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I pianeti

MessaggioInviato: mer gen 17, 2007 4:52 pm
da Misscoty
[font=Comic Sans MS]I pianeti sono i principali corpi del sistema solare. Essi si muovono attorno al Sole percorrendo orbite ellittiche che giacciono quasi sullo stesso piano dell'orbita terrestre. Partendo comunque dall'interno, e procedendo verso l'esterno, essi sono: Mercurio, Venere, Terra, Marte, Giove, Saturno, Urano e Nettuno.

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Ad essi si aggiungono i pianeti nani: Plutone, Ceres ed Eris.

Sia i pianeti, che i pianeti nani, sono spesso accompagnati anche da altri piccoli corpi, definiti satelliti o lune, che ruotano attorno al compagno principale secondo orbite ellittiche e con il quale costituiscono un unico sistema orbitante attorno al Sole. Il loro numero varia per ogni pianeta o pianeta nano, nessuno per Mercurio e Venere, uno per la Terra e Plutone, sino ad arrivare a Giove e Saturno che con le loro decine di satelliti costituiscono delle piccole riproduzioni dello stesso sistema solare.

Una prima distinzione fra i pianeti del sistema solare la si può effettuare in base all'orbita terrestre, e perciò li possiamo suddividere in:

- Pianeti Inferiori , quelli le cui orbite si trovano all'interno dell'orbita terrestre (Mercurio e Venere);
- Pianeti Superiori , quelli le cui orbite si trovano esternamente all'orbita terrestre (Marte, Giove, Saturno, Urano e Nettuno).

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In riferimento alle loro caratteristiche e proprietà fisiche li distingueremo invece in:

- Pianeti Terrestri (o interni), caratterizzati da piccole dimensioni, superficie solida, compatta e ricca di elementi pesanti, volume e massa limitati, grandi densità;
- Pianeti Gioviani (o esterni), dalle dimensioni maggiori, superficie gassosa, atmosfera ricca di idrogeno ed elio, anello di svariate dimensioni, maestoso in Saturno ed impercettibile negli altri, volume e massa elevati, piccole densità.

Alla prima appartengono oltre alla Terra, Mercurio, Venere e Marte. All'altra, subito dopo la "fascia degli asteroidi", quasi un confine fra i due gruppi, Giove, Saturno, Urano e Nettuno.[/font]

MessaggioInviato: mer gen 17, 2007 5:00 pm
da Misscoty
[font=Comic Sans MS][align=center]MERCURIO[/align]

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E' il pianeta più vicino al Sole. Ha diametro di 4880 km, pari a circa un terzo di quello terrestre e densità media pressoché uguale a quella della Terra. Mercurio ruota intorno al Sole a una distanza media di circa 58 milioni di km, descrivendo un'orbita ellittica, con periodo di rivoluzione di circa 88 giorni e periodo di rotazione di 59 giorni. Poiché la sua superficie è composta da rocce irregolari, porose e scure, esso riflette poco la luce solare. Studi spettroscopici indicano la presenza di una sottile atmosfera, contenente prevalentemente sodio e potassio emessi dalla crosta del pianeta.

Le collisioni con altri corpi formati all'inizio della storia del sistema solare, potrebbero aver "strappato" i materiali più leggeri, e ciò spiegherebbe la densità relativamente alta di Mercurio. La forza di gravità sulla superficie del pianeta è circa un terzo di quella sulla superficie terrestre.
Il perielio di Mercurio (il punto della sua orbita più vicino al Sole) presenta un lento moto di precessione; la spiegazione scientifica di questo moto fu uno dei primi successi della teoria della relatività.
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MessaggioInviato: mer gen 17, 2007 10:54 pm
da Misscoty
[font=Comic Sans MS][align=center]VENERE[/align]

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Secondo pianeta del sistema solare, in ordine di distanza dal Sole. Dopo la Luna, Venere è l'oggetto più brillante del cielo notturno. Nell'antichità era detto Vespero, o stella della sera, quando appariva al tramonto, e stella del mattino oppure Phosphoros o Lucifero, quando era visibile poco prima dell'alba. A causa delle rispettive posizioni di Venere, Terra e Sole, il pianeta infatti non è mai visibile più di tre ore prima dell'alba e per oltre tre ore dopo il tramonto.

In superficie, la temperatura della densa atmosfera di Venere supera i 460 °C e la pressione è circa 90 volte maggiore di quella terrestre. L'atmosfera è composta per il 97% da anidride carbonica (CO2) e contiene piccole quantità di vapori di acido solforico e di azoto, e tracce di vapor d'acqua. A circa 50 km di altitudine si trova la base delle nubi, composte quasi interamente da acido solforico concentrato. Il pianeta non ha un campo magnetico rilevabile. L'elevata concentrazione di anidride carbonica è probabilmente la conseguenza di un intenso effetto serra che avrebbe causato l'evaporazione degli oceani e in generale dell'acqua allo stato liquido presente in superficie, liberando di conseguenza enormi quantità di CO2 nell'atmosfera.
Alla sommità delle nubi è possibile individuare alcune caratteristiche meteorologiche che forniscono informazioni sui venti che spirano nell'atmosfera. Ai livelli più alti essi interessano tutto il pianeta, dall'equatore ai poli, e raggiungono velocità dell'ordine dei 360 km/h. Malgrado questi forti venti d'alta quota, l'atmosfera nei pressi della superficie è generalmente calma e fino a una quota di circa 10 km la velocità del vento è compresa tra 3 e 18 km/h.

