Il sistema solare parte quinta

Leggendo si scoprono cose che non si sanno (si chiama “imparare”, mio giovane lettore), anche se magari sono nascoste tra i meandri di cose note.

Ad esempio, si sa che l’anello, soprattutto quello di fidanzamento e quello legato al matrimonio, chiamato fede, vengono regalati, nella tradizione, dal promesso sposo alla futura consorte. In realtà l’origine di questo “pegno d’amore” non è antichissima.

Anticamente il “pegno” era un pomo (una mela), come riportato da Omero, ad esempio, nell’Iliade. Paride decide le sorti di Troia scegliendo Elena come propria compagna e sigla un patto con Afrodite, la dea dell’amore, regalando una mela d’oro: anticamente l’ufficializzazione del fidanzamento avveniva proprio attraverso lo scambio di una mela tra la coppia di innamorati.

Storicamente l’usanza di regalare un anello di fidanzamento va fatta risalire al 1477, quando l’arciduca Massimiliano d’Austria stupì la propria futura moglie Maria di Borgogna donandole un anello impreziosito da un diamante.

A prescindere quello che stanno pensando tutti gli uomini lettori di queste righe (staranno odiando l’arciduca, immagino), ci sono anelli che non possono essere regalati: quelli di Saturno, ad esempio.

Saturno era il pianeta più lontano tra quelli già noti in antichità: infatti, nonostante sia a 1.427 milioni di chilometri, quasi due volte la distanza di Giove, al massimo del suo splendore è più luminoso di qualunque stella e a volte anche più di Mercurio. Anzi, proprio la grande distanza fa sì che il pianeta permanga tutta la notte nella volta del cielo.

Saturno compie un giro intorno al Sole in 29,45 anni circa, più del doppio di Giove (11,87 anni). In quasi tutti i “record” del Sistema Solare, Saturno risulta sempre secondo, seguendo sempre Giove: una specie di Gaetano Belloni del nostro sistema planetario.

Per grandezza, ad esempio, è secondo: il suo diametro equatoriale è di circa 120.536 chilometri, 5/6 di quello gioviano; ovviamente questi dati, sommati alla distanza superiore, fanno sì che Saturno sia meno luminoso di Giove.

La sua massa è solo i 3/10 di quella di Giove, nonostante il suo volume sia i 6/10 del gigante gassoso. Per avere una massa così piccola in un volume così grande, Saturno deve avere una densità molto bassa: infatti è 0,7 volte quella dell’acqua; se fosse possibile avvolgere Saturno con una pellicola (per impedirgli di dissolversi) e immergerlo in un oceano abbastanza grande da contenerlo, Saturno galleggerebbe.

Infatti, Saturno è composto per il 95% da idrogeno e per il 3% da elio a cui seguono gli altri elementi. Il nucleo, consistente in silicati e ghiacci, è circondato da uno spesso strato di idrogeno metallico e quindi da uno strato esterno gassoso.

La rotazione intorno al proprio asse avviene in 10,67 ore, ma avendo una minore gravità, Saturno ha lo schiacciamento più accentuato di tutti i pianeti: 0,202, cioè più di una volta e mezza quella di Giove e 30 volte quello terrestre: la differenza tra i diametri polare ed equatoriale è 12.000 chilometri, pari quasi al diametro terrestre.

Sotto un altro aspetto Saturno risulta unico, come accennavo all’inizio, e singolarmente bello.

Quando Galileo puntò per la prima volta su Saturno il suo primitivo telescopio, gli sembrò che esso avesse una forma strana, quasi che ai lati del suo globo se ne trovassero altri due più piccoli. Galileo proseguì nelle sue osservazioni, ma i due piccoli globi divennero sempre più difficili da scorgersi e infine, verso la fine del 1612, scomparvero del tutto.

Anche altri astronomi riferirono che c’era qualcosa di strano in Saturno, ma fu solo nel 1656 che Christiaan Huygens diede alla cosa la giusta interpretazione. Egli riferì che Saturno era circondato da un sottile anello luminoso, che non lo toccava in nessun punto.

Poiché l’asse di rotazione di Saturno è più inclinato di quello della Terra, per un gioco di prospettive gli anelli che lo circondano cambiano nella vista da un massimo a un minimo: ogni 7 anni si passa da una situazione in cui gli anelli si vedono ad una in cui l’anello ci compare di profilo, per poi tornare ad un altro massimo (dalla parte opposta a quella di partenza).

Proprio questa era la situazione quando Galileo lo osservò alla fine del 1612, dopo di che, a causa della delusione provata, non volle mai più osservarlo (o almeno così dice la leggenda).

Gli anelli iniziano ad un’altezza di circa 6.600 km dalla sommità delle nubi di Saturno e si estendono fino a 120.000 km, poco meno di un terzo della distanza Terra-Luna. Il loro spessore è mediamente pari ad appena 10 metri.

Anche se tutti i giganti gassosi hanno un sistema di anelli, quello di Saturno è grandioso. Gli anelli sono divisi in sette fasce, separate da divisioni quasi vuote. L’organizzazione in fasce e divisioni risulta da una complessa dinamica ancora non ben compresa, ma nella quale giocano sicuramente un ruolo i cosiddetti satelliti pastori, lune di Saturno che orbitano all’interno o subito fuori dell’anello.

