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Polvere di Stelle Laffascinante viaggio di un granello di polvere Claudia Verrienti Dipartimento di Fisica Università degli Studi di Lecce.

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Presentazione sul tema: "Polvere di Stelle Laffascinante viaggio di un granello di polvere Claudia Verrienti Dipartimento di Fisica Università degli Studi di Lecce."— Transcript della presentazione:

1 Polvere di Stelle Laffascinante viaggio di un granello di polvere Claudia Verrienti Dipartimento di Fisica Università degli Studi di Lecce

2 Dalla nube molecolare alla formazione del Sistema Solare Dalla nube molecolare alla formazione del Sistema Solare Nell immenso vuoto del mezzo interstellare esistono regioni più dense di gas e polveri: quando la loro densità raggiunge valori dell'ordine di 1000 volte quella dello spazio interstellare, molti atomi si combinano in molecole, e la nube di gas diventa una nube molecolare. Queste nubi, ben più fredde dell'ambiente circostante, costituiscono il luogo ideale per la nascita di nuove stelle.

3 Formazione del Sistema Solare: sebbene sia stata formulata nella seconda metà del 700, la teoria oggi più accreditata è quella di Kant-Laplace: Immanuel Kant ( ), infatti, la ipotizzò nel 1755, mentre Pierre Simon de Laplace ( ), la perfezionò nel Teoria dell accrescimento: tutto ebbe inizio 4,5 miliardi di anni fa da una nube di gas in cui erano presenti gli elementi fondamentali per la formazione del Sistema Solare (le polveri). Questa nebulosa si condensò, contraendosi per effetto della gravità in circa 100 anni, provocando la formazione di una protostella, la progenitrice del Sole.

4 Quando il Sole si è acceso, ha attraversato una fase iniziale di attività molto intensa che ha generato un impetuoso vento solare dal centro verso la periferia del Sistema in formazione. Ciò ha spazzato via il materiale della nebula dalle regioni più prossime al Sole appena nato ma con una sensibile differenza: il gas, più leggero, è stato tendenzialmente scaraventato più lontano mentre il materiale più denso e più pesante, non potendo essere scagliato troppo distante, si è concentrato in zone più vicine al Sole e su orbite pressoché parallele.

5 Si sono così formati, per condensazione dai materiali primitivi della nebulosa pre-solare i proto-pianeti che daranno poi vita a: - i pianeti rocciosi (Terra e Marte) vicino al Sole, - i pianeti rocciosi (Mercurio, Venere, Terra e Marte) vicino al Sole, - i pianeti giganti ( Nettuno) più lontano. - i pianeti giganti (Giove, Saturno, Urano, Nettuno) più lontano. Plutone - Plutone e i TNO (Trans Neptunian Objects) Solo dopo circa un miliardo di anni dalla nascita del Sole si può riconoscere un vero e proprio sistema planetario.

6 Struttura del Sistema Solare 0,387 UA 0,723 UA 1 UA = 149,6 milioni di Km 1,524 UA 5,203 UA 9,539 UA 19,191 UA 30,061 UA 39,529 UA

7 I pianeti terrestri o rocciosi La contrazione gravitazionale provocata dal progressivo accrescimento della massa proto-planetaria produsse un aumento di temperatura che innescò un processo di parziale fusione del pianeta e la riorganizzazione dei suoi componenti in strati concentrici: crosta, mantello e nucleo. crosta, mantello e nucleo. I silicati più leggeri, risalirono verso la superficie della massa fluida, formando il mantello e la crosta, mentre gli elementi pesanti, soprattutto ferro e nichel, affondarono verso il centro. Al tempo stesso, tramite le eruzioni vulcaniche, gran parte dei gas leggeri vennero espulsi, in particolar modo lanidride carbonica e lazoto, andando a costituire l'atmosfera primordiale, mentre il vapore acqueo condensava, dando origine ai primi oceani.

8 Gea: caratteristiche fisiche del pianeta Terra Massa (10^24 kg) 5,9736 Raggio Equatoriale (km) 6378,1 Raggio Polare (km) 6356,8 Densità (densità dellacqua): 5,4 Periodo di rotazione (ore) 23,9345 Periodo orbitale (giorni) 365,256 I poli magnetici della Terra si sono invertiti oltre una decina di volte negli ultimi 30 milioni di anni, con una frequenza media di 300 mila anni. Lultima inversione si sarebbe verificata circa 780 mila anni fa.

9 MERCURIO CARATTERISTICHE GENERALI Raggio medio: Km (1/3 R Θ ) Massa: 5,5 * Kg (10 -2 M Θ ) Periodo di rotazione: 58 giorni Periodo di rivoluzione: 88 giorni Assenza quasi totale di atmosfera (He) Tmax=+ 430°C; Tmin= -210 °C Sonda Mariner 10 (1974) La densità è simile a quella della Terra (5,4 volte la densità dellacqua) Il nucleo è costituito da ferro e nichel ed è il più ricco di minerali di tutto il nostro Sistema Solare; le regioni più esterne sono costituite da silicati ad alte temperature coperti da una crosta molto simile a quella terrestre.