Venere ruota molto lentamente attorno al proprio asse in direzione contraria a quella degli altri pianeti, rivolgendo alla Terra sempre lo stesso lato. L'osservazione diretta mediante radiotelescopi di questo lato ha permesso di raccogliere informazioni dettagliate.
Il radar a bordo della sonda Magellano ha rivelato immensi vulcani attivi, ampie colate di lava e molti crateri meteoritici. Il più grande cratere osservato ha diametro di circa 160 km, mentre quello più piccolo non supera i 5 km di diametro. Il radar della sonda sarebbe stato in grado di risolvere, se vi fossero stati, anche crateri ancora più piccoli ma sembra che la densa atmosfera protegga Venere dalla caduta di asteroidi di dimensioni ridotte.
Nel complesso le sonde hanno rivelato tracce di un'attività tettonica notevole, almeno nel passato. Tali tracce includono solchi, canyon, una depressione che si estende per 1400 km, e un immenso cono vulcanico la cui base ha diametro di oltre 700 km. Le sonde sovietiche hanno inviato a terra fotografie delle zone nelle quali si sono posate e hanno rilevato una radioattività naturale delle rocce simile a quella del granito. Le rocce aguzze visibili nelle foto sovietiche fanno ritenere che esista un'attività geologica che contrasta l'erosione.
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MessaggioInviato: mer gen 17, 2007 11:06 pm
da Misscoty
[font=Comic Sans MS][align=center]TERRA[/align]

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Terzo pianeta del sistema solare, in ordine di distanza dal Sole; unico pianeta, che ospiti forme di vita.
La superficie terrestre presenta, da regione a regione, curvature diverse, quindi la forma del pianeta non è assimilabile a quella di un solido geometrico regolare. Trascurando i rilievi e le irregolarità superficiali, il nostro pianeta assomiglia a un ellissoide di rotazione, vale a dire al solido geometrico che si ottiene facendo ruotare un’ellisse intorno al suo asse minore. Calcoli recenti, basati sullo studio delle irregolarità orbitali di satelliti artificiali, hanno permesso di appurare che la Terra presenta effettivamente una forma di ellissoide, ma lievemente deformata "a pera": la differenza tra il raggio minimo equatoriale e il raggio polare (distanza tra il centro della Terra e il Polo Nord) è di circa 21 km, inoltre il Polo Nord "sporge" rispetto all’ellissoide regolare di circa 10 m, mentre il Polo Sud è "schiacciato" di 31 m.

La Terra può essere schematicamente suddivisa, procedendo dall’esterno verso l’interno, in cinque parti: l'atmosfera (gassosa), l'idrosfera (liquida), la litosfera (solida), il mantello e il nucleo, in parte solidi. L'atmosfera è l’involucro gassoso che circonda il corpo del pianeta: ha uno spessore di oltre 1100 km, ma data la rarefazione progressiva con la quota, circa la metà della sua massa è concentrata nei primi 5600 m.
Con il termine idrosfera si intende l’insieme delle acque che, raccolte per la massima parte negli oceani, coprono approssimativamente il 70,8% della superficie del globo. L'idrosfera comprende anche i mari interni, i laghi, i fiumi e le acque sotterranee.
La litosfera è costituita dalla crosta composta da rocce e dalla parte di mantello caratterizzata da un comportamento rigido: si estende fino a una profondità di 100 km. Il mantello a comportamento plastico e il nucleo costituiscono l'interno del nostro pianeta e la maggior parte della sua massa. Le rocce che costituiscono la crosta terrestre hanno densità media 2,7 g/cm3 e sono perlopiù costituite da undici elementi, che complessivamente rappresentano circa il 99,5% della loro massa. Il più abbondante di essi è l'ossigeno (circa il 46,60% della massa totale), seguito da silicio (circa il 27,72%), alluminio (8,13%), ferro (5,0%), calcio (3,63%), sodio (2,83%), potassio (2,59%), magnesio (2,09%), titanio, idrogeno e fosforo (complessivamente in quantità minori dell'1%). Inoltre sono presenti tracce di altri elementi quali carbonio, manganese, zolfo, bario, cloro, cromo, fluoro, zirconio, nichel, stronzio e vanadio. Questi elementi si trovano nella litosfera generalmente in forma di composti e solo assai raramente allo stato puro.
La litosfera non ricopre uniformemente tutto il globo, ma è frammentata in una molteplicità di zolle tettoniche, placche rigide in movimento relativo convergente o divergente le une rispetto alle altre. Le interazioni tra le zolle litosferiche sono all’origine di tutta la dinamica della crosta terrestre, vale a dire del sollevamento delle catene montuose, dell’espansione dei fondi oceanici, dei fenomeni sismici e vulcanici.
Esistono due tipi di crosta, che differiscono sia per la natura e la struttura delle rocce costituenti, sia per l'età, sia per il livello medio della superficie. La crosta di tipo continentale costituisce i continenti, la piattaforma continentale e parte dell'adiacente scarpata continentale. È costituita da rocce magmatiche, metamorfiche e sedimentarie che hanno una composizione chimica media prossima a quella del granito e un’età estremamente variabile: le più antiche possono risalire addirittura a 4 miliardi di anni fa. La crosta di tipo oceanico costituisce invece il pavimento dei bacini oceanici ed è costituita prevalentemente da rocce di composizione basaltica. L'età di queste rocce non è maggiore di 190 milioni di anni.
Il mantello superiore, rigido, è separato dalla crosta da una discontinuità sismica, detta Moho, e dal mantello inferiore da uno strato a comportamento più plastico, l’astenosfera. Il mantello superiore, scorrendo lateralmente sulle rocce parzialmente fuse che costituiscono l’astenosfera, spessa un centinaio di chilometri, permette la deriva dei continenti e l'espansione dei fondi oceanici.
Il mantello si estende dalla base della crosta fino a una profondità di circa 2900 km. Eccettuate alcune zone, come l'astenosfera, è solido e la sua densità aumenta con la profondità, variando tra 3,3 e 6. Il mantello superiore è composto da silicati di ferro e magnesio, ed è costituito in percentuale significativa dal minerale olivina; la parte inferiore consiste, probabilmente, di una miscela di ossidi di magnesio, silicio e ferro organizzati in strutture cristalline tipiche di condizioni di temperatura e pressione elevate.
La transizione tra il mantello e il nucleo è rivelata da una superficie di discontinuità sismica, la discontinuità di Gutenberg. Gli studi sismologici mostrano che il nucleo ha un guscio esterno costituito da materiale fluido, spesso circa 2225 km, con densità media 10. La sua superficie esterna presenta depressioni e picchi; questi ultimi si formano probabilmente dove il materiale caldo sale verso l'alto. Al contrario, il nucleo interno, che ha un raggio di circa 1275 km, è solido. Si pensa che entrambi gli strati del nucleo siano composti di ferro, con una piccola percentuale di nichel e di altri elementi. La temperatura nel nucleo interno è valutata in circa 6650 °C e la densità media è stimata intorno a 13.

