Il Sistema Solare

Il Sistema Solare, di cui fa parte il nostro pianeta, è un insieme di corpi celesti diversi tra loro per natura e dimensioni, ma accomunati per l’origine e costretti a muoversi in uno spazio ben definito da reciproche forze di attrazione. lì Sistema Solare comprende:

- la stella Sole, la cui massa di materia comprende in 99,85% di tutto il sistema, di cui ne occupa il centro;

- nove pianeti: Mercurio, Venere, Terra, Marte, Giove, Saturno, Urano, Nettuno e Plutone;

- almeno 57 satelliti principali e numerosi anelli di materiali in frammenti che. ruotano attorno ai pianeti;

- migliaia di asteroidi ( o "pianetini");

- una quantità di frammenti di varia natura che, se attratti dalla Terra, tanto da attraversarne l'atmosfera, si arroventano per attrito e possono o bruciare completamente, come le meteore, o consumarsi solo in parte e colpire il suolo, come le meteoriti (o "bolide").

- le comete, piccole masse ghiacciate che si muovono all’estrema periferia del Sistema Solare.

Tra i vari corpi celesti vi si trova la cosiddetta "materia Interplanetaria", formata da pulviscolo, gas e frammenti subatomici.

L’ORIGINE DELL’UNIVERSO

La maggior parte degli astronomi ritiene che, circa 20 miliardi di anni fa, l'Universo dovesse essere concentrato in una sfera piccola e quindi di densità enorme, un "atomo primordiale"; gli scienziati parlano di uovo primordiale Circa 20 miliardi di anni fa, un gigantesco scoppio, il cosiddetto Big Bang, fece esplodere questo uovo primordiale scaraventando nello spazio materia ed energia.

Secondo le versioni più moderne della teoria del Big Bang, la materia si sarebbe trovata inizialmente in condizioni di temperatura e densità tali da essere completamente scomposta In quark (le più piccole particene elementari note fino ad oggi).

A seguito dell’espansione dell’Universo, la massa iniziale di materia e di energia si sarebbe raffreddata e rarefatta; a frazioni infinitesime di secondo dopo l’esplosione iniziale, i quark si unirono a gruppi di tre a formare i protoni e neutroni.

Dopo circa tre minuti, i protoni e i neutroni si sarebbero a loro volta uniti per dare origine ai nuclei degli elementi più leggeri (H, He); tutti gli altri elementi chimici non si sarebbero venuti a formare che alcuni miliardi di anni dopo, grazie alle reazioni nucleari che avvengono nei nuclei stellari e durante le esplosioni di "supenovae".

A 300.000 anni dal Big Bang, nuclei ed elettroni si sarebbero, infine, uniti a formare gli atomi, mentre stelle e galassie sarebbero nate entro i primi miliardi di vita dell’Universo.

Di questa traccia primordiale si è trovata traccia nel 1965 ad opera di due astronauti americani (Arno Penzias e Robert Wilson). Essi rivelarono un debole rumore di fondo uniformemente diffuso nello spazio, la cosiddetta "microsonda cosmica" e vi riconobbero l’eco del Big Bang iniziale, il fragore lasciato nello spazio dall’esplosione del globo di fuoco da cui ebbe origine l’Universo. Dopo il primo miliardo di anni, l’Universo assunse condizioni fisiche più familiari:

la temperatura è ormai quella di una qualsiasi stella e la materia è fatta di H, He, elettroni e protoni.

Oggi non si conosce ancora con certezza !a densità media della materia dell’Universo, la cui attrazione gravitazionale rallenta l’espansione dello spazio. Se la densità è troppo bassa, l’espansione continuerà senza fine, le stelle consumeranno tutto il loro combustibile e galassie diventeranno sistemi oscuri di corpi freddi e Inerti, in un cosmo ridotto a un immenso cimitero buio. Se la forza di gravità, invece, riuscisse a fermare l’espansione dell’Universo, le galassie finiranno per arrestare la toro fuga e per invertire il loro movimento, dando inizio a una contrazione dell' Universo. La temperatura tornerebbe ad aumentare, le stelle si riaccenderebbero e si farebbero più calde, anche H e He si dissolverebbero in energia e tutto precipiterebbe nello stato primordiale.

ORIGINE DEL SISTEMA SOLARE

Il Sistema Solare avrebbe avuto origine almeno 10-12 miliardi di anni dopo il Big Bang, sviluppandosi all’interno della Galassia, che a quell’epoca aveva già assunto la struttura attuale.