10 VENERE CARATTERISTICHE GENERALI Raggio medio: 6052 Km (=R Θ ) Massa: 8 * Kg (=1/7.5 M Θ ) Densità media: 5,24 volte lacqua Periodo di rotazione: 243 giorni Periodo di rivoluzione: 225 giorni Venere possiede un'atmosfera molto densa (P 0 =92 atm) e calda, composta per il 96 % di anidride carbonica e per il 4 % di azoto, con tracce di biossido di zolfo, argon e vapor acqueo. Su Venere è presente un fortissimo effetto serra: T min = 446°C, T max =500°C T min = 446°C, T max =500°C Mappatura della superficie venusiana: Aphrodite Terra e Ishtar Terra Le più alte montagne superano di oltre metri il nostro monte Everest!

11 MARTE CARATTERISTICHE GENERALI Raggio medio: Km (=1/2 R Θ ) Massa: 1/10 M Θ Densità media: 3,94 volte lacqua Periodo rotazionale: 24,62 ore Periodo di rivoluzione: 687 giorni Temperatura massima: +27 °C Temperatura minima: -126 °C

12 Fascia degli asteroidi Tra Marte e Giove, a fare quasi da spartiacque tra i pianeti interni ed esterni, troviamo la così chiamata fascia degli asteroidi. Gli asteroidi, detti anche pianetini o planetoidi, sono semplicemente grossi "ammassi" di rocce, di dimensioni variabili: il più grande avvistato, Cerere, misura 955 km. Il fatto che tra Marte e Giove ce ne siano così tanti (si stima da a ) fa presuporre che essi siano dei 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 gravitazionali provocate dalla gigantesca massa del vicino pianeta Giove, in rapido accrescimento.

13 I pianeti giganti: gassosi e ghiacciati Alcuni considerano Giove e Saturno come stelle mancate poiché la loro composizione è simile a quella del Sole (H, He) e la loro massa non è molto al di sotto della soglia necessaria per far innescare le reazioni allinterno del suo nucleo e se questo fosse successo il sistema solare sarebbe stato formato da un sistema di due o tre stelle che non avrebbe reso possibile la formazione dei pianeti. R J = Km = 11,2 R Θ ; M J = 1,9x10 27 Kg =300 M Θ R S = Km = 10 R Θ ; M S = 5,7 x Kg =100 M Θ R S = Km = 10 R Θ ; M S = 5,7 x Kg =100 M Θ R U = Km = 4,5 R Θ ; M U = 8,7x10 25 Kg =10 M Θ R N = Km = 4 R Θ ; M N =1,0x10 26 Kg = 12 M Θ

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15 Titano

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17 Plutone-Caronte e i TNOs La dimensioni (R=1275Km) e la massa (13x10 22 Kg) ridotta fanno credere che Plutone possa un tempo essere stato una delle lune di Nettuno, poi sfuggite alla sua influenza gravitazionale; ma potrebbe essere anche un semplice corpo esterno al sistema solare, catturato successivamente dal campo del Sole. Linclinazione dellorbita (circa 17°) tende a favorire la tesi di estraneità al Sistema Solare e favorisce lidea di Plutone come unavanguardia di una serie di pianetini (i TNOs). Plutone è accompagnato da una luna, Caronte: lorigine di questo sistema potrebbe farsi risalire ad un unico pianeta disintegratosi a causa di un violento impatto da parte di un corpo più grande.

18 TNO o KBO Tra le ultime scoperte, spicca in particolare il nome di Sedna, un piccolo corpo che orbita nelle regioni più remote del sistema solare con afelio e perielio rispettivamente a 1000 e a 70 UA. Sedna è solo una dei tanti TNO (oggetti transnettuniani facenti parte della più vasta cintura di Kuiper: KBO, ovvero Kuiper Belt Object), classificazione secondo la quale apparte- rebbe anche lo stesso Plutone. Ma la KBO non è altro che una riserva di corpi ghiacciati che se disturbati gravitazionalmente lasciano le zone rimote del Sistema Solare per spingersi allinterno spesso finendo contro un pianeta gigante o nel Sole stesso: sono le comete di corto periodo!

19 Le comete Una cometa non e' altro che una "palla di neve sporca" in orbita attorno al Sole, cioe' un agglomerato irregolare di ghiaccio (di acqua e di vari gas), polvere, metalli e rocce, tenuti insieme dalla mutua attrazione gravitazionale. Questo insieme costituisce il cosiddetto "nucleo", che normalmente e' oscuro, salvo quando la cometa si avvicina al Sole e diventa attiva sviluppando la chioma e la coda di gas e polveri sublimati e spazzati via dal vento solare. Il nucleo puo' avere dimensioni comprese tra qualche centinaio di metri a decine di Km, e ruota su se stesso con periodo compreso tra poche ore e alcuni giorni. Le comete a lungo periodo provengono da una regione ai confini del Sistema Solare, la "nube di Oort", avvicinandosi al Sole lungo orbite che possono essere chiuse (ellittiche) o aperte (paraboliche o iperboliche). Nel primo caso la cometa sara' periodica, nel secondo no: dopo essersi allontanata dal Sole, verra' espulsa dal Sistema Solare e tornera' per sempre nell'oscurita' dello spazio.

20 Kohoutek, 1974

21 Halley, 1986

22 Hyakutake

23 Hale-Bopp, 1995

24 Swift-Tuttle: 1992, 2126

25 Perseidi

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