La posizione della Terra nello spazio non è stazionaria ma è il risultato di una complessa composizione di moti con caratteristiche e periodicità differenti. Insieme al suo satellite naturale, la Luna, il pianeta Terra orbita intorno al Sole, a una distanza media di 149.503.000 km e con una velocità media di 29,8 km/s, compiendo una rivoluzione completa in 365 giorni, 6 ore 9 minuti e 10 secondi (il periodo di rivoluzione è detto anno sidereo); la traiettoria di quest’orbita è un'ellisse lievemente eccentrica, ovvero pressoché circolare, con una lunghezza circa pari a 938.900.000 km. La Terra è inoltre in rotazione su se stessa intorno al proprio asse; tale rotazione avviene in senso inverso rispetto all'apparente moto del Sole e della sfera celeste, vale a dire da occidente a oriente, e ha un periodo di 23 ore, 56 minuti e 4,1 secondi (giorno sidereo).
La Terra segue il moto dell'intero sistema solare e si muove nello spazio a una velocità di circa 20,1 km/s nella direzione della costellazione di Ercole; inoltre partecipa al moto di recessione della galassia, e insieme alla Via Lattea si sposta verso la costellazione del Leone.
Oltre a questi moti principali, la Terra compie altri movimenti, tra i quali la precessione degli equinozi (vedi Eclittica) e le nutazioni. Queste ultime consistono in una variazione periodica dell'inclinazione dell'asse terrestre, dovuta alla composizione delle attrazioni gravitazionali del Sole e della Luna.

I metodi di datazione basati sullo studio dei radioisotopi hanno consentito agli scienziati di stimare l'età della Terra in 4,65 miliardi di anni. Benché le più vecchie rocce terrestri datate in questo modo non raggiungano i 4 miliardi di anni, alcune meteoriti, che sono simili geologicamente al nucleo del nostro pianeta, risalgono a circa 4,5 miliardi di anni fa e si ritiene che la loro cristallizzazione sia avvenuta approssimativamente 150 milioni di anni dopo la formazione della Terra e del sistema solare.
Il nostro pianeta, subito dopo essersi originato (probabilmente dall’aggregazione gravitativa di materia vagante nello spazio), era probabilmente un corpo quasi omogeneo e relativamente freddo, ma la contrazione provocata dal progressivo accrescimento della massa produsse un aumento di temperatura, al quale contribuì senza dubbio il decadimento radioattivo di alcuni isotopi. In una fase successiva, l'aumento di temperatura diede il via a un processo di parziale fusione del pianeta, causandone la differenziazione in crosta, mantello e nucleo: i silicati, più leggeri, tendevano a risalire verso la superficie, formando il mantello e la crosta, mentre gli elementi pesanti, soprattutto ferro e nichel, affondavano verso il centro. Al tempo stesso, tramite eruzioni vulcaniche, gas leggeri venivano espulsi incessantemente dal mantello e dalla crosta. Alcuni di questi gas, in particolar modo anidride carbonica e azoto, andarono a costituire l'atmosfera primordiale, mentre il vapore acqueo condensava, dando origine ai primi oceani.
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MessaggioInviato: mer gen 17, 2007 11:16 pm
da Misscoty
[font=Comic Sans MS][align=center]MARTE[/align]