Il primo scienziato che affrontò il problema dell' origine del sistema solare fu CARTESIO che formulò una ipotesi detta monistica perché fa deviare tutto da un solo ammasso nubiforme, che contraendosi crea calore, il nucleo denso e caldo diviene un primitivo Sole e le altre parti rimaste nella nube vanno a formare pianeti e satelliti.

Dopo un secolo, G.L. LECLERC de BUFFON (1745) espose una delle ipotesi dette dualistiche: da un Sole già esistente, una cometa strappa, passandogli vicino, grossi frammenti che diventano pianeti e satelliti. KANT (1745) e P.S. de

LAPLACE Ipotizzarono che tutto fosse partito da una nebulosa all’interno della quale si sarebbe formato il Sole.

Le particene di gas nebulare avrebbero sempre più mostrato comportamenti cinetici diversificati al centro si sarebbero mosse più velocemente, all’esterno più lentamente; nella periferia del sistema si sarebbero poi, pian piano, formati altri vortici minori, da cui sarebbero nati i sistemi, anch’essi concentrici, dei pianeti con i loro satelliti.

ARRHENIUS ha pensato che tutto il sistema solare sia nato da una qualsiasi collisione tra due stelle: il nostro Sole ed un stella ignota, pellegrina dello spazio.

Dai due astri sarebbe stata strappata una immensa ondata di materia, la quale, successivamente, coagulandosi, avrebbe originato i pianeti, i loro satelliti, gli asteroidi e le comete.

T.C. CHAMBERLIN e FOREST MOULTON proposero una teoria In base alla quale il Sole avrebbe vagato nel cielo, senza la sua collana di pianeti, fin quando un evento catastrofico, e cioè il passaggio di una stella nelle sue vicinanze, non avrebbe sollevato dai due corpi celesti due enormi "ondate"; queste ultime avrebbero formato due code opposte che si sarebbero poi incurvate cominciando a ruotare attorno al Sole, raffreddandosi velocemente e condensandosi In nuclei detti planetesimi da cui avrebbero preso origine i pianeti

Nel 1901, poi, J. JEANS prospettò l'ipotesi di una stella che sarebbe passata in vicinanza del Sole primitivo, provocando in esso un enorme onda mareale: la materia risucchiata dal Sole non sarebbe sfuggita alla forza gravitativa e, rimanendo in orbita, si sarebbe condensata nei pianeti. Il sistema solare occupa un piccolo settore di uno del due bracci a spirali della Galassia, dunque ad una posizione periferica. In questa posizione, circa 5 miliardi di anni fa si trovava una grande nebulosa, cioè una nube di gas e polvere finissimo. Essa comprendeva, oltre l'idrogeno e l'elio una certa quantità di altri elementi; gli elementi più pesanti dell' idrogeno si formano attraverso le reazioni termonucleari in atto nelle stelle e si disperdono nello spazio nella formazione di novae e supenovae. Dunque alla composizione originaria della Galassia si sono certamente aggiunti i resti di stelle più antiche del Sole. La nebulosa ha continuato ad arricchirsi di elementi pesanti finché l’urto con una supernova vicina ne perturbò la struttura e la nebulosa collasso su se stessa in un vortice gigantesco. Nella progressiva contrazione e con il crescere della velocità di rotazione, la nube assunse la forma di un disco appiattito nel cui centro andò concentrandosi un nucleo sempre più denso e caldo, detto proto-sole. All’interno del disco ripetute collisioni tra granuli di polver portarono all'aggregazione di corpi via via maggiori fino alla nascita degli asteroidi che, in continua collisione fra loro, andarono frantumandosi per riaggregarsi in corpi di dimensioni sempre maggiori, detti planetesimali. La temperatura svolse un ruolo determinante nella formazione dei pianeti. Il riscaldamento progressivo del protosole impedì l’accumulo di ghiaccio nei corpi più vicini.

Con l'aumento della massa e del proprio campo gravitazionale, i singoli pianeti ripulirono ognuno un ampio corridoio di spazio lungo la propria orbita; la maggior parte delle polveri e dei gas finì per andare ad accrescere la temperatura fino al punto di innescare le prime reazioni nucleari, con le quali nacque la nuova stella. Al momento della sua accensione, il Sole emise una gigantesca esplosione di energia, che Investì l’intero sistema, durante la quale un violento vento stellare spazzò via nello spazio interstellare i gas e le polveri residue, insieme a buona parte della massa stessa.

