Il gruppo di corpi che rientrano nella zona di influenza gravitazionale del Sole. È costituito dal Sole, gli 8 pianeti maggiori (in ordine di distanza dal Sole: Mercurio, Venere, Terra, Marte, Giove, Saturno, Urano, Nettuno) e il suo satellite, Plutone (indicato come pianeta nano dall’International Unione Astronomica dal 2006 classificati), asteroidi (o pianeti), comete, innumerevoli corpi piccoli e minuti (meteoriti, polvere) e materia gassosa diffusa (eolico solare.). La s non termina nell’orbita del pianeta più distante: il vento s penetra infatti in una cavità (l’eliosfera) che si estende a distanze di 100-1000 AU (unità astronomiche) dal Sole, mentre le comete nella Nube di Oort, un guscio sferico, con un centro nel Sole e un raggio di ≃50.000 UA. Le dimensioni della S. sono quindi dell’ordine di 1/20 della distanza che separa il Sole dalla stella più vicina (Proxima Centauri).
Sviluppi nella conoscenza del sistema solare
Il sistema geocentrico. Le prime cosmologie di cui abbiamo testimonianza, tra cui babilonese, egizia e indiana, sebbene dominate da motivi mistici e mitologici, si limitarono a modellare l’universo sull’ambiente terrestre in cui viveva l’uomo, che seguivano i fatti astronomici più immediatamente accessibili alla sua percezione : il cambio del giorno e della notte, il ritorno delle stagioni, ecc. La civiltà greca più razionale e allo stesso tempo più speculativa iniziò a rappresentare l’universo al più tardi dalla metà del VI secolo. aC, secondo schemi più armoniosi e geometrici, ma il punto di vista rimase sempre antropocentrico, e con rare eccezioni tutti i modelli cosmologici elaborati furono rigorosamente geocentrici. Per le numerose argomentazioni raccolte che portarono al riconoscimento della sfericità della terra, ma anche per una tendenza culminata in Platone a ricercare nella natura un ordine matematico, l’intero universo era strutturato secondo strati concentrici di sfere, ruotanti intorno al terra, immobile, posto al centro. Le stelle fisse erano poste sulla sfera più esterna, mentre i pianeti erano posti su sfere sempre più interne in base ai loro periodi orbitali decrescenti. Nella sequenza del Sole, Mercurio e Venere, che hanno quasi lo stesso periodo orbitale rispetto alla Terra, c’era spesso incertezza sull’ordine da adottare. Lo schema più comune, che si trova anche nell’Almagesto di Tolomeo, era: Sole, Venere e Mercurio.
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Tuttavia, le apparenti irregolarità osservate nei movimenti dei pianeti non rientravano in un modello geometrico così semplice, tanto che dovette essere utilizzato un sistema sferico più complesso, che trovò un accordo organico con la teoria della le sfere omocentriche di Eudosso (prima metà del IV sec. aC), che vedeva nel sistema delle sfere omocentriche un modello geometrico piuttosto che una realtà fisica. Un cambio di prospettiva avviene con Aristotele, che attribuisce un significato fisico a questo sistema. La materializzazione delle sfere portò Aristotele a ritenere che i vari gruppi non fossero indipendenti tra loro, ma che i poli di ciascuna sfera fossero fissi sulla superficie dell’immediato più esterno. I movimenti delle sfere più esterne si trasmettevano così a tutte le sfere sottostanti e non solo a quelle dello stesso gruppo. Ciò introdusse un’altra complicazione nella teoria, tanto che per descrivere correttamente il moto dei pianeti, Aristotele alla fine aveva bisogno di 56 sfere.
Il sistema eliocentrico di Aristarco. La complessità della teoria delle sfere omocentriche ha portato alcuni filosofi a sviluppare sistemi che erano al di fuori della corrente culturale dominante. In particolare, Aristarco (3° secolo aC) proponeva che tutti i pianeti e la terra stessa ruotino attorno al sole, che è al centro dell’universo (sistema eliocentrico). Un solo satellite, la luna, orbiterebbe attorno alla terra. Aristarco riconosceva anche che la terra doveva avere due tipi di moto: moto rotatorio attorno al sole e rotazione (con un periodo di 24 ore) attorno ad un asse inclinato rispetto al piano della rivoluzione annuale. Con la sua teoria, Aristarco non solo descrisse in modo molto semplice il movimento dei pianeti, ma spiegò anche perché la loro luminosità, come osservato, non fosse costante: si prevedeva infatti che il sistema eliocentrico, a differenza di quello delle sfere omocentriche, spostano la distanza dei pianeti dalla terra e quindi la loro luminosità apparente cambia nel corso dell’anno.