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Quarto pianeta del sistema solare, in ordine di distanza dal Sole. Presenta varie analogie con la Terra, ad esempio la durata del giorno e l'alternarsi di un ciclo di stagioni, e per questo motivo è stato oggetto di numerose missioni volte a rivelare la presenza di forme di vita sulla sua superficie. Marte ha due piccole lune, fortemente craterizzate, Phobos e Deimos, aventi diametro rispettivamente di 21 km e 12 km; si tratta forse di asteroidi catturati dal pianeta all'inizio della sua evoluzione.

Osservato senza l'ausilio di un telescopio, Marte si presenta come un oggetto rossastro di luminosità variabile. Nel momento di massima vicinanza alla Terra (55 milioni di km), è dopo la Luna e Venere l'oggetto più luminoso del cielo notturno. Le condizioni migliori per l'osservazione diretta si verificano quando il pianeta si trova in opposizione, al momento di massima vicinanza; queste favorevoli circostanze si ripetono ogni 15 anni circa.
Per mezzo di un telescopio, sono visibili sulla superficie di Marte ampie regioni di un arancione brillante, alcune aree più scure e altre rossastre, i cui confini variano seguendo il ciclo delle stagioni marziane. A causa dell'inclinazione dell'asse di rotazione e dell'eccentricità dell'orbita, il pianeta è caratterizzato da estati meridionali corte e relativamente calde e da inverni lunghi e freddi. Il colore rossastro è dovuto alla superficie fortemente ossidata, mentre le aree scure sono probabilmente composte da rocce simili ai basalti terrestri, con una superficie ossidata e alterata dagli agenti atmosferici. Le aree luminose sembrano di composizione simile e sono ricoperte da polveri fini. La scapolite, un minerale abbastanza raro sulla Terra, è diffusa ovunque sulla superficie marziana e potrebbe forse liberare nell'atmosfera notevoli quantità di anidride carbonica.
Ai poli del pianeta vi sono ampie calotte brillanti, apparentemente composte da ghiaccio, i cui confini si allargano e si ritirano secondo le stagioni. Questo ciclo stagionale è seguito da almeno due secoli: ogni autunno marziano si formano in prossimità dei poli delle nubi brillanti al di sotto delle quali si deposita un sottile strato di anidride carbonica. Durante la primavera, alla fine della lunga notte polare, queste nubi polari si dissipano e i confini delle calotte glaciali si ritirano gradualmente verso i poli, evaporando a causa della luce solare. A metà estate la contrazione delle calotte si arresta e fino all'autunno successivo sopravvive un brillante deposito di brina e ghiaccio.
Oltre alle nubi polari, composte prevalentemente da anidride carbonica, vi sono foschie d'alta quota e nubi di ghiaccio. Queste ultime derivano dal raffreddamento di masse d'aria che si innalzano sopra le alture. Ampie nubi giallastre, che trasportano la polvere sollevata dai venti, sono particolarmente evidenti durante le estati nell'emisfero meridionale.

L'atmosfera di Marte è composta quasi interamente da anidride carbonica (95%), ma sono presenti piccole quantità di azoto (2,7%), argo (1,6%), ossigeno (0,2%) e tracce di vapor d'acqua, monossido di carbonio e gas nobili. In superficie la pressione media è circa lo 0,6% di quella terrestre ed è uguale a quella che si misura nell'atmosfera del nostro pianeta a 35 km di quota. La temperatura superficiale varia molto a seconda dell'ora, della stagione e della latitudine; in estate può superare i 15 °C, ma mediamente è circa di -33 °C. Poiché l'atmosfera è molto tenue, vi sono spesso escursioni di temperatura di oltre 100 °C.
La quantità di vapor d'acqua presente nell'atmosfera è estremamente bassa e variabile; maggiori concentrazioni di questa sostanza si trovano nei pressi delle calotte glaciali, soprattutto in primavera. Marte è come un deserto d'alta quota estremamente freddo: sulla maggior parte della superficie, la pressione e la temperatura sono troppo basse per permettere all'acqua di esistere allo stato liquido.
Vi sono periodi in cui alcune aree di Marte sono soggette a venti abbastanza forti da spostare la sabbia e sospenderla nell'atmosfera. Tra la fine della primavera e l'inizio dell'estate, nell'emisfero sud, si formano tempeste di polvere, alcune di dimensioni enormi, che oscurano la superficie per settimane o addirittura per mesi.