L’origine degli anelli è sconosciuta. Ci sono due ipotesi principali al riguardo: che siano il risultato della distruzione di un satellite di Saturno, ad opera di una collisione con una cometa o con un altro satellite, oppure che siano un “avanzo” del materiale da cui si formò Saturno che non è riuscito ad assemblarsi in un corpo unico per gli effetti di marea.

Affrontando da un punto di vista diverso il problema dell’effetto di marea, un astronomo francese, Edouard Roche, dimostrò che qualsiasi corpo solido che si fosse avvicinato a un altro corpo considerevolmente più grande sarebbe stato ridotto, a causa delle potenti forze di marea, in piccoli frammenti. La distanza alla quale il corpo più piccolo finirebbe per essere fatto a pezzi viene chiamata “limite di Roche”, e di solito viene valutata pari a 2,44 volte il “raggio equatoriale” (la distanza dal centro a un punto situato sull’equatore) del corpo più grande.

In pratica, la Luna è fuori dal limite di Roche della Terra, mentre gli anelli di Saturno sono all’interno di quel limite. Secondo alcune stime, se si raccogliesse in un unico corpo tutta la materia contenuta negli anelli di Saturno, si otterrebbe una sfera poco più grande della nostra Luna.

Oltre agli anelli, Saturno ha, come Giove, una schiera di satelliti. Il satellite saturniano di gran lunga più interessante è Titano, l’unico satellite del sistema solare a possedere una densa atmosfera e che da solo costituisce oltre il 95% della massa orbitante attorno a Saturno, anelli compresi. Titano fu anche il primo satellite saturniano scoperto, nel 1655 da Christiaan Huygens. Seguirono, tra il 1671 e il 1684, le scoperte di Teti, Dione, Rea e Giapeto da parte di Giovanni Domenico Cassini. Passò poi più di un secolo prima della scoperta, nel 1789, di Mimas e Encelado da parte di William Herschel, mentre Iperione fu scoperto nel 1848 da W.C. Bond, G.P. Bond e William Lassell, e fu l’ultimo scoperto con l’osservazione diretta tramite telescopi ottici. Già Febe, nel 1899, fu scoperto da William Henry Pickering mediante l’uso di lastre fotografiche a lunga esposizione. L’unica altra luna poi scoperta prima dell’arrivo delle sonde Voyager nel 1980 fu, nel 1966, Giano.

È difficile quantificare con precisione il loro numero, perché tecnicamente tutti i minuscoli corpi ghiacciati che compongono gli anelli di Saturno sono da considerarsi satelliti. Molte delle lune sono piuttosto piccole: 34 di esse hanno un diametro minore di 10 km, mentre 14 hanno diametro inferiore ai 50 km. Tradizionalmente, la maggior parte delle lune di Saturno portano i nomi dei Titani della mitologia greca. Quando nel XX secolo i nomi dei Titani furono esauriti, le lune presero il nome da personaggi della mitologia greca e romana o da giganti di altre mitologie. Tutte le lune irregolari (eccetto Febe) hanno nomi di divinità della mitologia inuit (quella degli “eschimesi”), di quella celtica e di giganti di ghiaccio della mitologia scandinava.

Il gran numero di satelliti e la presenza degli anelli rende molto complessa la dinamica del sistema di Saturno. Gli anelli sono influenzati dai movimenti dei satelliti, che causano marcate divisioni o lacune, e l’interazione mareale con Saturno porta effetti perturbanti sulle orbite dei satelliti minori. I satelliti di Saturno possono essere divisi a grandi linee in dieci gruppi a seconda delle orbite attorno al pianeta.

Oltre alle piccole lune degli anelli, ai satelliti pastori, alle lune co-orbitali e alle lune irregolari, i grandi satelliti sono sostanzialmente divisi in “interni” ed “esterni”: i satelliti interni orbitano all’interno del tenue Anello E e tra questi sono compresi Mimas, Encelado, Teti e Dione, le cui orbite sono contraddistinte da una bassa eccentricità orbitale e un’inclinazione orbitale inferiore a 1,5°, con l’eccezione di Giapeto, che ha un’inclinazione di 7,57°. Le grandi lune esterne, Rea, Titano, Iperione e Giapeto, orbitano al di là dell’Anello E e in genere hanno un’inclinazione e un’eccentricità orbitale decisamente più elevata.

Tra le lune irregolari la più grande è Febe, che ha un diametro di 220 km, un semiasse maggiore di quasi 1,3 milioni di km e un periodo orbitale di 18 mesi. Per oltre un secolo, fino al 2000, è stata creduta essere la luna più distante da Saturno, fino a quando furono scoperte nel 2000 diverse altre piccole lune più esterne. Pensato essere in passato un asteroide, la sua natura è tuttavia stata svelata dalla sonda Cassini: esso è un corpo composto da ghiaccio misto a roccia, simile a Plutone e Tritone, e faceva probabilmente parte di quella massa di corpi ghiacciati che ora formano la Fascia di Kuiper. Febe rimase intrappolato nel campo gravitazionale di Saturno quando le interazioni gravitazionali dei giganti gassosi, e in particolare di Giove, espulsero la maggior parte dei planetesimi ghiacciati verso il sistema solare esterno.

