle celle dei supergranuli.Vicino alle macchie, tuttavia, la radiazione cromosferica и piщ uniforme. Queste zone sono dette regioni attive, mentre le aree circostanti, che hanno un'emissione cromosferica meno intensa, sono dette plages (dal francese, "spiagge"). Le regioni attive sono i luoghi nei quali avvengono le protuberanze solari, esplosioni causate da aumenti molto rapidi dell'energia immagazzinata nel campo magnetico. Tra i fenomeni che accompagnano le protuberanze vi sono riaggiustamenti del campo magnetico, intense emissioni di raggi X e onde radio, ed emissione di particelle molto energetiche che a volte raggiungono la Terra, disturbando le comunicazioni radio e provocando le aurore polari.
La corona
L'atmosfera esterna del Sole, che si estende per molti raggi solari a partire dal disco, и detta corona. Tutte le caratteristiche morfologiche della corona sono dovute alla presenza del campo magnetico solare. La maggior parte della corona consiste di grandi archi di gas caldo, che sono piщ piccoli all'interno delle regioni attive e piщ grandi tra una regione attiva e l'altra. Le forme ad arco e a cerchio sono causate dal campo magnetico.Negli anni Quaranta si scoprм che la corona и molto piщ calda della fotosfera. Quest'ultima, che и la superficie visibile del Sole, ha una temperatura di circa 6000 K; la cromosfera, che si estende per molte decine di migliaia di chilometri sopra la fotosfera, ha una temperatura prossima ai 30.000 K. Infine la corona, che si trova al di sopra della cromosfera fino al confine con lo spazio interplanetario, ha temperatura di oltre 1.000.000 K. Perchй si mantengano queste condizioni termiche, ci deve essere un flusso diretto di energia verso di essa. Attualmente uno dei problemi maggiori dell'astrofisica solare и spiegare il meccanismo per mezzo del quale tale calore raggiunge la corona.
Vento solare
A una distanza dalla superficie del Sole pari a uno o due raggi solari, il campo magnetico и abbastanza intenso da intrappolare in grandi anelli il materiale coronale caldo. Lontano dal Sole il campo и piщ debole e il gas puт letteralmente "spingere" il campo magnetico nello spazio. Quando ciт accade, il materiale fluisce lungo le linee del campo fino a grande distanza. Il flusso costante di materiale espulso dalla corona и detto vento solare e tende a provenire da regioni dette buchi coronali, nelle quali il gas, essendo piщ freddo e meno denso che nel resto della corona, emette minori quantitа di radiazione. Il vento solare che proviene da grandi buchi coronali (che possono sopravvivere per parecchi mesi) и particolarmente intenso. A causa della rotazione del Sole, queste regioni di intenso vento solare sono visibili dalla Terra con periodi di 27 giorni. Il vento solare, inoltre, produce interferenze rilevabili nel campo magnetico terrestre.
Evoluzione del Sole
Il passato e il futuro del Sole si possono dedurre dai modelli teorici dell'evoluzione stellare. Durante i suoi primi 50 milioni di anni, il Sole si contrasse fino a raggiungere pressappoco le dimensioni attuali. L'energia gravitazionale prodotta dal collasso del gas ne riscaldт l'interno e, quando il nucleo fu sufficientemente caldo, la contrazione si arrestт, mentre nel centro iniziarono le reazioni nucleari di fusione di idrogeno in elio. Il Sole si trova in questa fase della sua vita da circa 4,5 miliardi di anni e queste reazioni continueranno per altrettanto tempo.Quando il combustibile si esaurirа, il Sole subirа alcune modificazioni: gli strati esterni si espanderanno dalle dimensioni attuali fino a sfiorare l'orbita della Terra, mentre il Sole diventerа una stella gigante rossa, un po' piщ fredda di adesso ma 10.000 volte piщ brillante. La nostra stella rimarrа una gigante rossa, con un nucleo nel quale avviene la fusione dell'elio, per circa mezzo miliardo di anni; esso non и abbastanza massiccio per innescare reazioni nucleari successive o, addirittura, un'esplosione distruttiva come accade ad altre stelle. Dopo la fase di gigante rossa, il Sole si contrarrа fino a diventare una nana bianca, di dimensioni simili a quelle della Terra, e si raffredderа lentamente per molti miliardi di anni.

Mercurio
Il pianeta piщ vicino al Sole. Ha diametro di 4880 km, pari a circa un terzo di quello terrestre e densitа media pressochй uguale a quella della Terra. Mercurio ruota intorno al Sole a una distanza media di circa 58 milioni di km, descrivendo un'orbita ellittica, con periodo di rivoluzione di circa 88 giorni e periodo di rotazione di 59 giorni. Poichй la sua superficie и composta da rocce irregolari, porose e scure, esso riflette poco la luce solare.Studi spettroscopici indicano la presenza di una sottile atmosfera, contenente prevalentemente sodio e potassio emessi dalla crosta del pianeta. Le collisioni con altri corpi formati all'inizio della storia del sistema solare, potrebbero aver "strappato" i materiali piщ leggeri, e ciт spiegherebbe la densitа relativamente alta di Mercurio. La forza di gravitа sulla superficie del pianeta и circa un terzo di quella sulla superficie terrestre.La sonda spaziale Mariner 10, che sorvolт Mercurio due volte nel 1974 e una volta nel 1975, trasmise immagini di una superficie costellata di crateri, con qualche somiglianza con quella lunare, e registrт una temperatura di circa 350 °C sul lato esposto al Sole e di circa -150 °C sul lato in ombra. Il Mariner 10 misurт anche un campo magnetico d'intensitа pari all'1% di quello terrestre. La superficie di Mercurio, a differenza di quella della Luna, и solcata da lunghe scarpate, che risalgono forse al periodo di contrazione che il pianeta attraversт durante il processo di raffreddamento, all'inizio della sua storia. Nel 1991 potenti radiotelescopi a terra rivelarono segni di vasti strati di ghiaccio nelle regioni polari del pianeta, aree che non erano state rilevate dal Mariner 10.Il perielio di Mercurio (il punto della sua orbita piщ vicino al Sole) presenta un lento moto di precessione; la spiegazione scientifica di questo moto fu uno dei primi successi della teoria della relativitа.