Con un cerchio inclinato di circa 30° rispetto all'equatore, si divide idealmente la superficie di Marte in due grandi regioni. Quella meridionale si presenta come un grande terreno antico e craterizzato, che risale alla storia primordiale del pianeta, quando Marte e gli altri pianeti furono soggetti a un bombardamento meteoritico molto intenso. Da allora la maggior parte dei crateri è stata cancellata da una forte attività di erosione.
L'emisfero settentrionale di Marte, invece, presenta una superficie meno craterizzata, e quindi più giovane, probabilmente formata da colate vulcaniche. Sono state identificate due delle maggiori sedi di un'attività vulcanica passata: l'altopiano di Elysium e la regione di Tharsis. In quest'ultima zona si trovano alcuni dei maggiori vulcani del sistema solare. Il monte Olimpo, una struttura che mostra tutte le caratteristiche tipiche di un vulcano basaltico, raggiunge un'altezza di oltre 25 km e ha una base di più di 600 km di diametro. Non vi sono prove di attività vulcanica ancora in atto.
Faglie e altre caratteristiche della superficie suggeriscono che vi siano fratture crostali provocate da locali rigonfiamenti ed espansioni del suolo. Non vi è evidenza, comunque, di una tettonica a placche.
Vi sono molte indicazioni della presenza di ghiaccio sotto la superficie, soprattutto sotto forma di materiali eiettati che disegnano figure simili a petali attorno ad alcuni crateri, vasti terrapieni depressi in maniera caotica e superfici caratteristiche alle alte latitudini settentrionali. Le scoperte geologiche più spettacolari sono senz'altro i canali che ricordano i letti di fiumi estinti. Se ne conoscono di due tipi: i primi sono grandi canali formati probabilmente dal rilascio improvviso e catastrofico di grandi quantità di acqua liquida dalle aree dei terrapieni depressi. La maggior parte di questi canali vanno dall'emisfero meridionale a quello settentrionale. La causa della fusione localizzata del ghiaccio in queste aree è ancora incerta, ma questi fenomeni risalgono probabilmente alla prima parte della storia del pianeta, oltre tre miliardi di anni fa. Vi sono anche canali più piccoli, per i quali l'evidenza dell'erosione da parte dell'acqua liquida è meno imponente. Poiché questa, oggi, non può più esistere sulla superficie del pianeta, i canali costituiscono una prova di condizioni di pressione e temperatura passate, diverse da quelle attuali.
Vi sono inoltre grandi dune di sabbia e altre figure prodotte dall'erosione, che attestano la grande efficienza, nell'ambiente marziano attuale, dei processi di deposito e di erosione dovuti al vento.
Dell'interno di Marte si conosce poco. Il valore relativamente basso della densità indica che il pianeta non può avere un nucleo metallico molto grande. Marte non ha un campo magnetico misurabile. La crosta del pianeta, a giudicare dalla presenza di grandi strutture come la regione di Tharsis, potrebbe essere spessa anche 200 km, cioè cinque o sei volte di più di quella terrestre.
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MessaggioInviato: mer gen 17, 2007 11:24 pm
da Misscoty
[font=Comic Sans MS][align=center]GIOVE[/align]

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Quinto pianeta in ordine di distanza dal Sole e primo come dimensioni tra quelli del sistema solare. Ha volume 1400 volte maggiore di quello della Terra, ma la sua densità media è circa un quarto di quella terrestre: ciò indica che esso è formato da gas piuttosto che da metalli e rocce come i pianeti interni.
Orbita attorno al Sole a una distanza media di circa 780 milioni di chilometri (5,2 volte maggiore di quella della Terra), compiendo una rivoluzione completa in 11,9 anni; il suo periodo di rotazione è di 9,9 ore e non è uniforme. La rapida rotazione produce uno schiacciamento ai poli del pianeta, visibile anche al telescopio. Giove mostra delle bande, rese più appariscenti dai colori pastello delle nubi, dovute alla presenza di forti correnti atmosferiche; una delle strutture più notevoli è la famosa regione ovoidale color ocra nota come Grande Macchia Rossa. I colori sono dovuti a tracce di composti che si formano a seguito di reazioni chimiche indotte dalla luce ultravioletta, da scariche elettriche e dal calore; alcuni di questi composti sembrano simili alle molecole organiche che si formarono sulla Terra primordiale e che gettarono le basi della vita.

Le osservazioni spettroscopiche dalla Terra hanno mostrato che la maggior parte dell'atmosfera di Giove è composta di idrogeno molecolare, infatti l'87% circa è H2, e la restante parte è costituita da elio e da quantità estremamente ridotte di vapor d'acqua, metano, neon e acido solforico. La bassa densità osservata suggerisce che l'interno del pianeta abbia sostanzialmente la stessa composizione dell'atmosfera. Giove è composto perlopiù dai due elementi più leggeri e più abbondanti dell'universo, e presenta quindi una composizione molto simile a quella del Sole e delle altre stelle. L'enorme pianeta rappresenterebbe perciò una condensazione diretta di una parte della nebulosa solare primordiale, la grande nube di gas e polveri interstellari dalla quale si formò l'intero sistema solare, circa 4,6 miliardi di anni fa.
Giove irradia nello spazio circa il doppio dell'energia che riceve dal Sole e la fonte di questa energia sembra essere un lento collasso gravitazionale dell'intero pianeta.
La turbolenta atmosfera di Giove è fredda. Inoltre periodiche fluttuazioni di temperatura negli strati superiori rivelano un sistema di venti variabile, simile a quello delle regioni equatoriali della stratosfera terrestre. Alle basse temperature dell'alta atmosfera gioviana (circa -125 °C), l'ammoniaca ghiaccia formando i bianchi cirri. Nelle regioni più profonde può condensare anche l'idrosolfuro di ammonio, che si raccoglie nelle nubi che formano lo strato scuro diffuso del pianeta.
La temperatura alla sommità di queste nubi è circa -50 °C, e la pressione atmosferica è pressoché doppia rispetto a quella terrestre, misurata al livello del mare. Benché sia direttamente visibile solo lo strato più esterno del pianeta, i calcoli mostrano che la temperatura e la pressione continuano ad aumentare verso l'interno, determinando condizioni fisiche alle quali l'idrogeno liquefa per poi transire allo stato metallico altamente conduttore. Nel centro potrebbe esistere un nucleo di materiale solido.
In prossimità della superficie, il campo magnetico di Giove è 14 volte più intenso di quello terrestre e produce enormi fasce di radiazione nelle quali vengono intrappolate particelle cariche che circondano il pianeta fino a una distanza di 10 milioni di km.