È un vero peccato non si possa ancora andare da quelle parti, ma dalle immagini mandate dalla sonda Cassini, facente parte della missione spaziale Cassini-Huygens (assieme al lander Huygens), si intuisce la bellezza dei panorami che godrebbe un eventuale turista spaziale.

Nella prossima “puntata”, chiuderemo il racconto del sistema solare, parlando di Urano e Nettuno. Alla prossima e, mi raccomando, regalate anelli e non mele!

Il sistema solare parte quarta

Il bullismo è un fenomeno purtroppo diffuso, anche se negli ultimi anni secondo me sono stati compiuti notevoli passi in avanti, sia a livello comunicativo, sia a livello educativo. Ai miei tempi non se ne parlava, nonostante esistesse comunque.

La mia fortuna, fin dai tempi delle elementari, è stata quella di essere fondamentalmente un “buono”, non prepotente quindi, ed avere un’altezza superiore alla media. Ciò mi metteva al riparo da tentativi da parte di quelli più piccoli (fisicamente) di me.

Anche il sistema solare ha il suo bullo, ma prima di arrivarci facciamo una digressione sul perché lo sia.

Dalle stime ottenute da alcune recenti analisi radio-metriche su dei meteoriti, si suppone che l’età del Sistema Solare corrisponda a 4.568 miliardi di anni. Ad oggi, la teoria più accreditata da diversi scienziati riguardo la formazione del sistema solare deriva dall’Ipotesi Nebulare, elaborata dal filosofo tedesco Immanuel Kant (1724-1804) e dal matematico e fisico francese Pierre-Simon Laplace (1749-1827) nel corso del diciottesimo secolo.

Secondo l’ipotesi, il sistema solare si sarebbe sviluppato da una massa globulare di gas incandescente che ruotava attorno ad un asse passante per il suo centro di massa. Raffreddandosi questa massa si sarebbe ristretta e alcuni anelli concentrici si sarebbero staccati dal suo bordo esterno. Questi anelli poi, raffreddatisi, si sarebbero condensati nei pianeti. Il Sole rappresenterebbe il nucleo centrale della nebulosa che, rimasto ancora incandescente, continuerebbe ad irradiare.

La teoria prosegue ipotizzando che da questa nube di gas e polveri si formarono i diversi pianeti. Si stima che il sistema solare interno fosse talmente caldo da impedire la condensazione di molecole volatili quali acqua e metano. Vi si formarono pertanto dei planetesimi relativamente piccoli (fino allo 0,6% della massa del disco) e formati principalmente da composti ad alto punto di fusione, quali silicati e metalli. Questi corpi rocciosi si sono evoluti successivamente nei pianeti di tipo terrestre. Più esternamente si svilupparono invece i giganti gassosi Giove e Saturno, mentre Urano e Nettuno catturarono meno gas e si condensarono attorno a nuclei di ghiaccio.

Giove, il quinto pianeta a partire dal Sole, ha un diametro di 142.700 chilometri (il nostro è 12.700, ricordate?) e una massa 318 volte quella terrestre. La massa di Giove, presa da sola, è più del doppio della somma delle masse di tutti gli altri pianeti: nonostante questo, Giove è lillipuziano in confronto al Sole, che a sua volta ha una massa 1.040 volte maggiore.

La distanza media di Giove dal Sole è di 778 milioni di chilometri, più di 5 volte la distanza Terra-Sole; la luce che gli arriva è 27 volte meno intensa di quella che arriva a noi: nonostante questo, viste le dimensioni, Giove è più luminoso nel nostro cielo di qualunque stella. Normalmente, Venere e Marte sono più luminosi di Giove, ma mentre i primi hanno notevoli variazioni, quando si trovano più lontani da noi, Giove perde ben poco della propria luminosità, perché la sua orbita è talmente lontana che non fa grande differenza se si trovi da questa o da quella parte.

Nel 1610, Galileo, scrutando il cielo con il telescopio, notò dei punti luminosi nei pressi di Giove: per questi oggetti Keplero coniò il termine “satellite”, che in latino significa “guardia del corpo, servitore”. Da allora, tutti gli oggetti che girano intorno ai pianeti sono chiamati così, satelliti naturali, come la Luna, o satelliti artificiali, come la Stazione Spaziale Internazionale (in realtà è una stazione orbitante, ma la macro categoria è quella).

I primi satelliti scoperti da Galileo vennero chiamati “galileiani” e sono 4: l’astronomo tedesco Simon Mayr, più noto col nome latinizzato di Simon Marius (1573-1624), li chiamò, dall’interno all’esterno, Io, Europa, Ganimede e Callisto, tutti nomi di personaggi associati al mito greco di Zeus (Giove per i latini).

Come dicevo all’inizio, la misurazione della massa di Giove destò grande sorpresa, in quanto Giove occupa uno spazio 1.400 volte la Terra, ma ha una massa solo 318 volte superiore. La risposta è nella densità. La densità di Giove è 1,34 volte quella dell’acqua, meno del 25% della Terra.

