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1 Planetologia Extrasolare Introduzione e Sistema Solare R.U. Claudi.

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Presentazione sul tema: "1 Planetologia Extrasolare Introduzione e Sistema Solare R.U. Claudi."— Transcript della presentazione:

1 1 Planetologia Extrasolare Introduzione e Sistema Solare R.U. Claudi

2 2 Introduzione e Sistema Solare Metodi Osservativi Caratteristiche Pianeti extrasolari Cenni formazione dei pianeti Extrasolari Zone abitabili ed Evoluzione del Pianeta Terra Ricerca della vita PROGRAMMA CORSO

3 3 I mondi si originano così: molti corpi di tutte le forme e dimensioni si muovono dallinfinito in un grande vuoto dove si uniscono e producono un singolo vortice, nel quale, urtandosi lun laltro e girando in vari modi iniziano a separarsi (Leucippo ~ a.C.) In alcuni mondi non ci sono il Sole a la Luna, in altri sono più grandi che nel nostro mondo, e in altri ancora più numerosi. Ci sono mondi vuoti di creature o piante o ogni umidità (Democrito ~ a.C.) Ci sono infiniti mondi, sia simili che diversi dal nostro. Poiché gli atomi sono infiniti in numero, come già dimostrato, non esiste alcun ostacolo ad una infinità di mondi (Epicuro, a.C.) Ma Aristotele ( a.C) sostiene che: Non può esserci più di un mondo La ricerca di altri mondi non comincia oggi…

4 4 Giordano Bruno ( ): De lInfinito, Universo et Mondi Sostiene che luniverso è infinito, vi sono infiniti mondi e che questi sono tutti abitati da essere intelligenti …e per qualcuno non è stata salutare..

5 5 Galileo, Kepler e i lunatici… 1610: Sidereus Nuncius MareTerra ipotizzò che la cavità lunare osservata da Galileo fosse stata formata da abitanti intelligenti che...fecero le loro case in numerose caverne.

6 6 Vortici e dubbi…. Bovier de Fontenelle, (1688) Entretiens sur la pluralitè des mondes if the fixd stars are so many Suns, and our Sun the centre of the Vortex that turns around him, why may not every fixd star be the centre of a vortex that turns round the fixd star? Our Sun enlightens the Planets, why may not every fixd star have planets to which they give light? Cartesio 1644: Principia Philosophiae Torna alla visione atomistica: vuoto riempito di atomi. Creazione dei vortici, moto imposto da Dio, formazione del sistema solare

7 7 Primo approccio scientifico al problema: Proctor e Flammarion Other worlds than ours (1870) Non è possibile dimostrare lesistenza della vita su altri mondi Our place among infinities (1875) Possibilità futura di vita su Giove e Saturno a causa evoluzione La pluralitè des mondes habites (1862) La teoria dellevoluzione cosmica, bandisce il concetto di antropocentrismo. La vita si genera spontaneamente e poi evolve seguendo i percorsi tracciati dalla sua interazione con lambiente circostante.

8 8 EXOBIOLOGY…. la prima volta… Joshua Lederberg ( ) 1958: Premio Nobel per i suoi lavori sulla genetica e sulla capacità dei batteri di scambiarsi geni 1960: Exobiology: experimental approches to life beyond the Earth.

9 9 1963: La stella di Barnard e Peter van de Kamp HIP 87937: Stella della costellazione di Ofiuco. Tipo spettrale M4 Mv=9.5 Distanza=18.8 pc Moto Proprio μ = mas/yr Nel 1963 P. van de Kamp interpreta una perturbazione nel moto proprio della stella come causato da un pianeta gigante di tipo Gioviano. 1980: linterpretazione viene smentita da misure indipendenti

10 , Mayor & Queloz annunciano 51 Peg b 1995, Mayor & Queloz annunciano 51 Peg b: il primo pianeta extrasolare scoperto. Curva di velocita radiale Metodo di scoperta: Oscillazione del baricentro della stella per la presenza del pianeta.

11 11 Il Sistema Solare

12 12 Posizione dei Pianeti Sole Saturno: n=5 Nettuno: n=7 Plutone: n=8 Fascia asteroidi: n=3 Giove: n=4 Urano: n=6 Terra: n=1 Marte: n=2 Mercurio: n=- Venere: n=0

13 13 I Pianeti Rocciosi o di tipo Terrestre 1)Vicini al Sole 2)Alta densità 3)Piccoli raggi 4)Piccole Masse 5)Elevata craterizzazione 6)Atmosfera: poca o nulla 7)Pochi satelliti Mercurio Terra Marte Venere

14 14 PIANETI TERRESTRI: ROCCIA E METALLI PIANETA TERRAMERCURIOVENEREMARTE Diametro equatore (km) Densità (kg/m 3 ) Massa (Terra=1) Gravità (Terra=1) Velocità di fuga (km/s) Distanza dal Sole (UA) Distanza dal Sole (10 6 km) Periodo orbitale (anni) Velocità Orbitale (km/s) Temperatura Superficiale (C)