Nonostante la sua indiscussa superiorità, il sistema eliocentrico di Aristarco incontrò una forte resistenza nella comunità scientifica greca e alla fine fu abbandonato.
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Il sistema tolemaico. Il sistema geocentrico fu invece proposto da Ipparco (II sec. a.C.) e Tolomeo (II sec. d.C.)), una migliore formulazione che potrebbe anche spiegare le apparenti variazioni di luminosità dei pianeti. La nuova teoria, denominata sistema tolemaico, abbandonò il dogma aristotelico secondo cui la terra doveva trovarsi al centro esatto delle orbite di tutti i corpi celesti. Ciascun pianeta (Fig. 1) dovrebbe descrivere un’orbita circolare E (epiciclo) in un anno, il cui centro C a sua volta si sposta leggermente eccentricamente rispetto alla terra su una diversa circonferenza D (deferente).
Dopo Tolomeo non si fecero progressi per molti secoli: infatti, con il declino della civiltà greca e la distruzione della Biblioteca di Alessandria, la concezione tolemaica cadde nell’oscurità e si diffuse solo tra il XII e il 13° secolo. che è stato portato alla luce attraverso traduzioni arabe.
Il sistema copernicano. Gli studi astronomici fiorirono nel Rinascimento. Nel 1543 N. Copernico pubblicò il De revolutionibus orbium coelestium in cui, probabilmente ispirandosi all’antica idea di Aristarco, proponeva il suo nuovo sistema eliocentrico (Fig. 2). Il sistema copernicano offriva così un duplice vantaggio: da un lato, sostituiva gli epicicli di tutti i pianeti con un’unica orbita, quella della Terra; d’altra parte, permetteva di stimare le dimensioni relative delle orbite, che nel sistema tolemaico rimanevano indeterminate.
Le osservazioni sistematiche e molto accurate dei moti planetari di T. Brahe permisero a Keplero di stabilire che le orbite dei pianeti erano ellittiche e non circolari come pensava Copernico, e di formulare le famose tre leggi che portano il suo nome ( ➔ Keplero, Johannes). Nel frattempo, importanti testimonianze del sistema eliocentrico furono raccolte da G. Galileo con il cannocchiale: tra le più importanti, la scoperta delle fasi di Venere e delle quattro lune principali di Giove (che contraddiceva la teoria tolemaica secondo cui ogni corpo celeste dovrebbe orbita attorno alla Terra). La conferma finale del sistema copernicano giunse il 7 novembre 1631, quando P. Gassendi osservò il transito di Mercurio sul disco solare, in perfetto accordo con le previsioni fatte da Keplero alcuni anni prima. Verso la fine del XVII secolo, I. Newton seppe spiegare le leggi di Keplero e aprire la strada alla meccanica celeste con la scoperta della legge di gravitazione universale.
Proprietà di base del sistema solare
Il sistema s. ha una serie di proprietà di cui ogni teoria che voglia fornire una spiegazione plausibile della sua origine deve tenere conto: a) Il Sole ha una massa quasi 1000 volte maggiore della massa totale di tutti gli altri corpi che compongono il sistema. La massa rimanente è concentrata principalmente sui 4 grandi pianeti esterni (Giove, Saturno, Urano e Nettuno); i pianeti interni (Mercurio, Venere, Terra e Marte) hanno una massa circa 100 volte più piccola; b) i pianeti interni ei pianeti esterni hanno composizioni chimiche molto diverse: i primi sono costituiti principalmente da silicati e metalli, i secondi da ghiaccio ed elementi più leggeri (idrogeno ed elio); c) le orbite di tutti i pianeti giacciono approssimativamente sullo stesso piano, che può essere identificato con l’eclittica. Le deviazioni più notevoli si verificano con Plutone e Mercurio, le cui orbite sono inclinate rispettivamente di ≃17° e ≃7° rispetto a questo piano; d) le orbite dei pianeti deviano solo leggermente da quella circolare: le più ellittiche sono quelle di Plutone e Mercurio, le cui eccentricità sono rispettivamente ε = 0,248 e ε = 0,206; e) Tutti i pianeti si muovono nella stessa direzione nelle loro orbite: in senso antiorario (detto diretto) quando consideriamo il sistema s. dal polo nord dell’eclittica. Anche i satelliti si muovono intorno ai pianeti in senso diretto, con poche eccezioni; f) gli assi di rotazione dei pianeti e del sole sono approssimativamente perpendicolari all’eclittica: l’unica eccezione è Urano, il cui asse forma un angolo di ≃8° con il piano orbitale; g) il senso di rotazione dei pianeti e del Sole è diretto: ad eccezione di Urano e Venere, che ruotano in senso orario (retrogrado); h) Il sole ha un momento angolare che è poco più dell’1% del momento angolare totale posseduto dai pianeti. La sua rotazione è quindi relativamente lenta: se tutto il momento angolare del sistema s fosse concentrato nel Sole, ruoterebbe con un periodo di ∼12 ore (anziché di circa 25 giorni).