Quello che destava sospetti negli scienziati era il fatto che Giove, in virtù delle sue dimensioni, avesse solo quattro satelliti: in effetti, fino alla fine del 19° secolo non se ne scoprirono altri. Nel 1892, l’astronomo statunitense Edward Emerson Barnard (1857-1923), individuò un altro puntino che orbitava intorno a Giove: lo chiamò Amaltea, e fu l’ultimo satellite ad essere individuato direttamente dall’occhio umano (e non attraverso fotografie o satelliti artificiali). Successivamente, furono scoperti altri tre satelliti molto “vicini” ad Amaltea, cioè Metide, Adrastea e Tebe. E siamo ad otto.

Gli otto satelliti che ho fin qui citato sono definiti “satelliti regolari”, hanno orbite prograde, quasi circolari e poco inclinate rispetto al piano equatoriale del pianeta. I satelliti medicei presentano una forma sferoidale e sarebbero considerati dei pianeti nani se orbitassero direttamente attorno al Sole; gli altri quattro satelliti sono invece più modesti e più vicini al pianeta.

Grazie anche all’aiuto dell’astrofotografia, nel corso del XX secolo si susseguirono rapidamente numerose scoperte. Imalia fu scoperta nel 1904, Elara nel 1905, Pasifae nel 1908, Sinope nel 1914, Lisiteae Carme nel 1938, Ananke nel 1951, e Leda nel 1974. Sino a quando le sonde Voyager raggiunsero il sistema di Giove, nel 1979, il numero di satelliti del gigante gassoso si era quindi stabilito sulle 13 unità; nel 1975 fu scoperto un quattordicesimo satellite, Temisto, ma, a causa della quantità di dati disponibili ancora insufficiente, i suoi parametri orbitali non poterono essere ricavati e la sua scoperta non venne ufficializzata sino al 2000. Le missioni Voyager permisero di scoprire le altre tre lune, di cui parlavo prima: Metis, Adrastea e Tebe. Fino al 1999 si riteneva così che il sistema di Giove fosse composto da soli 16 satelliti.

Tra l’ottobre 1999 e il febbraio 2003 i ricercatori riuscirono ad individuare, mediante strumentazioni dalla Terra molto sensibili, altre 32 lune; si trattava per lo più di oggetti molto deboli, di dimensioni in genere non superiori ai 10 km, posti in orbite molto ampie, eccentriche e generalmente retrograde. Si ritiene che tutti questi piccoli satelliti siano in realtà dei corpi di origine asteroidale o addirittura cometaria, probabilmente anche frammenti di corpi originariamente ben più grandi, catturati dall’immane gravità del pianeta. In seguito sono stati scoperti, ma non ancora confermati, altri 18 satelliti che hanno portato a 67 il numero delle lune osservate; non si esclude però l’esistenza di altri satelliti, ancora inosservati, in orbita attorno al pianeta.

In più Giove presenta una cosa che prima veniva attribuita solo ad uno dei giganti gassosi, Saturno, ma che poi è stato scoperto appartenere a tutti e quattro: l’anello planetario, che è un anello di polveri e altre piccole particelle che orbitano attorno ad un pianeta formando un disco piatto.

Quello di Giove è suddiviso in quattro parti principali: un denso toro di particelle noto come anello di alone; una fascia relativamente brillante, ma eccezionalmente sottile nota come anello principale; due deboli fasce più esterne, detti anelli Gossamer, che prendono il nome dai satelliti il cui materiale superficiale ha dato origine a questi anelli: Amaltea e Tebe.

Torniamo a Giove. Nel 1691 l’astronomo italiano Giovanni Domenico Cassini (1625-1712), osservando Giove con il telescopio, notò che più che ad un cerchio somigliava ad un’ellisse. Le teorie di Newton, che si andavano affermando proprio in quegli anni spiegavano benissimo la situazione: una sfera in rotazione “deve” diventare uno sferoide schiacciato (un mandarino, più che un’ellisse!). Più veloce è la rotazione più accentuato sarà lo schiacciamento.

Il diametro equatoriale di Giove è 142.984 chilometri, mentre quello polare è 133.709 chilometri. La differenza (9.275 chilometri, due terzi del diametro terrestre), divisa per il diametro equatoriale, dà un parametro chiamato “schiacciamento”.

Lo schiacciamento di Giove è 0,065 (poco più di 1/15). Mercurio, Venere e la Luna, vista la “lentezza” della rotazione, non hanno uno schiacciamento apprezzabile. Il Sole, pur avendo una velocità di rotazione elevata, ha una forza di gravità tale che non gli fa subire un rigonfiamento significativo. La Terra ha uno schiacciamento molto piccolo, 0,0033 (1/300) mentre Marte ha uno schiacciamento di 0,0052 (1/190).

Giove, il cui schiacciamento è venti volte quello terrestre, deve quindi ruotare molto più velocemente: ed infatti il suo periodo di rotazione è pari a 9 ore e 55 minuti.