15 15 I Pianeti Gassosi o di tipo Gioviano 1)Lontani dal Sole 2)Bassa densità 3)Grandi Raggi 4)Grandi Masse 5)Atmosfere estese 6)Molti satelliti Giove Nettuno Saturno Urano Plutone

16 16 PIANETI GIGANTI: GAS, GHIACCIO, ROCCIA Tutti emettono piu energia di quanta ne ricevono dal Sole PIANETA GIOVESATURNOURANONETTUNO Diametro equatore (km) Densità (kg/m 3 ) Massa (Terra=1) Gravità (Terra=1) Velocità di fuga (km/s) Distanza dal Sole (UA) Distanza dal Sole (10 6 km) Periodo orbitale (anni) Velocità Orbitale (km/s) Temperatura Superficiale (C)

17 17 Età del Sistema Solare e Sua Misura Determinazione delletà del sistema solare tramite il metodo della datazione radioattiva. Età: anni

18 18 Il Sistema Solare: fatti osservativi Orbite: progradi, bassa eccentricità e complanarità Orbite comprese in circa 30 UA Presenza di corpi minori Rotazione Planetaria come rivoluzione (tranne Venere, Urano e Plutone) Massa totale pianeti 0.2%, Momento angolare 98% Composizione chimica Età (4.5 Gyr) Meteoriti e Craterizzazione

19 19 1. Formazione del disco 2. Sedimentazione della polvere 3. Formazione dei planetesimi 4. Formazione pianeti terrestri 5. Formazione dei pianeti giganti 6. Dissipazione del disco Formazione planetaria: Modello Standard

20 20 FORMAZIONE DEI PLANETESIMI DALLA POLVERE DEL DISCO V Z = ( 2 z R) / ( g c s ) Velocita di discesa nel piano mediano del disco lungo lasse z (gravita) = Densità della Particella c s = velocita del suono g = densita del gas g/cm 3 = ( G M ٭ / r ) ½ R = raggio della particella Per 1 m t d 10 7 anni > eta della nebula !!! t d 10 4 Collisioni sticking chimico crescita in dimensioni v z R t d 10 4 Disco di materiale solido con particelle mm Formazione dei planetesimi ? Instabilita gravitazionale (Goldreich & Ward 1978) M p 16 2 G 2 s 3 / n 4 1 – 10 km a 1 AU TURBOLENZA!! La polvere trascina il gas a V K. Crescita continua fino a 1-10 km. Attenzione al drift veloce verso la stella. 1 m impiega 100 anni. Sticking chimico e meccanico? Turbolenza? Vortici (Tanga et al. 1996) planetesimi crescono rapidamente nei vortici per instabilita o sticking

21 21 Simulazione che mostra come si possano formare planetesimi per coagulazione durante la sedimentazione verso il piano mediano. Importante e il calcolo delle velocita relative che dipendono dallinterazione con il gas e la dimensione delle particelle di polvere. Importante e la risoluzione verticale perché i corpi più grossi tendono a concentrarsi verso il piano mediano. Weidenschilling, 2000

22 22

23 23 Equazioni di Stewart & Wetherill (1989) per descrivere la variazione della V 1 di una popolazione di massa m 1 a causa di interazioni con una popolazione di massa m 2 e V 2. Contributo dovuto a scattering gravitazionale: eq. Fokker-Planck. Collisioni inelastiche con eq. di Boltzmann. Velocita relative tra i planetesimi: le equazioni V 2 = (5/8 e 2 + 1/2 i 2 ) V 2 K Velocita quadratica media d V 1 / dt = A + B + C + D + E incontri gravitazionali A = 3/4 ½ ( G 2 / V 1 ) V v2 ln ….....Stirring viscoso dovuto agli incontri gravitazionali a 2 corpi collisioni inelastiche B = ½ (m 2 (v 1 2 – v 2 2 ) + 2 m 1 v 1 2 ) ….. Stirring viscoso dovuto a collisioni inelastiche collisioni inelastiche C = - ½ (R 1 + R 2 ) 2 V 12 ……… Riduzione dellenergia termica causato da collisioni inelastiche frizione dinamica D = 4 ½ L G 2 (m 2 v 2 2 – m 1 v 1 2 ) ….. Riduzione dellenergia termica per frizione dinamica (equiripartizione dellenergia) E = - C D / (2m) g V gas R 2 Gas drag. V relativa fondamentale per modellare collisioni che a loro volta determinano la velocita relativa!!!

24 24 Runaway growth Formazione di protopianeti Fase dei Grandi Impatti (formazione della Luna). I protopianeti a causa delle mutue perturbazioni gravitazionali aumentano le proprie eccentricita e le orbite si intersecano: collisioni tra i protopianeti.

