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pianéta (astronomia)

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Lessico

sm. (pl. -i) [sec. XIII; latino tardo planēta, che risale al greco planḗtēs, errante].

1) Corpo oscuro rotante attorno a una stella; in particolare, ciascuno dei corpi maggiori, a eccezione del Sole, del sistema solare: “Lo bel pianeta, ch'ad amar conforta, / faceva tutto rider l'Oriente” (Dante, riferito a Venere).

2) Nell'uso ant., corpo celeste, astro in genere e in particolare il Sole o le stelle.

3) Fig., con riferimento alle credenze astrologiche, sorte, destino individuale: è questo il mio . Anche foglietto con l'oroscopo; in tal senso, nell'uso popolare, spesso come sf.: la della fortuna.

4) Per estensione, l'insieme degli aspetti caratteristici e dei problemi relativi a una persona, a una categoria, a un'attività economica, a un fenomeno sociale e simili; continente, universo, arcipelago: il donna.

Pianeti solari

Nel nostro sistema solare si conoscono nove pianeti: Mercurio, Venere, Terra, Marte, Giove, Saturno, Urano, Nettuno e Plutone. In realtà, dal 24 Agosto 2006, Plutone è stato declassato a pianeta nano dall'Unione Astronomica Internazionale. I pianeti da Mercurio a Saturno erano noti fin dall'antichità, in quanto visibili a occhio nudo; Urano fu scoperto da W. Herschel nel 1781; l'esistenza di Nettuno fu prevista da U.-J.-J. Le Verrier e J. C. Adams e verificata da J. G. Galle nel 1846; nel 1930 C. W. Tombaugh scoprì Plutone. I pianeti citati sono chiamati anche pianeti maggiori, per distinguerli dai pianeti minori, o pianetini. I pianeti sono anche distinti in pianeti esterni (o superiori), quelli da Marte a Plutone (considerando quest'ultimo uno dei pianeti), i quali, nel corso del loro periodo sinodico, possono transitare in opposizione alla Terra e, in pratica, essere visibili in qualsiasi momento della notte, e pianeti interni (o inferiori), Mercurio e Venere, la cui posizione apparente mai si discosta troppo da quella del Sole (la loro elongazione eliocentrica massima è rispettivamente di 27º e di 47º), in prossimità del quale essi si mantengono visibili al tramonto o all'alba, offrendo il fenomeno delle fasi e disparendo nei periodi nei quali si verifica il loro passaggio in congiunzione inferiore (al di qua del Sole) e in congiunzione superiore (al di là del Sole). Esiste anche la distinzione in pianeti tellurici (Mercurio, Venere, Terra, Marte "Per approfondire vedi Gedea Astronomia vol. 4 pp 1-5" "Per approfondire vedi Gedea Astronomia vol. 4 pp 1-5" ) e pianeti gioviani (Giove, Saturno, Urano e Nettuno); quest'ultima classificazione deriva dalle analogie esistenti nella costituzione fisica dei vari pianeti. I pianeti gioviani, detti anche pianeti giganti per le loro dimensioni, di vari ordini di grandezza superiori alle dimensioni della Terra, sono caratterizzati da grandi masse (da 14 a 318 volte la massa della Terra), da piccole densità (da 1,3 a 0,7 volte la densità terrestre media), da elevate velocità di rotazione e da atmosfere estese, composte da idrogeno, metano e ammoniaca. I pianeti, a differenza delle stelle fisse, si presentano all'osservazione telescopica come dischi più o meno estesi la cui luminosità dipende dalla distanza dal Sole e, soprattutto, dalla Terra e dal fatto che i pianeti interni presentano il fenomeno delle fasi. Tutti i pianeti brillano di luce riflessa, quantunque i pianeti maggiori, Giove in particolare emettano radiazioni non visibili, più intense verso le grandi lunghezze d'onda. Il pianeta apparentemente più brillante è Venere; Marte e Giove possono raggiungere luminosità apparenti superiori a quella della stella più brillante; Mercurio e Saturno hanno luminosità dell'ordine di Vega e Arturo, Urano è appena visibile a occhio nudo, Nettuno e Plutone possono essere osservati con un buon telescopio o addirittura solo fotograficamente. Tutti i pianeti, a eccezione di Mercurio e Venere, possiedono uno o più satelliti, le cui osservazioni hanno permesso la determinazione della massa del pianeta cui sono legati. Tutti i pianeti si muovono di moto diretto su orbite ellittiche attorno al Sole, secondo le leggi di Keplero; tutte le orbite sono di eccentricità relativamente piccola, inferiore a 0,1 (a eccezione di Mercurio e di Plutone); i piani orbitali dei pianeti (a eccezione di Plutone) coincidono tutti, entro pochi gradi, con il piano dell'eclittica; la distanza media di un pianeta dal Sole è espressa empiricamente dalla legge di Titius e Bode "Per approfondire Vedi Gedea Astronomia vol. 1 pp 1-7, 62-67, 121-127, 164-165, 236-237; vol. 2 pp 281-285" "Per approfondire Vedi Gedea Astronomia vol. 1 pp 1-7, 62-67, 121-127, 164-165, 236-237; vol. 2 pp 281-285" .

