1. Il sistema solare
A. Coradini

2. Il Sistema Solare
Il Sistema Solare e' un insieme di corpi celesti in rotazione attorno al Sole.
Ne fanno parte, oltre al Sole stesso, 8 pianeti, 2 pianeti nani, 61 grandi
satelliti, alcune migliaia di asteroidi, ed un numero imprecisato di comete.
Partendo dal Sole, troviamo per primi i pianeti interni, Mercurio e Venere, poi
la Terra e infine i pianeti esterni: Marte, Giove, Saturno, Urano, Nettuno.
Tra l'orbita di Marte e quella di Giove c'e' la fascia degli asteroidi.

3. Il declassato Plutone

4. Il Sistema Solare: la dinamica
Dal punto di vista
dinamico, il Sistema
Solare e' un insieme
ordinato e stabile.
Tutti i pianeti
ruotano nello stesso
verso, cioe' in senso
antiorario rispetto ad
un ipotetico
osservatore posto
sul polo nord del
Sole

5. Sistema Solare: le dimensioni
L'estensione totale del Sistema Solare e' di circa 6
miliardi di Km, pari a 39,3 U.A. (Distanza Terra
Sole).
I corpi del Sistema Solare occupano in realta' un
volume molto piccolo rispetto alle dimensioni
complessive.
Il Sistema Solare e' quindi quasi "vuoto“.
Se il Sole avesse il diametro di 1 m, la Terra sarebbe
di un pisello a 108 metri dal Sole, Giove sarebbe
un'arancia, posta a 550 metri, e Plutone disterebbe 4
km e sarebbe meno di 1 mm di diametro

6. Pianeti: due
famiglie
La densità dei corpi
planetari decresce
sensibilmente ma mano
che ci si allontana dal
Sole, mentre le dimensioni
e le masse aumentano.
Questo andamento
regolare suggerisce di
suddividere i pianeti in due
famiglie.
– i pianeti terrestri (o interni)
– i pianeti giganti (o esterni)

7. Perché?
Le differenze tra i pianeti terrestri e giganti gassosi possono
trovare una spiegazione nel fatto che nella nebulosa
protoplanetaria (la nube di materia che circondava il Sole
e da cui si formarono i pianeti) la temperatura era
maggiore vicino al Sole e dunque era possibile la
condensazione degli elementi poco volatili(in genere i più
pesanti), mentre gli altri erano spinti verso l'esterno dalla
radiazione solare.
Anche la distribuzione delle distanze mostra una certa
regolarità: ciascun pianeta si trova grosso modo ad una
distanza doppia di quello che lo precede.
L’ipotesi della nebulosa si rafforza  i dischi di gas e
polvere che circondano le stelle giovani hanno temperature
decrescenti verso l’esterno

8. La Materia Primordiale
L’angolo
dell’Universo che
chiamiamo casa, il
nostro sistema
solare, si formò circa
4.6 miliardi di anni
fa da materia che
ruotava lentamente
attorno al Sole

9. Il mezzo
interstellare
La materia è distribuita
nell'universo in molti modi, nelle
stelle, e come materia diffusa, il
mezzo interstellare.
Il gas interstellare è composto
principalmente da idrogeno ed elio,
ma sono presenti anche piccole
quantità di carbonio, azoto ed
ossigeno.
Forgiati nel nucleo di stelle
antiche, questi elementi pesanti si
combinano, se le condizioni lo
permettono, in un'ampia gamma di
molecole.
Quelle molecole sono forse
ancora presenti nel Sistema Solare,
almeno nelle zone più fredde
Gli elementi pesanti, un tempo
sotto forma di grani, sono ancora
nascosti nei pianeti terrestri e
..forse nei nuclei ei pianeti gioviani

10. L’astrochimica
Molecole sono state osservate in tutti gli ambienti astrofisici, dalle
galassie più antiche alle comete, ai satelliti dei pianeti giganti.
Le molecole sono una specie di sonda che ci permette di investigare quali
siano le condizioni termodinamiche delle regioni di formazione.  Spettri
Lo spazio interstellare è un vero e proprio laboratorio in cui agiscono anche
processi che sono stati presenti forse sulla terra primordiale.

11. Dischi di Accrescimento: una fase
“calda”

12. Disco di accrescimento

13. Sequenze di condensazione
Gli ingredienti del sistema solare cadono nelle seguenti categorie:
Metalli: ferro, nichel, alluminio. Essi condensano a T~1,600 K ed ammontano
a ~ 0.2% del disco
Rocce: minerali ricchi in silice che condensano a T=500-1,300 K (0.4% del disco).
Ghiacci: composti idrogenati, come il metano (CH4), l’ammoniaca
(NH3),l’acqua (H2O) che condensa a T<~150 K ed ammontano a ~ 1.4% del
disco.
Gas: idrogeno ed elio che non condensano mai nel disco ed ammontano a ~
98% in massa.

14. La condensazione
I “semi” per il processo di condensazione sono i
grani sopravvissuti alla alte temperature del
disco.
Su di essi, al decrescere della temperatura, si
condensarono ( forse) molecole che formarono sui
grani gocce di materiale, che successivamente
solidificò.
Nelle zone interne solo i composti di temperatura
più alta riuscirono a solidificare
La polvere ebbe un ruolo importante nel processo
di formazione planetaria

15. Condrule
• Si sono formate 4.55 Milioni di anni fa in un
intervallo di 107 anni
• Sono state scaldate 1500-2000 K e
raffreddate in pooche
•Non si trovano sulla Luna
•Che cosa le ha generate: fusione da
impatto?alte temperature nella nebulosa
solare primordiale?