Sono stati scoperti finora sedici satelliti di Giove. I quattro maggiori (Io, Europa, Ganimede e Callisto) vennero individuati da Galileo, nel 1610.
Le moderne osservazioni mostrano che la densità media dei satelliti principali varia con la distanza dal pianeta, in modo simile a quanto accade per i pianeti del sistema solare. Io ed Europa, vicini a Giove, sono densi e rocciosi come i pianeti interni (Mercurio, Venere): Ganimede e Callisto, più lontani, sono composti perlopiù da ghiaccio d'acqua e hanno densità relativamente bassa. Probabilmente durante il processo di formazione, sia dei pianeti sia di questi satelliti, la vicinanza al corpo centrale (rispettivamente il Sole o Giove) impedì la condensazione delle sostanze più leggere.
La crosta ghiacciata di Callisto e Ganimede è segnata da numerosi crateri, segni di un antico bombardamento probabilmente da parte di nuclei di comete, simile al bombardamento di asteroidi che subì la Luna. Al contrario, la superficie di Europa è estremamente liscia: il satellite è ricoperto da uno strato di ghiaccio, percorso da una fitta e intricata rete di fratture, sotto il quale potrebbe esserci acqua liquida.
La superficie del satellite più interessante, Io, ha un aspetto singolare: vi sono zone giallastre, marroni e bianche punteggiate di nero.
Gli altri satelliti di Giove sono molto più piccoli e meno studiati di quelli galileiani. Gli otto più esterni formano due gruppi distinti e sono probabilmente dei corpi catturati dall'intenso campo gravitazionale del pianeta.
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MessaggioInviato: gio gen 18, 2007 11:28 am
da Misscoty
[font=Comic Sans MS][align=center]SATURNO[/align]

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Sesto pianeta in ordine di distanza dal Sole e secondo come dimensioni tra quelli del sistema solare. La caratteristica principale di Saturno è il sistema di anelli, osservato per la prima volta da Galileo nel 1610 e descritto correttamente dall'astronomo olandese Christiaan Huygens. Nel 1655, avendo necessità di ulteriore tempo per verificare la propria osservazione senza perderne la paternità, questi scrisse un anagramma le cui lettere, opportunamente riarrangiate, formavano una frase latina che, tradotta, dice: "Saturno è circondato da un disco piatto e sottile, che non tocca il pianeta in alcun punto, inclinato rispetto all'eclittica". Gli anelli sono stati nominati nell'ordine in cui sono stati scoperti e, dall'interno verso l'esterno, sono noti come D, C, B, A, F, G, ed E. Oggi si sa che essi, in realtà, sono composti da oltre 100.000 anelli sottilissimi.

Saturno è costituito essenzialmente da idrogeno e la sua densità media è circa un ottavo di quella terrestre. L'enorme peso dell'atmosfera fa sì che la pressione aumenti rapidamente verso l'interno del pianeta, tanto da rendere l'idrogeno da gassoso a liquido. Vicino al centro, l'elemento, ancora più compresso, è ridotto allo stato metallico e, divenendo conduttore elettrico, permette l'instaurarsi di intense correnti responsabili del campo magnetico mostrato dal pianeta. Al centro di Saturno gli elementi pesanti sono probabilmente concentrati in un piccolo nucleo solido, che ha temperatura prossima ai 15.000 °C.

L'atmosfera di Saturno è costituita prevalentemente da idrogeno (88%) ed elio (11%), ma sono presenti anche piccole quantità di metano e di ammoniaca, e tracce di altri gas come etano, etilene e fosfina. I movimenti delle nubi mostrano che il periodo di rotazione dell'atmosfera vicino all'equatore del pianeta è di circa 10 ore e 11 minuti, mentre le emissioni radio indicano che il corpo di Saturno e la sua magnetosfera ruotano con un periodo di 10 ore, 39 minuti e 25 secondi. La differenza, di circa 28 minuti e mezzo, tra questi due periodi, suggerisce che i venti equatoriali di Saturno abbiano velocità prossime ai 1700 km/h.