Pianeti extrasolari

Si definiscono extrasolari quelli che non orbitano attorno al Sole. Da quando nel 1956 la stella 61 Cygni è stata riconosciuta accompagnarsi a un corpo oscuro, di rango planetario che ne perturbava il moto, il numero dei pianeti extrasolari è andato accrescendosi grazie alle potenzialità degli strumenti. Solo gli osservatori spaziali orbitanti (il telescopio Hubble e l'ISO) consentono di prevedere il superamento dei limiti connessi a questo tipo di ricerca, fino a conseguire la percezione diretta di pianeti extrasolari. Nell'agosto del 1997 il Telescopio Spaziale Hubble (HST), ha osservato nell'infrarosso, accanto ad un gruppo di stelle molto giovani ancora avvolte nella nebulosa da cui sono nate, una debole sorgente che inizialmente era stata identificata come un pianeta gassoso con una massa due-tre volte quella di Giove ma che indagini successive hanno stabilito che la vera natura della sorgente non era planetaria. Tentativi di individuare direttamente pianeti extrasolari sono stati compiuti anche da Terra: nel novembre 1999, un gruppo di astronomi inglesi ha pubblicato il suo studio sulla stella tau Bootis, stella intorno alla quale orbita a piccolissima distanza (0,05 UA) un pianeta gigante (almeno 3,9 masse gioviane). Sfruttando l'idea che le oscillazioni della luce del pianeta siano in controfase rispetto a quelle della stella (quando la stella si allontana da noi, il pianeta si avvicina e viceversa) il gruppo sarebbe riuscito ad osservare la debole luce del pianeta distinguendola da quella, decine di migliaia di volte più intensa, della stella. Questo risultato è estremamente incerto, poiché la stessa stella era stata analizzata da altri gruppi anche con telescopi più potenti senza risultato. La differenza in questo caso potrebbe, però, averla fatta non tanto la bontà delle osservazioni, ma la potenza del software di analisi. I risultati più sicuri vengono da osservazioni dal suolo nelle quali vengono impiegate diverse tecniche indirette: la principale consiste nell'osservazione delle oscillazioni nella velocità radiale della stella (evidenziata tramite effetto Doppler) che la massa del pianeta provoca su di essa. Questo effetto viene utilizzato prevalentemente per la ricerca dei cosiddetti Macho (materia oscura), ma è utile anche per questo tipo di ricerca. Una seconda tecnica, sfrutta l'effetto di microlente gravitazionale, consistente nell'aumento di luminosità di una stella sullo sfondo a causa della focalizzazione causata dal campo gravitazionale di un oggetto che passa lungo la linea di vista. Dall'analisi della curva di luce è possibile risalire a varie caratteristiche dell'oggetto che provoca l'effetto di microlente, che è anche in grado di rivelare anche pianeti di massa terrestre. Un terzo metodo si basa, invece, sul calo di luminosità che si ha quando il pianeta “eclissa” (naturalmente in maniera parziale) la superficie della stella. Questo accade, naturalmente, solo se il piano dell'orbita del pianeta è nella nostra direzione, il che riduce notevolmente il numero di pianeti osservabili e favorisce notevolmente la scoperta di quelli vicini alla stella. Dalla frequenza di rilevazione di questi oggetti è comunque possibile determinare quanto siano comuni i pianeti molto vicini alla propria stella. Il grande vantaggio di questo metodo, inoltre, è la possibilità di misurare un maggior numero di