Cassini notò sulla superficie (quella che allora veniva considerata tale) delle macchie, tra le quali una spiccava per dimensioni, la cosiddetta “grande macchia rossa”: è una vasta tempesta anticiclonica, posta a 22° sotto l’equatore del pianeta, che dura da almeno 350 anni; è la più grande del sistema solare ed è visibile dalla Terra anche con telescopi amatoriali. In realtà ce ne sono anche altre.

Giove è stato spesso accreditato come lo “spazzino” del sistema solare, per via del suo immane pozzo gravitazionale e della sua posizione relativamente vicina al sistema solare interno, che lo rendono l’attrattore della maggior parte degli oggetti vaganti nelle sue vicinanze; per tale ragione è anche il pianeta con la maggior frequenza di impatti dell’intero sistema solare.

Tra il 16 ed il 22 luglio del 1994 i frammenti della cometa D/1993 F2 Shoemaker-Levy 9 precipitarono su Giove; è stata la prima, e finora unica, cometa ad essere osservata durante la sua collisione con un pianeta. Scoperta il 25 marzo 1993 dagli astronomi Eugene e Carolyn Shoemaker e da David Levy mentre analizzavano delle lastre fotografiche dei dintorni di Giove, la cometa destò immediatamente l’interesse della comunità scientifica: non era mai accaduto infatti che una cometa fosse scoperta in orbita attorno ad un pianeta e non direttamente intorno al Sole. Catturata da Giove presumibilmente tra la seconda metà degli anni sessanta ed i primi anni settanta, la cometa fu disgregata in 21 frammenti dalle forze di marea del gigante gassoso; la Shoemaker-Levy 9 si presentava nel 1993 come una lunga fila di punti luminosi immersi nella luminescenza delle loro code.

Gli studi condotti sull’orbita della cometa poco dopo la sua scoperta portarono alla conclusione che essa sarebbe caduta sul pianeta entro il luglio del 1994; fu quindi avviata un’estesa campagna osservativa che coinvolse numerosi strumenti per la registrazione dell’evento. Le macchie scure che si formarono sul pianeta a seguito della collisione furono osservabili dalla Terra per diversi mesi, prima che l’attiva atmosfera gioviana riuscisse a cancellare le cicatrici di questo energico evento.

L’evento ebbe una rilevanza mediatica considerevole, ma contribuì notevolmente anche alle conoscenze scientifiche sul sistema solare; in particolare, le esplosioni causate dalla caduta della cometa si rivelarono molto utili per investigare sulla composizione chimica e sulle proprietà fisiche dell’atmosfera di Giove sotto gli immediati strati superficiali.

L’atmosfera di Giove è la più estesa atmosfera planetaria del sistema solare; manca di un netto confine inferiore, ma gradualmente transisce negli strati interni del pianeta.

Dal più basso al più alto, gli stati dell’atmosfera sono: troposfera, stratosfera, termosfera ed esosfera; ogni strato è caratterizzato da un gradiente di temperatura specifico. Al confine tra la troposfera e la stratosfera, ovvero la tropopausa, è collocato un sistema complicato di nubi e foschie costituito da stratificazioni di ammoniaca, idrosolfuro di ammonio ed acqua.

La magnetosfera di Giove è la più grande e potente fra tutte le magnetosfere dei pianeti del sistema solare, nonché la struttura più grande del sistema solare stesso non appartenente al Sole: si estende infatti nel sistema solare esterno per molte volte il raggio di Giove e raggiunge un’ampiezza massima che può superare l’orbita di Saturno. Se fosse visibile ad occhio nudo dalla Terra, avrebbe un’estensione apparente superiore al diametro della Luna Piena, nonostante la sua grande distanza.

All’interno della magnetosfera gioviana sono presenti intense fasce di radiazioni dovute alle particelle cariche intrappolate dal campo magnetico del pianeta, potenziale fonte di estremo pericolo per qualsiasi essere vivente vi si dovesse avventurare; tali fasce costituiscono una seria fonte di preoccupazione anche per i circuiti elettronici delle sonde automatiche che vi si sono avventurate. Le particelle intrappolate all’interno della magnetosfera gioviana non provengono dal vento solare, ma, con ogni probabilità, hanno origine dalle emissioni vulcaniche di Io (che come gli altri satelliti galileiani si muove all’interno della magnetosfera).

Quindi, se passate dalle parti di questo bullo, fate il giro largo!

Il sistema solare parte terza

La cosa più bella di scrivere su un blog è ricevere le critiche (costruttive) da parte degli amici. E’ uno dei modi migliori per crescere ed imparare.

Uno dei miei amici, Mario, mi ha scritto su whatsapp: “…pur non essendo uno scienziato posso dirti che l’attrazione di gravità dei corpi celesti è reciproca (direttamente proporzionale alla massa, inversamente proporzionale alla distanza) per cui non è esclusivamente il sole che tiene insieme i corpi celesti…”.

Caro Mario, in effetti hai ragione, tant’è vero che quella che volgarmente viene chiamata “attrazione gravitazionale” in realtà andrebbe chiamata “interazione gravitazionale”.