La magnetosfera di Saturno consiste di una serie di fasce di radiazione a forma di ciambella nelle quali sono intrappolati elettroni e nuclei atomici. Le fasce si estendono per oltre due milioni di chilometri dal centro del pianeta e raggiungono distanze maggiori nella direzione opposta a quella del Sole. La magnetosfera interagisce con la ionosfera, lo strato superiore dell'atmosfera, provocando aurore polari con emissione di radiazione ultravioletta.
Un'enorme nube di atomi di idrogeno circonda l'orbita di Titano, il satellite più grande di Saturno, e si estende fino all'orbita di Rhea. Inoltre, un disco di plasma, composto da idrogeno e forse da ioni di ossigeno, si estende all'esterno dell'orbita di Tethys fino quasi all'orbita di Titano. Il plasma ruota in sincronia quasi perfetta con il campo magnetico di Saturno.

Saturno possiede più di 20 satelliti, con dimensioni comprese tra i 5000 e i 20 km di diametro, costituiti perlopiù da sostanze leggere e ghiacciate. I cinque satelliti maggiori (Mimas, Encelado, Tethys, Dione e Rhea) hanno forma approssimativamente sferica e sono composti in gran parte di ghiaccio d'acqua. Il materiale roccioso costituisce forse il 40% della massa di Dione. Le superfici di questi satelliti sono fortemente craterizzate per l'impatto di meteoriti.
Sono stati poi scoperti parecchi piccoli satelliti all'esterno dell'anello A e vicino agli anelli F e G. È da confermare la scoperta di quattro satelliti Troiani di Tethys e di uno di Dione.
Anche i satelliti esterni Iperione e Giapeto sono composti principalmente da ghiaccio d'acqua. Su Giapeto vi è una regione molto scura che contrasta con il resto della brillante superficie e che, insieme alla rotazione del satellite, è la causa della variazione di luminosità notata nel 1671 da Cassini. Phoebe, il satellite più lontano, percorre con moto retrogrado un'orbita molto inclinata rispetto all'equatore del pianeta; è probabilmente un corpo di origine cometaria catturato dal campo gravitazionale di Saturno.
Tra i satelliti interni e quelli esterni orbita Titano, la più grande delle lune di Saturno. Ha diametro di 5150 km, benché questo valore non sia noto con grande precisione a causa di una densa foschia arancione che nasconde la superficie del satellite. L'atmosfera di Titano è costituita da azoto, con tracce di metano, etano, acetilene, etilene, cianuro, monossido e biossido di carbonio. Sulla superficie la temperatura è di circa -182 °C e il metano e l'etano possono essere presenti sotto forma di pioggia, neve, ghiaccio e vapore. L'interno è composto probabilmente di un'uguale quantità di rocce e di ghiaccio. Non è stato rilevato alcun campo magnetico. L'emisfero meridionale è leggermente più luminoso, e l'unico dettaglio visibile è un anello scuro nella regione polare nord.[/font]

MessaggioInviato: gio gen 18, 2007 11:30 am
da Misscoty
[font=Comic Sans MS][align=center]URANO[/align]

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Settimo pianeta in ordine di distanza dal Sole, situato tra le orbite di Saturno e di Nettuno. Dalla Terra appare di sesta magnitudine, appena visibile a occhio nudo. Fu scoperto nel 1781 dall'astronomo William Herschel, che gli diede il nome di Georgium Sidus (Stella di Giorgio) in onore di re Giorgio III d'Inghilterra; il nome Urano, che venne proposto dall'astronomo tedesco Johann Elert Bode, entrò in uso alla fine del XIX secolo.
Urano ha diametro di 52.200 km, distanza media dal Sole di 2,87 miliardi di km e periodo di rivoluzione di 84 anni; compie una rotazione attorno a un asse inclinato di 98° rispetto al piano dell'orbita, con periodo di 17 ore e 15 minuti. La sua atmosfera è composta soprattutto da idrogeno ed elio, con tracce di metano. Al telescopio il pianeta appare come un piccolo disco verde-bluastro con un debole bordo verde. Urano ha rispettivamente massa e volume 14,5 e 67 volte maggiori di quelli della Terra, mentre la gravità superficiale è 1,17 volte quella del nostro pianeta. Il campo magnetico, invece, è solo un decimo di quello terrestre, con asse inclinato di 55° rispetto all'asse di rotazione. La densità relativa è circa 1,2.
Nel 1977, sfruttando l'occultazione di una stella da parte del disco del pianeta, l'astronomo americano James L. Elliot notò la presenza di cinque anelli che giacevano sul suo piano equatoriale. Chiamati Alfa, Beta, Gamma, Delta ed Epsilon (a partire dall'anello più interno), essi formano una cintura che si estende fino a 51.300 km dal centro del pianeta; altri quattro anelli vennero scoperti nel gennaio del 1986 dalla sonda spaziale Voyager 2.
Urano ha 15 satelliti (5 scoperti con telescopi dalla Terra, 10 scoperti dal Voyager 2), che orbitano sul piano equatoriale e si muovono nello stesso verso di rivoluzione del pianeta. I due più grandi, Oberon e Titania, vennero scoperti da Herschel nel 1787; Umbriel e Ariel vennero osservati nel 1851 dall'astronomo William Lassell; Miranda, il più interno dei satelliti noti prima del Voyager, fu scoperto nel 1948 dall'astronomo statunitense Gerard Peter Kuiper.
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MessaggioInviato: gio gen 18, 2007 11:36 am
da Misscoty
[font=Comic Sans MS][align=center]NETTUNO[/align]