Formazione del sistema solare
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Le attuali teorie sulla formazione del S. riprendono l’ipotesi formulata verso la fine del 18° secolo, seppur in forma completamente diversa. di P.S. Laplaciano di origine originato da una nuvola rotante di gas e polvere che si contrae raffreddandosi per effetto della gravità (Fig. 3).
Dagli anni ’60, gli astrofisici teorici sospettavano che le stelle si fossero formate da nubi di gas e polvere.La prima conferma di questa aspettativa arrivò nel 1966 quando l’astronomo messicano E.E. Mendoza ha identificato una nebulosa (R Monoceros) che molto probabilmente avvolge una stella in formazione. La stella, intrappolata nella nebulosa, non era direttamente visibile in quanto la sua luce veniva assorbita dalla polvere circostante; tuttavia, la sua presenza era resa visibile dalla radiazione infrarossa della polvere riscaldata. Successive ricerche hanno portato alla scoperta di diversi oggetti simili (➔ stella).
Il cloud che ha dato origine al sistema s. ruotava lentamente e, come il Sole di oggi, era costituito principalmente da idrogeno ed elio, con una piccola proporzione (~2%) di elementi più pesanti. Ad un certo punto (circa 4,6 miliardi di anni fa) la nuvola iniziò a contrarsi sotto l’azione dell’attrazione gravitazionale. Non è chiaro se questo fenomeno (collasso per gravità) nella nuvola si sia evoluto a causa dell’instabilità (un accumulo casuale di materia che ha iniziato ad attrarre altre particelle e ha continuato a crescere), o se sia stato invece innescato da un evento esterno. Alcuni astrofisici citano l’onda d’urto prodotta dall’esplosione di una supernova come la causa della compressione della nuvola, favorendone il collasso gravitazionale.
Man mano che la nuvola si rimpiccioliva, si verificarono tre fenomeni: la sua velocità di rotazione aumentava; iniziò ad appiattirsi e prese la forma di un disco; la sua temperatura ha subito un forte aumento, soprattutto nella regione centrale. Il primo effetto era una conseguenza della conservazione del momento angolare in un sistema isolato. Il secondo derivava dall’aumento della velocità di rotazione. Il riscaldamento, prodotto dalla conversione dell’energia gravitazionale in energia termica, era più pronunciato al centro della nuvola che, essendo protetta dalla polvere circostante, irradiava energia nello spazio in modo meno efficiente. Il sole è stato formato dalla densificazione del nucleo centrale della nuvola e la nebulosa solare dal materiale residuo, da cui si sono formati i pianeti e i piccoli corpi del sistema solare.
Il fatto che quasi tutta la massa del sistema sia concentrata nel Sole. dipenderebbe dal fatto che gran parte del materiale che originariamente costituiva la nebulosa solare (stimata essere almeno 1/5 della massa del Sole) è stato disperso nello spazio da un violento “vento” di gas ionizzato emanato dal Sole nelle prime fasi della sua vita. Questo vento, penetrato dal campo magnetico solare, è anche attribuito al rallentamento della rotazione solare e quindi al suo momento angolare attualmente basso. La distribuzione della massa tra i pianeti interni ed esterni e la loro diversa composizione chimica dipenderebbe dalla temperatura della nebulosa, che era più alta vicino al Sole che alla periferia. Le proprietà dinamiche dei pianeti (senso coerente dei loro moti rotatori e rotatori, orbite quasi circolari e poco inclinate rispetto al piano equatoriale del Sole) sarebbero spiegate dalla rotazione iniziale della nebulosa e dal suo progressivo appiattimento causato dall’aumento della rotazione velocità e dalle collisioni tra particelle.
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