Venere
Secondo pianeta del sistema solare, in ordine di distanza dal Sole. Dopo la Luna, Venere и l'oggetto piщ brillante del cielo notturno. Nell'antichitа era detto Vespero, o stella della sera, quando appariva al tramonto, e stella del mattino oppure Phosphoros o Lucifero, quando era visibile poco prima dell'alba. A causa delle rispettive posizioni di Venere, Terra e Sole, il pianeta infatti non и mai visibile piщ di tre ore prima dell'alba e per oltre tre ore dopo il tramonto.Osservato al telescopio, Venere mostra un ciclo di fasi simili a quelle della Luna, che si ripetono con un periodo sinodico di 1,6 anni. Raggiunge la sua massima brillantezza (con magnitudine -4,4) durante la fase crescente. I transiti sul disco solare sono rari, e avvengono a coppie, a intervalli di poco piщ di un secolo. I prossimi due sono previsti per il 2004 e il 2012.
Esplorazione
Venere и completamente coperto di nubi; ciт naturalmente rappresenta un ostacolo per le osservazioni dirette dalla Terra e la maggior parte delle informazioni di cui disponiamo sono state fornite dalle sonde spaziali, in particolare da quelle che si sono posate sulla superficie del pianeta attraversando la densa atmosfera che lo circonda. Il primo sorvolo di Venere venne effettuato dalla sonda Mariner 2, lanciata dagli Stati Uniti nel 1962, seguita dal Mariner 5 nel 1967 e dal Mariner 10 nel 1974. A partire dagli anni Sessanta furono inviate verso il pianeta anche le numerose sonde sovietiche del tipo Venera; le sonde Vega 1 e 2, dirette verso la cometa di Halley nel 1984, sorvolarono Venere sganciando delle capsule sulla sua superficie. Informazioni dettagliate vennero fornite dalle due navicelle statunitensi Pioneer Venus dotate di speciali radar e sofisticati strumenti di misura. La sonda Magellano, lanciata nel 1989, iniziт l'anno successivo a trasmettere immagini radar del pianeta. Esse sono state elaborate al computer per fornire una spettacolare rappresentazione tridimensionale della superficie.
Atmosfera
In superficie, la temperatura della densa atmosfera di Venere supera i 460 °C e la pressione и circa 90 volte maggiore di quella terrestre. L'atmosfera и composta per il 97% da anidride carbonica (CO2) e contiene piccole quantitа di vapori di acido solforico e di azoto, e tracce di vapor d'acqua. A circa 50 km di altitudine si trova la base delle nubi, composte quasi interamente da acido solforico concentrato. Il pianeta non ha un campo magnetico rilevabile.L'elevata concentrazione di anidride carbonica и probabilmente la conseguenza di un intenso effetto serra che avrebbe causato l'evaporazione degli oceani e in generale dell'acqua allo stato liquido presente in superficie, liberando di conseguenza enormi quantitа di CO2 nell'atmosfera.Alla sommitа delle nubi и possibile individuare alcune caratteristiche meteorologiche che forniscono informazioni sui venti che spirano nell'atmosfera. Ai livelli piщ alti essi interessano tutto il pianeta, dall'equatore ai poli, e raggiungono velocitа dell'ordine dei 360 km/h. Malgrado questi forti venti d'alta quota, l'atmosfera nei pressi della superficie и generalmente calma e fino a una quota di circa 10 km la velocitа del vento и compresa tra 3 e 18 km/h.
Caratteristiche della superficie
Venere ruota molto lentamente attorno al proprio asse in direzione contraria a quella degli altri pianeti, rivolgendo alla Terra sempre lo stesso lato. L'osservazione diretta mediante radiotelescopi di questo lato ha permesso di raccogliere informazioni dettagliate.I dati ottenuti dalle sonde statunitensi e sovietiche, analizzati parallelamente alle osservazioni effettuate dalla Terra, hanno mostrato che la superficie del pianeta и sostanzialmente piatta, con due grandi altopiani denominati terre di Ishtar e di Afrodite. Quest'ultimo, meno elevato del primo, si estende lungo quasi metа della regione equatoriale e si trova sulla "faccia" nascosta di Venere.Il radar a bordo della sonda Magellano ha rivelato immensi vulcani attivi, ampie colate di lava e molti crateri meteoritici. Il piщ grande cratere osservato ha diametro di circa 160 km, mentre quello piщ piccolo non supera i 5 km di diametro. Il radar della sonda sarebbe stato in grado di risolvere, se vi fossero stati, anche crateri ancora piщ piccoli ma sembra che la densa atmosfera protegga Venere dalla caduta di asteroidi di dimensioni ridotte.Nel complesso le sonde hanno rivelato tracce di un'attivitа tettonica notevole, almeno nel passato. Tali tracce includono solchi, canyon, una depressione che si estende per 1400 km, e un immenso cono vulcanico la cui base ha diametro di oltre 700 km. Le sonde sovietiche hanno inviato a terra fotografie delle zone nelle quali si sono posate e hanno rilevato una radioattivitа naturale delle rocce simile a quella del granito. Le rocce aguzze visibili nelle foto sovietiche fanno ritenere che esista un'attivitа geologica che contrasta l'erosione.

Esempio



  



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