25 25 Alcuni miliardi di planetesimi ruotano attorno alla protostella su orbite Kepleriane I planetesimi collidono e formano oggetti piu grossi fino ai pianeti e il nucleo dei pianeti giganti. Asteroidi e comete sono i planetesimi residui della processo di formazione planetaria Asteroidi e Comete

26 26 Origine della Luna per un giant impact. Il proiettile era forse delle dimensioni di Marte. La Luna si riaccumula dal disco di debris intorno alla Terra.

27 27 4 UA Pianeti terrestri (rocciosi) Pianeti giganti Core: roccia + ghiaccio; Involucro: gas (H, He..) Accumulazione planetesimale in protopianeti t 1 – 5 Myr (pianeti terrestri), 1 Myr (pianeti giganti??) Stadio dei "grandi Impatti": t Myr a seconda della densità superficiale del disco s (formazione della Luna). "Gas infall" sui pianeti giganti (t anni). T 170 K (Frost line) T 170 K Condensano ghiacci H 2 O, CH 4, NH 3 M s / M g 1/60 Condensano materiali refrattari (silicati, metalli) M s / M g 1/240

28 28 Sequenza di Condensazione T COND MaterialePianetaT FORM (K) 1500Ossidi MetalliciMercurio Ferro e Nichel Metallici 1200Silicati 1000 Feldspati (allumosilicati) Venere Troilite (FeS)Terra e Marte600 e H 2 O (ghiaccio)Gioviani Ammoniaca, H 2 O (ghiaccio) 120Metano, H 2 O (ghiaccio) 65Argon-Neon GhiaccioPlutone65

29 29 Atmosfere Planetarie Definizione Esosfera Parametro di Fuga

30 30 Atmosfere Planetarie

31 31 Giallo: idrogeno molecolare Rosso: idrogeno metallico Blu: ghiacci Nero: roccia STRUTTURA DEI PIANETI GIGANTI

32 32 Problemi del modello standard nel Sistema Solare: Poca massa al presente nella Kuiper Belt Tempi di formazione di Urano e Nettuno troppo lunghi ( 1 Gyr) Troncamento della nebula oltre Saturno e migrazione di Urano e Nettuno verso lesterno (Thommes et al. 2000; Weidenschilling et al. 2004). Tempi scala per la formazione di U-N comparabili con quelli di G-S, meno massa nella Kuiper Belt.

33 33 ALCUNI DEI PROBLEMI APERTI NEL SISTEMA SOLARE La mancata formazione di un pianeta nella regione asteroidale Tempo scala della formazione di Giove. Core? Cosa ha indotto alte e e i nella regione asteroidale? Evoluzione collisionale degli asteroidi La formazione di Urano e Nettuno. Migrazione? Origine della struttura dinamica della Kuiper Belt (scattered disk, Plutini, disco caldo e freddo....) Massa, dimensioni e struttura della nebula presolare (MMSN?..) Alte inclinazioni degli asteroidi Troiani di Giove IL meccanismo generale di cattura dei Troiani. Origine dei satelliti irregolari dei pianeti Origine dei NEA La Oort cloud?

34 34 Le orbite dei pianeti sono quasi circolari e complanari I pianeti giganti si formano solo a grandi distanze dalla stella centrale Nelle zone centrali (ed in particolare nella regione di abitabilità) dovrebbero formarsi pianeti rocciosi Previsioni del modello standard

35 35 Perché cercare pianeti fuori dal Sistema Solare? Il sole è una stella di tipo abbastanza comune nella Galassia. Lo è anche per quanto riguarda la presenza del Sistema Planetario? Come trovare altri Soli?

36 36 Il processo di nascita delle stelle è continuo, e anche oggi potrebbero esserci dei dischi protoplanetari nelle regioni ricche di gas e polveri.

37 37 Il primo disco protoplanetario scoperto otticamente è stato quello di Pictoris, nel 1984.

38 38 Nella grande nebulosa di Orione sono stati identificati circa 60 dischi protoplanetari, in una fase evolutiva simile al sistema solare primigenio. Una tale abbondanza di dischi fa pensare che la loro formazione sia un fenomeno comune nella galassia.

39 39 Low-mass PMS stars Class I Class II Class III

40 40 Alcune stelle si trovano oggi nella fase in cui si trovava il Sistema Solare circa 4 miliardi di anni fa, la fase T- Tauri, caratterizzata da getti di materia. Queste stelle vengono denominate oggetti Herbig-Haro Quindi esistono numerosi dischi in cui attualmente si stanno formando nuovi pianeti. Data la loro dimensione, ~30 miliardi di km, essi sono facili da rivelare. Esistono anche altri pianeti già formati?

41 41 Un pianeta già formato è molto piccolo rispetto ad una stella. Giove ha un diametro di 140 mila km e la sua luce riflessa sarebbe difficilissima da rivelare attorno ad unaltra stella. Gliese 623A e B Gliese 229A e B 60 M J M J


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