IL SOLE

Enorme palla di fuoco, splendida in un meraviglioso tramonto, il Sole, è il corpo celeste fondamentale del sistema planetario. Esso è situato alla periferia della nostra galassia, ad una distanza di 27.000 a.l. dal centro, ed è la stella a noi più vicina e a cui dobbiamo la nostra esistenza.

Il suo raggio medio è di circa 700.000 Km (109 volte quello della Terra), il suo volume è di 1,412 x 10²km. La sua densità media è di 1,41 g/cm². La sua accelerazione di gravità è circa 28 volte quella terrestre.

Il Sole ruota intorno a un proprio asse, ma la sua velocità è minore ai poli e crescente verso l'Equatore, dove la velocità arriva a circa 2 km/s; la rotazione dura 25 giorni all’Equatore e 30 giorni al polo.

Questa stella è una potentissima fonte di energia, che viene irradiata in ogni direzione dello spazio. La sua potenza totale è di 380.000 miliardi di miliardi di kw (emette in un solo secondo più energia di quanta ne abbia consumato l'intera umanità in tutta la sua storia).

Si suole dividere il Sole in parte interna, fotosfera e atmosfera.

PARTE INTERNA (NUCLEO)

Questa parte non è accessibile all'osservazione, a causa dell'opacità del gas che la compone ed è formata, a sua volta, da un nucleo avvolto da una zona radioativa.

Nel nucleo aumenta continuamente l’elio a spese dell'idrogeno. Tale nucleo ha un raggio di 150.000 km: l’energia in esso prodotta si trasmette verso l’esterno con un processo di radiazioni che interessa l'involucro gassoso circostante, chiamato zona raddioativa, in cui gli atomi dei gas assorbono ed emettono energia, ma non danno luogo a reazioni nucleari. Alla profondità di circa 130.000 km i gas, per la minore pressione, diventano meno stabili e si innescano movimenti convettivi. Il trasporto di energia avviene quindi per convezione e questo involucro di gas più esterno è chiamato zona convettiva. La quantità di idrogeno del nucleo è tale che occorreranno altri 5 miliardi di anni perché il nucleo diventi tutto di elio e la combustione nucleare si arresti. Interverranno allora altre trasformazioni che segneranno l’inizio della fine della nostra stella, destinata a divenire, una gigante rossa.

FOTOSFERA

E' l'involucro che irradia quasi tutta la luce solare. La temperatura media superficiale del Soie è di 5.785 °K e ad essa è dovuto il colore giallo della nostra stella. La superficie non è liscia, ma presenta una struttura a granuli brillanti, che hanno un aspetto da circolare a poligonale e sono formati da masse di gas. Quest’ultime risalgono dal basso, si raffreddano man mano che salgono e tornano verso il basso. Il movimento dei granuli fa sembrare la superficie della fotosfera in continua ebollizione.

La superficie brillante della fotosfera non è omogenea, ma costellata da macchie lunari, che sono piccole aree scure, nelle quali si distingue una zona centrale più scura (ombra) circondata da una fascia più chiara (penombra). Esse sono dei punti freddi della fotosfera e appaiono in genere a gruppi. In ogni gruppo si osserva una regolare evoluzione: dopo la loro comparsa, le macchie aumentano di dimensione e di numero, poi cominciano a ridursi fino ad estinguersi. Solitamente hanno una vita di una settimana, ma una piccola percentuale di essi può continuare a svilupparsi: sono questa le macchie visibili ad occhio nudo. Le macchie grandi hanno un forte campo magnetico. Coppie di macchie contigue hanno polarità magnetica opposta. Il campo magnetico globale del Sole è molto debole e variabile. La sua forza è molto complessa a causa della rotazione differenziale della materia gassosa. In questo campo si manifestano notevoli aumenti di intensità localizzati in numerose aree della superficie solare, dove, il forte campo magnetico, frena i moti convettivi nella parte alta della fotosfera, ostacolando la risalita delle masse gassose calde alla superficie, nella quale il fenomeno apparirebbe con la formazione delle macchie.

ATMOSFERA: CROMOSFERA E CORONA

La cromosfera è un involucro trasparente di gas incandescente che avvolge la fotosfera. E’ visibile per un breve tempo durante un eclissi totale di Sole, quando la Luna nasconde completamente il disco della fotosfera: la cromosfera appare, allora, come un sottile alone roseo. La cromosfera è uno strato a bassa temperatura tra la fotosfera e la corona. La corona è la parte più esterna dell’atmosfera solare ed è formata da un involucro di gas ionizzati (i cui atomi, cioè, sono elettricamente carichi) sempre più rarefatti man mano che ci si allontana dalla cromosfera. La sua luminosità è bassa. Si può osservare direttamente solo durante un’eclissi totale, quando assume l’aspetto di un tenue alone con una luminosità pari a metà di quella della Luna. Nella parte più estrema della corona le particelle ionizzate hanno una velocità sufficiente per sfuggire all’attrazione gravitazionale del Sole e si disperdono nello spazio come vento solare.