La legge della gravitazione afferma che due corpi si attirano con una forza che è direttamente proporzionale al prodotto delle masse e inversamente proporzionale al quadrato delle distanze (infatti avevo scritto in “Attrazione fatale”: “… se volete attrarre Belen dovete metter su un bel po’ di chili e farvi trovare nei paraggi al momento giusto…”); questa legge è valida non solo per il Sole ed i suoi pianeti ma per qualsiasi corpo presente nell’Universo. All’interno di un sistema chiuso, come può essere considerato il sistema Solare, la massa del Sole, che ammonta a circa 2 × 1030 kg, rappresenta da sola il 99,9% della massa complessiva del sistema solare e l’influenza dei pianeti sul Sole è trascurabile (ed ecco spiegato perché Belen non ci degna di uno sguardo…).

Sistemata la simpatica querelle, senza però affrontare le implicazioni della relatività e dello spazio-tempo, torniamo a parlare di sistema Solare, dopo aver parlato del Sole in “Il sistema solare parte prima” e della Luna in “Il sistema solare parte seconda”, oggi mi occuperò dei tre pianeti “terrestri”: dei due che si frappongono tra noi e il Sole, cioè Mercurio e Venere e del pianeta rosso, cioè Marte.

Come raccontavo, noi distiamo mediamente dal Sole poco più di 149 milioni e mezzo di chilometri, mentre Venere dista dalla nostra stella poco più di 108 milioni e Mercurio poco meno di 58 milioni di chilometri. Da ciò consegue che noi vediamo i due pianeti non molto distanti dal Sole, infatti per osservarli ad occhio nudo bisogna attendere o il tramonto, in cui Venere e Mercurio seguono il Sole, o l’alba, in cui lo precedono.

Gli antichi pensavano che fossero 4 stelle distinte e chiamarono le prime due “stelle della sera” e le seconde due “stelle del mattino”; successivamente però, si accorsero che non era così: il primo greco che espresse quest’idea fu, nel sesto secolo a.C., Pitagora di Samo, il quale forse lo aveva appreso dai babilonesi; più probabilmente però fu una teoria espressa da uno dei suoi discepoli, Filolao di Crotone o Iceta di Siracusa.

Ovviamente Venere, che è l’oggetto più vicino alla Terra (esclusa la Luna), è anche il più facile da osservare; non solo, ma è più grande di Mercurio e riceve più luce dal Sole: sommando a questo il fatto che Venere è avvolto da nubi e riflette maggiormente la luce solare che riceve, ne consegue che, esclusi Sole e Luna, Venere è l’oggetto più luminoso del cielo. Così tanto che in una notte senza Luna, Venere può proiettare un’ombra rilevabile.

Proprio ciò che accennavo prima, cioè il fatto che Venere si trovi sempre presso il Sole, fece riflettere gli antichi sulla possibilità che girasse intorno al nostro astro (ricorderai, giovane lettore, che gli antichi pensavano che tutto l’universo avesse al centro la Terra e che i pianeti e perfino il Sole le girasse intorno).

Il primo ad avanzare questa ipotesi fu probabilmente Eraclide Pontico, verso il 350 a.C., anche se non ci sono fonti che lo confermano. Solo al tempo di Copernico, proprio grazie alle teorie dell’astronomo polacco, venne riproposta l’ipotesi, in realtà non solo per Venere, ma per tutti i pianeti. La cosa fu confermata da Galileo, nel 1610, quando, osservando Venere al telescopio, vide che la sua sfera era illuminata solo in parte, quindi aveva le fasi esattamente come la Luna. Eliocentrismo 1- Geocentrismo 0.

Pur essendo molto vicino alla Terra, Venere era difficile da osservare con il solo telescopio, perché ricco di nubi. Ciò non faceva comprendere bene la velocità di rotazione, finché un astronomo italiano, Giovanni Virginio Schiaparelli (1835-1910), osservando Mercurio e notando che la rivoluzione intorno al Sole e la rotazione sul proprio asse erano simili (proprio come nel caso di Terra e Luna da me già raccontato), fece supporre agli scienziati che anche per Venere, vista la vicinanza con il Sole, ci fosse una sorta di accoppiamento gravitazionale: ciò fece ipotizzare che sia la rotazione sul proprio asse che la rivoluzione intorno al Sole (unico dato certo allora) durassero 224,7 giorni.

Durante la seconda guerra mondiale, però, fu introdotto in astronomia uno strumento utilissimo: il radar. Il radar è un sistema che utilizza onde elettromagnetiche appartenenti allo spettro delle onde radio o microonde per il rilevamento e la determinazione della posizione ed eventualmente della velocità di oggetti sia fissi che mobili, come aerei, navi o veicoli. Ma anche i corpi celesti potevano essere usati come bersagli.

Zoltán Bay, fisico ungherese, mentre insegnava presso l’Università di Budapest, fece importanti ricerche riguardanti le riflessioni del radar (che aveva sviluppato in proprio su idee precedenti) sulla superficie della Luna. Nel 1961 alcuni gruppi di scienziati di vari paesi riuscirono a inviare fasci di microonde fino a Venere, riuscendo a captarne il riflesso. Il vantaggio di tale sistema è che i fasci di onde elettromagnetiche viaggiano alla velocità della luce, cosa che, essendo la stessa velocità una costante, facilita i calcoli successivi.