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Ottavo pianeta del sistema solare, in ordine di distanza dal Sole. Ha diametro di circa 49.400 km; il volume e la massa sono rispettivamente 72 volte e 17 volte più grandi rispetto a quelli della Terra e la densità media è circa un terzo di quella terrestre. L'albedo è alta: l'84% della luce incidente sulla superficie del pianeta viene riflessa. Nettuno orbita intorno al Sole a una distanza media di circa 4,5 miliardi di km, compiendo una rivoluzione completa in 164,79 anni; il periodo di rotazione è di circa 16 ore. Non è visibile a occhio nudo, ma se osservato con un piccolo telescopio appare come un piccolo disco blu-verde senza caratteristiche definite. La temperatura superficiale, pari a circa -218 °C, è molto simile a quello di Urano, benché quest'ultimo sia molto più vicino al Sole. Ciò lascia supporre che Nettuno abbia una sorgente interna di energia. L'atmosfera è composta prevalentemente da idrogeno ed elio, ma è presente una piccola percentuale di metano, responsabile del caratteristico colore blu del pianeta.
Sono noti otto satelliti di Nettuno, il più grande e il più brillante dei quali è Tritone, scoperto nel 1846 (lo stesso anno della scoperta di Nettuno). Con un diametro di 2705 km, Tritone è poco più piccolo del nostro satellite; percorre un'orbita retrograda, diversamente dagli altri satelliti principali del sistema solare. Nonostante sia freddo, è circondato da un'atmosfera di azoto con tracce di metano e mostra la presenza di foschie; sulla sua superficie sono stati osservati dei geyser che emettono materiale di composizione non nota. Nereide, il secondo satellite (scoperto nel 1949), ha diametro di soli 320 km. Altri sei satelliti vennero scoperti dalla sonda Voyager 2 (vedi Esplorazione dello spazio) nel 1989. Nettuno ha anche un sistema di cinque anelli. Il suo campo magnetico è inclinato di oltre 50° rispetto all'asse di rotazione.
L'esistenza di Nettuno venne ipotizzata nel 1846 dall'astronomo francese Urbain Le Verrier per spiegare le perturbazioni osservate nell'orbita di Urano. Il pianeta venne scoperto nello stesso anno dall'astronomo tedesco Johann Gottfried Galle, a meno di 1° dalla posizione prevista da Le Verrier
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MessaggioInviato: gio gen 18, 2007 11:43 am
da Misscoty
[font=Comic Sans MS][align=center]PLUTONE[/align]

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Nono e ultimo pianeta del sistema solare, in ordine di distanza dal Sole. La sua esistenza venne poi ipotizzata dall'astronomo Percival Lowell per spiegare le piccole perturbazioni osservate nel moto di Urano. Lo staff dell'osservatorio di Lowell proseguì la lunga serie di osservazioni iniziate dallo scienziato e nel 1930 il pianeta venne effettivamente scoperto dall'astronomo Clyde William Tombaugh nei pressi della posizione prevista da Lowell.

Plutone orbita attorno al Sole a una distanza media di 5,9 miliardi di km, compiendo una rivoluzione completa in 247,7 anni. Percorre una traiettoria molto eccentrica e in alcuni periodi è più vicino al Sole di Nettuno. Non esiste tuttavia rischio di collisione, dal momento che la sua orbita è inclinata di oltre 17,2° rispetto al piano dell'eclittica e non interseca mai il cammino di Nettuno.
Visibile solo per mezzo di grandi telescopi, Plutone appare di colore giallastro. Per molti anni si è saputo relativamente poco di questo pianeta, ma nel 1978 gli astronomi hanno scoperto che esso possiede un satellite relativamente grande, Caronte, situato a una distanza di solo circa 19.000 km. Le orbite di Plutone e Caronte sono tali che essi sono passati più volte l'uno di fronte all'altro tra il 1985 e il 1990, rendendo possibile una misura precisa delle loro dimensioni. Plutone ha diametro di circa 2284 km e Caronte di 1192 km; si tratta in effetti di un pianeta doppio, più di quanto sia il sistema Terra-Luna. Plutone è circondato da una sottile atmosfera, probabilmente di metano, circa 100.000 volte meno densa rispetto all'atmosfera terrestre. Essa sembra condensarsi e formare delle calotte polari durante i lunghi inverni del pianeta.

Plutone ha densità pressoché doppia rispetto a quella dell'acqua, e ciò fa pensare che esso sia molto più roccioso degli altri pianeti del sistema solare esterno. Potrebbe trattarsi del risultato delle reazioni chimiche avvenute durante la sua formazione e determinate da condizioni di temperatura e pressione particolari. Alcuni astronomi hanno suggerito che Plutone potrebbe essere un satellite di Nettuno, spinto su un'orbita diversa, all'inizio della storia del sistema solare, a causa di una collisione. Caronte sarebbe allora il risultato dell'accumulazione dei frammenti generati da tale collisione.
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