Origine del sistema solare. Ogni modello sull’origine del sistema solare deve spiegare le caratteristiche attuali del Sole e dei pianeti: 1. I pianeti terrestri, composti essenzialmente da sostanze rocciose, sono relativamente piccoli, mentre i pianeti gioviani, composti essenzialmente da idrogeno e elio, sono relativamente grandi.

2. Tutti i pianeti orbitano attorno al Sole nello stesso senso su un piano circa comune detto eclittica (eccetto Mercurio e Plutone che hanno orbite inclinate), e lungo orbite quasi circolari.

3. I pianeti terrestri orbitano vicini al Sole, mentre i pianeti gioviani orbitano lontano dal sole. 4. Tutti i pianeti ruotano su se stessi attorno ad assi grossomodo perpendicolari al piano dell’eclittica (eccetto Urano e Plutone che hanno asse di rotazione molto inclinato). 5. Tutti i pianeti ruotano su se stessi nella stessa direzione di rivoluzione attorno al Sole, e così fanno le loro lune (eccetto Venere che ha rotazione retrograda).

Abbondanze degli elementi • Quasi tre quarti della massa del Sole + pianeti è costituita da idrogeno. • Circa un quarto è fatto da elio. • Idrogeno e elio da soli costituiscono circa il 98% della massa del sistema solare. • Tutti gli altri elementi (e.g., ossigeno, carbonio, azoto, ferro, silicio) costituiscono il restante 2%.

• La dominanza di idrogeno e elio è comune a tutte le stelle e galassie dell’universo. • Idrogeno e elio si sono formati durante il Big Bang 13.7 miliardi di anni fa. • Tutti gli elementi più pesanti sono stati sintetizzati dalle stelle in tempi successivi al Big Bang, tramite reazioni termonucleari e in seguito all’esplosione di stelle massive (supernovae). • Alla morte di una stella, gli elementi pesanti sintetizzati vengono eiettati nello spazio interstellare. • Generazioni successive di stelle si formano in spazi interstellari arricchiti in elementi pesanti. • Il sistema solare contiene elementi pesanti ‘riciclati’ da stelle estinte.

Età del sistema solare • L’età del sistema solare è stimata nell’ordine di 4.56 miliardi di anni (~65 milioni di volte una vita umana). • Il decadimento radioattivo di alcuni isotopi è usato per stimare l’età delle rocce. Alcuni isotopi (padri) decadono naturalmente in altri isotopi (figli) con tassi di decadimento costanti. • Misurando le quantità relative di isotopi padri e figli, e conoscendo il tasso di decadimento, si possono ottenere stime dell’età di inizio decadimento, che in prima approssimazione e sotto alcune condizioni rappresenta l’età di formazione della roccia contenente gli isotopi.

Età del sistema solare Alcune meteoriti (i.e., piccoli asteroidi che cadono sulla superficie terrestre) sono costituite dalle rocce più antiche del sistema solare (4.56 miliardi di anni). • Le rocce lunari più antiche hanno circa 4.5 miliardi di anni. • Sulla terra sono occasionalmente presenti rocce antiche fino a circa 4 miliardi di anni, ma la maggior parte delle rocce esposte sulla terra è molto più giovane, nell’ordine delle decine o centinaia di milioni di anni.

Origine del sistema solare Ipotesi della Cattura (Capture Theory) - interazioni gravitazionali sole-stella massiccia Ipotesi della ”Nebulosa” (Nebula Theory) - una ‘nube’ amorfa di gas e polvere interstellare

Teoria della Cattura Nel 1917 l’astronomo inglese James Jeans propose una teoria che prevedeva una diversa e non contemporanea origine di Sole e pianeti. Per effetto del passaggio ravvicinato di una stella massiccia al nostro Sole, questo ne venne deformato da un’onda mareale che formò una specie di filamento di materia solare. Questo filamento, gravitazionalmente instabile, si disgregò in diversi frammenti da cui si originarono protopianeti che entrarono in orbita solare per effetto della trazione subita dal passaggio della stella massiccia.

Ipotesi della nebulosa solare • La nebulosa in rotazione iniziò a contrarsi per gravità circa 4.56 miliardi di anni fa. • La contrazione gravitazionale produsse densità maggiori di polveri e gas nelle regioni centrali della nebulosa, con formazione di un protosole. • Contrazione e rotazione produssero un appiattimento della nebulosa, che assunse forma discoidale, ed un aumento della sua velocità di rotazione.

• Al protrarsi della contrazione gravitazionale, il protosole diventò via via più denso e la sua temperatura aumentò poiché l’energia gravitazionale veniva convertita in energia termica. • Dopo circa 10 milioni di anni dall’inizio della contrazione della nebulosa, il centro del protosole raggiunse una temperatura di alcuni milioni di °K. • A queste temperature, le prime reazioni nucleari si innescarono con conversione di idrogeno in elio. Il protosole diventò una stella. Le reazioni nucleari continuano tutt’oggi.

Formazione dei pianeti Disco protoplanetario; il disco in rotazione di gas e polveri che circondava il protosole, e che per forze centrifughe non è collassato su di esso, è ritenuto il luogo di formazione dei pianeti. Le sostanze componenti il disco protoplanetario sono allo stato solido o gassoso. La temperatura di condensazione determina se una sostanza è allo stato solido o gassoso. Sopra la temperatura di condensazione, stato gassoso; sotto la temperatura di condensazione, stato solido. • Idrogeno e elio sono sempre allo stato gassoso poiché la temperatura di condensazione è vicina allo zero assoluto. • Sostanze come acqua (H2O), metano (CH4) e ammoniaca (NH3) hanno temperature di condensazione basse, tra 100 e 300 °K, cioè sono solide sotto forma di particelle di ghiaccio solo a temperature relativamente basse. • Elementi pesanti come ferro, silice, magnesio, zolfo, e loro composti con l’ossigeno, hanno temperature di condensazione comprese tra circa 1300 e 1600 °K, cioè sono solidi sotto forma di grani di polvere anche a temperature relativamente alte.

Formazione dei pianeti • Nella nebulosa, la temperatura decresce all’aumentare della distanza dal centro. • Nelle regioni interne e calde, prossime al centro della nebulosa, solo gli elementi pesanti e i loro composti con l’ossigeno rimangono allo stato solido sotto forma di grani di polvere. • Nelle regioni esterne e fredde, lontane dal centro della nebulosa, le particelle di ghiaccio potevano sopravvivere.

• Nelle regioni interne della nebulosa, reiterate collisioni di grani di polvere produssero, nel corso di alcuni milioni di anni, planetesimi, cioè oggetti solidi del diametro di circa un chilometro. • L’azione di forze gravitazionali causò reiterate collisioni tra planetesimi con formazione di protopianeti, oggetti di dimensione e massa simili a quelli della luna. • Successive collisioni gravitazionali di protopianeti condussero alla formazione dei pianeti terrestri.

• Nelle regioni esterne della nebulosa, più materiale allo stato solido era disponibile per la formazione dei planetesimi. Oltre ai grani di polvere, anche le particelle di ghiaccio erano disponibili. I planetesimi esterni erano dunque formati da un misto di materiale roccioso e ghiaccio. • Atomi gassosi leggeri come idrogeno ed elio, muovendosi verso le regioni esterne fredde della nebulosa, rallentavano il loro moto (diminuzione agitazione termica) e potevano facilmente venire catturati gravitazionalmente dai planetesimi-protopianeti in formazione. • Il risultato fu la formazione di pianeti di elevate dimensioni con una spessa atmosfera di idrogeno avviluppante un nucleo roccioso di 5-10 volte la massa della terra; esempio: Giove.