parametri relativi al pianeta e con maggiore precisione. § Sono noti oltre 80 candidati pianeti extrasolari (circa 1 ogni 20 stelle), la maggior parte dei quali ha massa confrontabile o superiore con quella di Giove, tra 2 e 20 masse gioviane, ed è dotato di orbite molto eccentriche. Oltre la metà dei candidati pianeti noti a tutt'oggi ha massa stimata superiore a quella gioviana fatto che tuttavia, non ha un rilevante significato statistico, poiché riflette principalmente la maggiore facilità nell'individuazione dei pianeti più grandi. Con le necessarie precauzioni sembra che una condizione necessaria per la formazione di un pianeta sia la presenza di una quantità sufficiente di metalli. I pianeti noti orbitano, in effetti, tutti intorno a stelle la cui metallicità è superiore al 40% di quella solare, mentre nell'ammasso globulare 47 Tucanae, le stelle di Popolazione II hanno metallicità inferiore del 25% del Sole. Questo dato implica anche che pianeti extrasolari dovrebbero essere rinvenuti solamente in un certo intervallo di distanze dal centro della galassia, dove la metallicità è abbastanza alta (l'abbondanza dei metalli nella galassia diminuisce con l'aumentare della distanza dal centro) e dove la densità non è eccessivamente alta da favorire i fenomeni distruttivi indotti dalle perturbazioni gravitazionali delle altre stelle. Molte delle caratteristiche attualmente note sui pianeti extrasolari, in particolare l'elevata massa e la forte eccentricità delle orbite, sono in gran parte attribuibili al fatto che i metodi utilizzati sono più sensibili proprio a pianeti massicci in orbite eccentriche. In molti casi i pianeti sono stati trovati molto vicini al loro astro centrale (anche dieci volte di meno della distanza Sole-Mercurio). I modelli dinamici al calcolatore mostrano che un importante condizione per l'esistenza di un sistema planetario stabile sia la presenza dei pianeti giganti in determinate orbite; un pianeta di tipo gioviano (cioè di grande massa e di costituzione gassosa) in un'orbita eccessivamente ellittica o molto vicino alla stella tenderebbe a modificare l'orbita di un pianeta simile (per massa e distanza dal centro del sistema) alla Terra, facendolo precipitare sulla stella o espellendolo nello spazio interstellare. L'esistenza di pianeti di grande massa e con orbita molto stretta, poi, pone il problema di comprendere i meccanismi della loro formazione. Avendo a disposizione come esempio solo il nostro sistema solare si è sempre pensato che pianeti con simili caratteristiche potessero formarsi solamente ad una certa distanza dal centro del sistema, dove la temperatura è sufficientemente bassa da permettere la condensazione del ghiaccio, che si pensa abbia dato inizio alla formazione dei pianeti gassosi. I sistemi planetari noti non sembrano, quindi, poter ospitare pianeti rocciosi adatti alla vita e potrebbero aver avuto una genesi in qualche modo diversa: i pianeti gassosi potrebbero essersi formati intorno ad un nucleo roccioso ed essere, quindi, leggermente differenti dai pianeti gassosi del sistema solare, oppure potrebbero essere migrati nelle posizioni in cui li osserviamo a causa di qualche interazione gravitazionale di natura da chiarire. La possibilità che questi pianeti siano effettivamente gassosi è comunque avvalorata dalla misura della densità del pianeta orbitante intorno alla stella HD 209458, la