16. Dai dischi ai pianeti.. Una lunga
storia
Disco Condrule
Instabilità o
accrescimento
Planetesimi ed Embrioni

18. Formazione dei pianeti Terresti: un
passato cancellato
Le fasi successive del processo di formazione debbono spiegare come da
un insieme di planetesimi, la cui composizione presumibilmente
rispecchiava quella delle condriti carboniose, si passa a corpi di
grandi dimensioni fortemente differenziati, come i pianeti terrestri.
– crescita gerarchica dei planetesimi;
– crescita finale attraverso mpatti non completamente distruttivi.

19. In the beginning there were planetesimals… then
“embryos”…then planets
< meters
kilometers
Lunar (1 AU)-to-Mars (2 AU) sized

20. Una Storia Violenta : impatti
delle dimensioni di Marte

21. Che accade dopo?
Il pianeta contiene
elementi radioattivi che si
scaldano rilasciando
calore
Si forma un oceano di
magma
Il materiale più denso
forma il nucleo  ancora
calore!
Il materiale riscaldato,
più leggero sale
Formazione di”Plumes”
Nasce la geologia

22. Simulazioni delle “Plumes”

23. La convezione al lavoro!

24. Per gli altri pianeti vale?
Per la Luna si!
.. E con qualche
difficoltà per Marte!

25. I giganti
Giove ha un nucleo interno roccioso di 10- 15 masse
terrestri
Saturno ha un nucleo anche maggiore (15-20 ?)
Urano e Nettuno  mondi di ghiaccio

26. Esiste ancora una materia
primordiale nel Sistema Solare?
Tre riserve
– Cintura Asteroidale 
– Materia “solida” ricca in silicati, parzialmente riprocessata
nell’evoluzione della nebulosa solare primordiale
– Fascia di Kuiper
Comete di Corto Periodo: oggetti ricchi in ghiacci,volatili e
materiale organico, rapprentativi dei planetesimi formatisi
nelle regioni esterne del Sistema Planetario
– Nube di Oort
Comete di Lungo Periodo: oggetti ricchi in ghiacci e
materiale organico rappresentativi delle zone di formazione
di Giove ( solo parzialmente),Saturno, Urano e Nettuno

27. •Rossi Asteroidi con perielio
inferiore a 1.3 AU
•Verdi  astroidi della fascia
principale
•Blu scuro  Troiani
•Blu chiaro  Comete

28. La Missione Near: “atterrare” su
un asteroide
•Un denso strato di polvere di 90 metri su di un asteroide di 33 x 13 x 13 Km!
•Un interno completamente fratturato

29. Allontaniamoci.. Comete dunque!

30. Le Comete Stele di Rosetta
Una immagine della stele di
Rosetta sulla quale era
presente la stessa iscrizione
in greco, demiotico e
geroglifico.
Il materiale cometario
dovrebbe permettere di
interpretare le relazioni tra
la materia primordiale del
Sistema Solare ed il mezzo
interstellare

31. Le comete:palle di neve sporca?
Le comete sono diverse tra loro in forma e dimensione
cosi’ come nel comportamento, a volte caratterizzato da
intensa attività, altre volte da un andamento
sporadico.
Usualmente esse sviluppano una “nube” di materiale
diffuso- la coma- che cresce in dimensione e luminosità
al loro avvicinarsi al Sole. Più tardi, esse sviluppano
una enorme coda che si estende in direzione antisolare.
Il nucleo cometario e’ piccolo, normalmente di meno di
10 Km di diametro. Lontano dal sole il nucleo
cometario non e’ facilmente osservabile, essendo scuro e
freddo

32. 19P/Borrelly
Polvere
•This is a composite of images acquired by NASA's Deep Space 1 spacecraft, showing
some of the features in comet Borrelly's coma, dust jets, and nucleus. The range to the
comet in this view is about 4800 kilometers (3000 miles).
•Borrelly's nucleus is about 8 kilometers (5 miles) end-to-end so the field of view is about 40
kilometers (25 miles) on each side.

33. Osservare da vicino una cometa e
“catturarne” i segreti  missione star
dust

34. Wild 2
Wild 2 ripresa dalla camera di navigazione della
missione Stardust durante il periodo di massimo
avvicinamento ( 2 Gennaio 2004)
Immagine presa dalla distanza 500 km
(esposizione di 10-millisecondi)

35. Deep impact: distruggere per
vedere l’interno!
•La cometa è stata bombardata
con un proiettile di rame
•Si è creato un nuovo cratere

36. Gli Strumenti Scientifici dell’ Orbiter
OSIRIS: Optical, Spectroscopic, and Infrared Remote Imaging System (H.U
Keller, Germania)
ALICE: Ultraviolet Imaging Spectrometer (S.A. Stern, USA)
VIRTIS: Visible and Infrared Thermal Imaging
Spectrometer (A. Coradini, Italia)
MIRO: Microwave Instrument for the Rosetta
Orbiter (S. Gulkis, USA)
ROSINA: Rosetta Orbiter Spectrometer for Ion and Neutral Analysis (H.
Balsiger, Svizzera)
COSIMA: Cometary Secondary Ion Mass
Analyser (J. Kissel, Germania)
MIDAS: Micro-Imaging Dust Analysis System W. Riedler, Austria)
CONSERT: Comet Nucleus Sounding (W. Kofman, Francia)
GIADA: Grain Impact Analyser and Dust Accumulator (L. Colangeli, Italia)
RPC: Rosetta Plasma Consortium
RSI: Radio Science Investigation (M. Pätzold, Germania)

37. Atterrare su una cometa
Una volta raggiunta la
cometa, la navicella
Rosetta si inserira’ in un’
orbita polare attorno alla
cometa.
Eseguirà dapprima una
dettagliata mappa della
superficie e, successivamente,
rilascerà un lander, che si
ancorerà alla cometa
eseguendo misure in situ.

38. Raggiungere Plutone