Determinata la distanza di Venere, gli scienziati, conoscendo le distanze relative tra i pianeti, le ricalcolarono tutte. Venere è stato descritto come il “gemello” della Terra, per le sue dimensioni quasi uguali a quelle terrestri: ha un diametro inferiore al nostro di soli 650 chilometri e una massa pari all’81,5% di quella terrestre. Ovviamente, finché le osservazioni non dimostrarono il contrario, si suppose che Venere non solo avesse un’atmosfera (sotto le nubi) simile a quella terrestre, ma anche che fosse abitato. Furono scritti molti racconti di fantascienza che parlavano di Venere come di un pianeta ricco di acqua e di vita.

Nel 1956 però, un’osservazione eseguita da alcuni scienziati americani rilevò che Venere ha una temperatura superficiale superiore al punto di ebollizione dell’acqua. Gli autori di fantascienza non si diedero ancora per vinti, ma quando, nel 1962, la sonda “Mariner 2” si avvicinò al pianeta, si dovettero arrendere. E quando la sonda “Magellano” nei primi anni ’90, mappò tutta la superficie, si fecero delle altre scoperte straordinarie.

Venere ha una temperatura superficiale che oscilla tra i 380 e i 470 gradi e una pressione al suolo di 92 atmosfere (cioè 92 volte la pressione che abbiamo qui, sulla Terra). Ma ha un’altra particolarità: il moto retrogrado.

Nel sistema solare quasi tutti i corpi celesti ruotano, su sé stessi o attorno al Sole, nello stesso senso in cui anche il Sole ruota su sé stesso: ogni moto in questo verso è chiamato diretto o progrado, dal latino “pro”, cioè in avanti, e “gradior, gradĕris, gressus sum, gradi”, che significa camminare. Per convenzione questo senso è stato scelto come antiorario. Ciò implica che la direzione in alto del sistema solare è quella dalla quale il moto dei pianeti intorno al Sole risulta avvenire in senso antiorario. Questa direzione è approssimativamente quella del Polo Nord terrestre: in altri termini, un osservatore che guarda il Polo Nord terrestre dall’alto vede i pianeti del sistema solare ruotare in senso antiorario intorno al Sole.

Tutti i pianeti del sistema solare girano intorno al Sole in senso antiorario: lo stesso accade coi moti orbitali della Luna, delle lune di Marte e delle più grandi lune di Giove e Saturno. Oltre che girare in senso antiorario intorno al Sole, quasi tutti i pianeti ruotano su sé stessi in senso antiorario. La rotazione antioraria della Terra è la causa del fatto che il Sole sorge ad Est.

Ma le osservazioni degli anni sessanta dimostrarono che Venere impiega 243 giorni per la rotazione intorno al proprio asse e 225 giorni per compiere un’intera rivoluzione attorno al Sole: su Venere un giorno è più lungo di un anno! E il Sole, per questo, sorge a Ovest. Tuttavia tra un’alba e l’altra trascorrono soltanto 117 giorni terrestri perché mentre il pianeta ruota su sé stesso in senso retrogrado esso si sposta anche lungo la propria orbita, compiendo il moto di rivoluzione che procede in senso opposto rispetto a quello di rotazione.

Venere è il pianeta di comportamento più semplice, infatti la sua orbita è molto più circolare di quella della Terra e il suo asse di rotazione è inclinato di soli 3,39° sulla normale al piano orbitale. Le stagioni, che sul pianeta non esistono, a causa della densa e spessa atmosfera, non produrrebbero effetti notevoli anche in mancanza di essa. Probabilmente questi fattori hanno favorito il primordiale riscaldamento del pianeta che, senza una circolazione atmosferica adeguata per la trasmissione di una quantità di calore che è più elevata di quella che intercetta la Terra, con l’andare del tempo è diventato così come lo conosciamo oggi.

Al di sotto dello strato di nubi, fino a un’altezza di 30 chilometri dalla superficie, vi è della nebbia; ancora sotto, l’atmosfera di Venere è perfettamente limpida. L’atmosfera inferiore appare stabile, senza tempeste né cambiamenti meteorologici, in pratica nient’altro che un caldo incredibilmente uniforme ovunque. Vi sono solo dei venti leggeri; però, in considerazione della densità dell’aria, anche un venticello ha la forza di un uragano terrestre. Decisamente sarebbe difficile immaginare un mondo meno piacevole del “gemello” della terra.

Mercurio, dal canto suo, è, dal punto di vista dello studio della superficie, più semplice di Venere: non ha atmosfera e quindi è molto più simile alla Luna che alla Terra.

Come dicevo, è ancora più vicino al Sole di Venere e quindi l’osservazione, a causa della estrema vicinanza con il Sole, è molto difficoltosa. Quando gli scienziati si accorsero che qualunque oggetto nello spazio emetteva microonde (in realtà qualunque oggetto con temperatura superiore allo zero assoluto lo fa, anche noi), iniziarono a cercarle in giro nello spazio: nel 1962 furono captate microonde emesse da Mercurio, e per la precisione dalla faccia non illuminata dal Sole. Se la teoria iniziale, quella proposta da Schiaparelli, fosse stata giusta, una faccia del pianeta avrebbe dovuto essere rivolta sempre verso il Sole e quindi avrebbe dovuto essere molto calda, mentre la faccia opposta avrebbe dovuto essere sempre al buio e quindi molto fredda. Invece risultò, dalla natura delle microonde emesse, che la faccia oscura aveva una temperatura considerevolmente più alta di quanto ci si era aspettato, e pertanto doveva essere periodicamente illuminata dal sole.