cui massa è dell'ordine della massa di Giove (>0,73) e la cui densità è circa la metà di quella dell'acqua. Pochi pianeti extrasolari hanno caratteristiche simili a quelle terrestri. Sono noti solamente due pianeti che orbitano nella cosiddetta fascia abitabile (la regione dove la temperatura è tale da consentire l'esistenza di acqua allo stato liquido): il primo orbita, con un periodo di 437 giorni circa, intorno stella HD 210277 (SAO 145906), una stella nella costellazione dell'Acquario abbastanza simile al Sole, di magnitudine apparente 6,6; il secondo orbita in 320 giorni, ad una distanza media di circa 137 milioni di km, intorno alla ι Horologium, una stella con una massa il 3% superiore a quella solare. L'eccentricità dell'orbita, poi, è tale che la massima distanza corrisponde a poco più della massima distanza Terra-Sole e la minima distanza è appena maggiore dell'orbita di Venere. In queste condizioni il pianeta si trova sempre alla “giusta” distanza dal suo Sole. La massa, però, è almeno 2,3 volte maggiore di quella di Giove. È invece noto solo un candidato la cui massa sembra simile a quella della Terra, anche se l'incertezza nella misura della massa è tale che al limite superiore la massa potrebbe essere circa 17 volte maggiore, quindi confrontabile con quella di Nettuno. § La stella υ Andromedae, una stella tre volte più luminosa del Sole e distante 44 anni luce da noi è il primo esempio di sistema planetario: intorno ad essa orbitano 3 pianeti, di masse 0,75, 1,9 e 10 masse gioviane e distanti, rispettivamente, 0,06, 0,83 e 2,5 UA. Il valore della massa del pianeta più esterno non è un limite inferiore come tutte le stime delle masse planetarie, infatti è stato possibile osservare lo spostamento della posizione della stella provocato dal compagno più esterno utilizzando i dati che il satellite Hipparcos aveva acquisito negli anni precedenti. In tal modo si è potuto calcolare l'inclinazione orbitale e di conseguenza la massa del pianeta. I tre pianeti si trovano tutti dove si supponeva non potessero esserci pianeti giganti ed anche questo fatto spinge a rivedere le teorie di formazione di un sistema planetario. È chiaro, comunque, che i dati a disposizione non sono sufficienti per rispondere alla domanda fondamentale se il sistema solare sia un oggetto rarissimo (o unico) oppure se sia comune nell'Universo. Tali dati stanno cominciando a darci nuove idee a riguardo, ma rimangono ancora insufficienti per poter fondare teorie affidabili. § Dal 1999 lo studio dei pianeti extrasolari si basa, oltre che sulle perturbazioni gravitazionali del sistema stella-pianeta, su un particolare effetto detto microlente gravitazionale, un fenomeno di distorsione della luce dovuto alla presenza di corpi massivi interposti fra l'oggetto da studiare e l'osservatore, come previsto dalla teoria della relatività einsteiniana. Se attorno a una stella ruota un corpo celeste, la massa della stella stessa è capace di deviare, ma anche ingrandire e amplificare la pur debolissima luce proveniente dal pianeta che in tal modo si rende più facilmente indagabile. Questa particolare tecnica ha permesso di scoprire alcuni pianeti extrasolari, soprattutto appartenenti a sistemi di stelle lontane, come nel caso del pianeta scoperto nella costellazione del Sagittario nel 2004, lontano 17.000 anni luce e quello osservato nel 2005, a 13.000 anni luce da noi.

