Le teorie cosmogoniche

Presentazione sul tema: "Le teorie cosmogoniche"— Transcript della presentazione:

1 Le teorie cosmogoniche
Fabio Bianco Alfonso Veropalumbo Angela Vitale

2 Punti del discorso: Le prime teorie e i loro limiti Le moderne teorie:
Teoria di Kant-Laplace Teoria di Buffon-Moulton Le moderne teorie: Contrazione della nube primordiale Formazione planetaria Il problema del momento angolare Ipotesi delle T-Tauri e del vento solare Riscontri sperimentali

3 La cosmogonia è il ramo dell’astronomia che studia l’origine del sistema solare
TEORIE NEBULARI TEORIE MAREALI

4 La teoria di Kant-Laplace Esempio di ipotesi nebulare
nebulosa avente un moto rotatorio, da cui si formano sia il Sole che i pianeti inizio della contrazione espulsione in più fasi di anelli di materia dal protosole condensazione degli anelli in planetesimi

5 La teoria di Buffon-Moulton Esempio di ipotesi catastrofista
formazione del Sole dalla nube passaggio ravvicinato di un’altra stella fuoriuscita del materiale solare condensazione e formazione dei pianeti

6 Una buona teoria deve essere in grado di spiegare:
la complanarietà e circolarità delle orbite planetarie; il verso antiorario di rivoluzione dei pianeti, coincidente col verso della rotazione solare e la rotazione antioraria dei pianeti (esclusi Venere e Urano); la cessione del momento angolare del Sole; le differenze strutturali tra pianeti terrestri e gioviani; la somiglianza tra sistema solare e sistemi di satelliti attorno ai pianeti gioviani; la legge di Titius-Bode; le caratteristiche degli altri sistemi planetari.

7 Principali limiti della Kant-Laplace
Un anello di materiale gassoso si condensa in un gran numero di piccole particelle e non in planetesimi (Maxwell) Non spiega completamente il problema del trasferimento del momento angolare dal Sole ai pianeti

8 Principali limiti della Buffon-Moulton
Bassissima probabilità di passaggio ravvicinato di una stella Cattura del materiale estratto dal Sole da parte della stella di passaggio

9 Verso una nuova teoria…
I modelli successivi sviluppano la teoria nebulare di Kant-Laplace e possono essere raggruppati in due classi : I modelli della nebulosa di grande massa di Cameron: il disco protoplanetario ha massa pari a circa 1 M, di cui l’85% viene spazzato via dal vento solare ed il restante 15% interagisce gravitazionalmente col protosole per poi formare i pianeti. I modelli della nebulosa di piccola massa di Safronov ed Hayashi: il disco protoplanetario ha massa di 0.01 M, la quale contribuisce interamente alla formazione planetaria.

10 Vincoli alla costruzione di un modello di formazione planetaria
Nell’ambito della teoria nebulare si ammette che: la nascita del Sistema solare risale a 4,55 miliardi di anni fa (dallo studio di meteoriti e rocce lunari) il processo di formazione è stato “breve” ed è durato circa 100 milioni di anni la formazione del protosole è contemporanea a quella dei pianeti

11 Contrazione della nube
La nube primordiale inizia a risentire del collasso gravitazionale. Diminuendo r, diminuisce I. Poiché L=costante, si ha un aumento della velocità angolare e della forza centrifuga, che porta alla formazione di un disco protoplanetario. Il campo magnetico rallenta il processo Febbario 2001 Le disomogeneità nel disco iniziano a collassare formando strutture sempre più dense

12 Si sta formando il protosole
Inizia l’azione di vento stellare da parte del protosole Febbario 2001 Il vento protosolare ripulisce le zone più interne (pianeti terrestri) del disco protoplanetario e confina il gas nelle regioni più esterne (pianeti giganti)

13 I pianeti si collocano nelle loro orbite attuali
Si formano i planetesimi che si differenziano nei pianeti esterni ed interni I pianeti si collocano nelle loro orbite attuali Febbario 2001

14 Andamento di densità nel disco
Distanza dal proto-sole Densità materiale nel disco gas Roccia e ghiaccio Roccia Febbario 2001 3U.A. (Linea del ghiaccio) T(r)=631K x r-0.77AU per r=3AU T=273K

15 La formazione dei planetesimi
Febbario 2001 Interazione fra gli embrioni (il più grande cattura gli altri) 10000 km Condensazione e coagulazione micron Collisioni ed attrazione gravitazionale 10 km

16 La formazione dei pianeti, crescita dagli embrioni, runaway accretion
Una volta che i grani sono abbastanza grandi da avere un campo gravitazionale sufficientemente intenso, il ritmo di accrescimento cresce ancora di più (quando la sezione di urto effettiva S > R2, ove R è il raggio di un frammento ) I modelli numerici suggeriscono che i primi oggetti di grande taglia che si possono formare hanno le dimensioni di alcuni km Febbario 2001 Planetesimi Embrioni Crescita per collisioni Crescita dinamica 

17 Dagli embrioni ai pianeti
  Planetesimi Protopianeti Pianeti La fase finale nella crescita da planetesimi a pianeti di tipo terrestre è violenta e drammatica Grandi pianeti embrionali delle dimensioni di Mercurio produrranno oggetti come Venere, Marte e la Terra Questo tipo di dinamica richiede impatti di corpi di grandi dimensioni Febbario 2001

18 Il problema del momento angolare
Nonostante il Sole contenga il 99.85% della massa del Sistema Solare, quello che si osserva è che il momento angolare totale è così distribuito: l'85.7%, risiede nel moto orbitale di Giove e Saturno; il 13.4% nel moto orbitale degli altri pianeti; lo 0.5% nel moto di rotazione del Sole; meno dello 0.5% del momento angolare totale è associato al moto orbitale del Sole attorno al centro di massa del Sistema Solare.

19 Ipotesi sul trasferimento del momento angolare: fase T-Tauri
Nelle stelle giovani come il protosole si osserva una forte perdita di massa associata ad un'intensa attività magnetica e quindi un forte decremento del periodo di rotazione, come nelle stelle del tipo T-Tauri.

20 Ipotesi sul trasferimento del momento angolare: vento solare
Una stella rotante, dotata di vento stellare e di un forte campo magnetico iniziale, tende a diminuire la sua rotazione per un effetto di "frenamento" dovuto al flusso delle particelle del vento solare che lasciano il sistema lungo le linee di forza del campo magnetico.

21 Confronto con i sistemi extrasolari
Sistema planetario in formazione nella Nebulosa di Orione Misurando la velocità di rotazione è stato osservato che nelle stelle degli ultimi tipi spettrali (da F a M) essa è dell’ordine di 1 km/s; nei primi tipi spettrali è di 100 km/s: questa differenza indica una cessione del momento angolare da parte delle stelle F-M, probabilmente al sistema planetario.

22 Riscontri sperimentali:
I sistemi planetari extrasolari sono stati scoperti attorno a stelle di piccola massa e classe spettrale avanzata

23 Sommando al momento angolare di queste stelle il contributo dei loro pianeti, la posizione dell’intero sistema nel grafico log10(L/M)- log10(M/M) rispetta la stessa legge di potenza delle stelle di massa maggiore, come è dimostrato nel caso del Sistema Solare.