LA COMPOSIZIONE DEL SOLE

L'interno del Sole è costituito per almeno il 98% da idrogeno ed elio allo stato di plasma (sotto forma di una miscela di elettroni liberi e di nuclei atomici). Solo il 2% è costituito da elementi pesanti.

Gli strati esterni del Sole, composti per I’85% di idrogeno, il 15% di elio e per l’1% di elementi più pesanti, sono costituiti da uno spettro continuo interrotto da migliaia di sottili righe scure.

La nostra stella è fatta di materia riciclata in quanto gli atomi di cui è composta, per formarsi, hanno avuto bisogno di fornaci nucleari che esistono solo all’interno di stelle più grandi del Sole.

L' ATTIVITà SOLARE

Tra le tante attività svolte dal Sole ricordiamo il periodico formarsi e scomparire delle macchie, le protuberanze e i brillamenti. Le protuberanze sono grandi nubi filamentose di idrogeno che si innalzano dalla cromosfera e penetrano nella corona e appaiono come immense fiammate. Esse sono molto più calde della cromosfera, ma più fredde rispetto alla corona sciare. Si distinguono protuberanze quiescenti ed eruttive. Le protuberanze si osservano durante un'eclissi come lingue luminose che sporgono dalla cromosfera Se si osservano contro si disco del Sole appaiono come strutture lunghe e oscure, chiamate filamenti. I brillamenti o flares sono violentissime esplosioni di energia, lampi di luce intensissimi associati da potenti scariche elettriche. Compaiono di tanto in tanto in prossimità di tanti gruppi di macchie e nei giro di pochi minuti si propagano su un'area di milioni di km I brillamenti emettono un intenso flusso di particene atomiche e nei flares più intensi si ha un'ultraradiazione formata da particelle che si propagano quasi alla velocità della luce. Quando un flares esplode, le sue particene colpiscono le particelle ionizzate dell’atmosfera terrestre, dando origine alle aurore polari (boreali e australi). Contemporaneamente a queste, si verificano le tempeste magnetiche. anch'esse legate all’attività solare. I periodi di Sole calmo si alternano con periodi di attività nel corso dei quali, alla radiazione stazionaria si sovrappongono radiazioni ondulatorie collegate alla comparsa di macchie solari, brillamenti e radiazioni corpuscolari emesse soprattutto da brillamenti.

Inoltre, i fenomeni solari hanno una diretta influenza sul magnetismo terrestre. La causa delle più intense tempeste magnetiche è legata alla comparsa di brillamenti. Anche la crescita degli alberi dipende dall’attività solare. Sembra che gli anelli dei tronchi siano disposti in gruppi di 11 e che quelli di dimensioni maggiori corrispondano agli anni di massima di attività. Pure le inondazioni del Nilo sembrano seguire il ciclo solare: sono maggiori durante il massimo di questo

corona solare

LA FORNACE DEL SOLE

Al centro del Sole si raggiungono i 15 milioni di °k e la densità arriva a 134 g/cm³. In condizioni tali non esistono più legami molecolari e il gas è formato da elettroni liberi e da nuclei atomici. Tali nuclei sono essenzialmente di idrogeno e di elio e, a causa delle elevate temperature, sono in continuo veloce movimento: poiché sono carichi positivamente, tra essi avviene una fusione termonucleare, che trasforma l'idrogeno in elio. Questa reazione avviene attraverso una serie di passaggi intermedi, che costituiscono la cosiddetta catena protone – protone:

- due protoni, cioè i due nuclei di idrogeno, si uniscono e formano un nucleo pesante (deuterio);

- il deuterio cattura un protone e si forma un nucleo di elio-3:

- due nuclei di elio-3 si uniscono e formano un nucleo di elio-4.

In ogni secondo nel nucleo del Sole si verificano 10⁵⁷ catene protone – protone e si è calcolato che il nucleo solare contenga 15x10⁸⁰ protoni.

Attualmente, ad ogni secondo nel nucleo del Sole 564,5 milioni di tonnellate di idrogeno si fondono In 560 milioni di tonnellate di elio, per cui la nostra stella perde per ogni secondo 4,5 milioni di tonnellate di massa che viene convertita in energia, secondo l’equazione E=mc².