Analisi isotopica

Finora, gli unici reperti extraterrestri riguardano la Luna (donde sono stati prelevati dalle varie missioni approdate), Marte (di cui, oltre le analisi su campioni eseguite sul posto dai Viking-Lander, si conoscono quelle relative a corpi meteoritici attribuitigli) e i bolidi e i meteoriti d'origine interplanetaria e cometaria. Un criterio comunemente adottato per risalire ai luoghi, alle epoche e alle modalità d'origine dei campioni è l'analisi isotopica del loro contenuto chimico. Una determinazione importante riguarda il rapporto fra l'idrogeno H e il deuterio D (suo isotopo pesante) rilevato rispettivamente nell'ISM, nel materiale planetario e nel Sole. Nel mentre si nota una quasi perfetta equivalenza (H/D=105) fra i primi due tipi di rilevazione, il rapporto, nel Sole, sale di due ordini di grandezza; circostanza che gli astrofisici spiegano peraltro con la nota instabilità del D dinanzi agli alti regimi termici delle stelle. Comportamento del tutto analogo è offerto da un altro isotopo “fragile”, il Li-3, quando lo si vada a confrontare con un elemento stabile come il Si, in ambiente interstellare, planetario e solare. Il risultato si spiega col fatto che il D e il Li-3 entrarono bensì a far parte della nebulosa presolare e protoplanetaria, ma nel Sole essi sono andati coinvolti in dissociazioni di natura nucleare, mentre sono rimasti pressoché intatti nella composizione planetaria. Si può determinare con sufficiente approssimazione l'età dei pianeti dal reperimento di elementi instabili a vita media lunghissima, come il Rb-87 (531010 anni), Th-232 (231010 anni), U-238 (4,53109 anni), Pl-244 (83107 anni), I-129 (1,63107 anni), che sono ormai completamente scomparsi dalle rocce terrestri (e dai reperti celesti), ma vi erano presenti al momento della loro formazione poiché vi hanno lasciato traccia di elementi di decadimento che ne consentono la datazione cronologica (4,63109 d'anni) con l'incertezza di ~100 milioni d'anni. Il confronto della composizione dell'atmosfera solare con quella di un campionario di meteoriti appartenenti alla classe delle condriti carbonacee (composti primitivi di silicati e leghe Fe-Ni inglobanti noduli di C) ha confermato la sostanziale coevità delle meteoriti con l'antica nebulosa preplanetaria e, di conseguenza, il loro tipico carattere di “fossili” del sistema, vale a dire di esemplari mai sottostati a processi di differenziazione chimica e strutturale. La constatazione del fatto che, all'epoca della solidificazione delle rocce più primitive (comprese le meteoriti) si trovava ancora Pl-244 e I-129 – i due isotopi a vita più breve – lascia comprendere che non poté trascorrere molto tempo fra la separazione della massa progenitrice dalla locale nube ISM e il completamento del sistema planetario; e che quindi i processi di concentrazione e di differenziazione procedettero rapidi, su una scala temporale presumibilmente non superiore a qualche centinaio di milioni di anni. I planetologi fanno poi osservare come la presenza di isotopi instabili in seno alla nebulosa originaria induca a sospettare che possa esservi stata contaminazione da parte di materiale elaborato nei cores termici di stelle risalenti a generazioni antecedenti. L'ipotesi è avvalorata anche dal fatto che nelle condriti è stato riscontrato un eccesso del 5% in O-16 rispetto allo stesso isotopo contenuto nelle rocce terrestri (ove esso è presente in mistura con O-17 e O-18) e che sussistono altre analoghe anomalie isotopiche (vedi l'eccesso di Mg 26 nel meteorite di Allende) sia nei confronti della chimica terrestre che in quella solare. La tesi dell'“inquinamento” per cause esterne alla nube appare dovunque rafforzata e viene possibilmente chiamata in causa fra i meccanismi plausibili della planetogenesi. In effetti, non viene esclusa l'ipotesi che si richiama all'esplosione di un'antica supernova, che avrebbe sospinto il proprio materiale interno contro la nube presolare, penetrandola parzialmente e comprimendola con il fronte d'urto fino a innescarne la concentrazione autogravitazionale "Per approfondire vedi Gedea Astronomia vol. 3 pp 121-125" "Per approfondire vedi Gedea Astronomia vol. 3 pp 121-125" .

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