Infatti, nel 1965, due ingegneri elettrotecnici americani, Rolf Buchanan Dyce e Gordon H. Pettengill, scoprirono grazie alle microonde che la superficie di Mercurio ruotava sul proprio asse in 58,65 giorni, esattamente due terzi del periodo di rivoluzione (88 giorni). Anche questa situazione indica l’esistenza di un forte accoppiamento gravitazionale, non estremo però come quello necessario per sincronizzare la rotazione e la rivoluzione.

L’orbita di Mercurio risulta essere soggetta alla precessione del perielio, effetto che mise in difficoltà gli astronomi del XIX secolo, pur essendo previsto dalla teoria della gravitazione universale di Isaac Newton, con una discrepanza minima rispetto alla realtà. Per precessione del perielio dell’orbita di Mercurio si intende la precessione (rotazione) del perielio (il punto più vicino al Sole) dell’orbita del pianeta. In pratica, dopo una rotazione intorno al Sole, Mercurio non si ritrova più allo stesso posto da cui era partito, ma un po’ più avanti.

La velocità media siderale del pianeta è pari a 48 km/s; si tratta della più alta fra i pianeti del sistema solare. Il moto di rotazione mercuriano, al contrario, è molto lento: esso impiega 58,6 giorni per compiere un giro su sé stesso, e completa quindi tre rotazioni ogni due rivoluzioni (un chiaro esempio di risonanza orbitale), questo fa sì che la durata del giorno solare (176 giorni) sia il doppio della durata dell’anno (88 giorni).

Le anomalie osservate nell’orbita del pianeta fecero ipotizzare a Urbain Le Verrier nel 1859 l’esistenza di un altro pianeta, che chiamò Vulcano; si supponeva che l’orbita di Vulcano si svolgesse interamente all’interno di quella di Mercurio. Il primo a dare una spiegazione corretta delle anomalie della precessione del perielio dell’orbita di Mercurio fu Albert Einstein grazie alla relatività generale nel 1915. Una dimostrazione dell’orbita “bizzarra” di Mercurio è il fatto che il Sole, visto da Mercurio, segue un percorso assai anomalo: sale fino allo zenit, si ferma, indietreggia di un poco, si ferma di nuovo e infine si abbassa verso il tramonto.

Il cielo di Mercurio sarebbe nero anche di giorno, non avendo il pianeta una atmosfera che lo circonda. La differenza più grande rispetto al cielo terrestre è la maggior grandezza apparente del Sole vale a dire da 2 a 3 volte circa più grande rispetto al Sole visto dalla Terra.

Come dicevo all’inizio, i pianeti “terrestri” sono quattro, Mercurio, Venere, Terra e Marte. Un pianeta terrestre (detto anche pianeta roccioso o pianeta tellurico) è un pianeta composto per lo più di roccia e metalli. Il termine deriva direttamente dal nome del nostro pianeta ed è stato adottato per indicare i pianeti del sistema solare interno in contrapposizione ai pianeti del sistema solare esterno (Giove, Saturno, Urano e Nettuno) detti giganti gassosi, che invece sono pianeti privi di una superficie solida, composti da una combinazione di idrogeno, elio e acqua in varie combinazioni di gas e liquido.

Marte, quarto pianeta in ordine di distanza dal Sole, da cui dista 228 milioni di chilometri. Quando siamo dalla stessa parte, distiamo mediamente 80 milioni di chilometri, ma visto che l’orbita di Marte è molto ellittica, a volte si avvicina a noi fino a 54,6 milioni di chilometri (in realtà questa distanza minima ci sarà nel 2287).

Noi siamo abituati a notare più il Sole e la Luna, per evidenti questioni di grandezza nel cielo, e vediamo che hanno un moto costante da est verso ovest. Il moto di Marte è uno dei più affascinanti. In primo luogo la sua “velocità” permette di vederlo muoversi tra le stelle fisse in pochi giorni e ciò è dovuto alla sua vicinanza alla Terra ed al suo periodo di rivoluzione di 686,98 giorni (quasi in doppio di quello della Terra).

Osservando Marte quando più si avvicina al nostro pianeta potremmo anche vedere il suo moto retrogrado particolarmente accentuato (rispetto a quello degli altri pianeti esterni). Il moto retrogrado di un pianeta è un semplice gioco di prospettive. Durante la sua rivoluzione Marte può trovarsi prima della Terra ma questa, essendo più veloce, lo supererà. Durante questa fase Marte, visto dalla Terra sembra rallentare il suo moto lungo l’eclittica, tornare indietro e quindi riprendere il suo moto “normale” attraverso gli astri (ovviamente il discorso è valido anche per gli altri pianeti).

Il secondo aspetto importante del moto di Marte è il suo lungo periodo sinodico (cioè il suo intervallo tra un’opposizione e la successiva) che può in media è di 780 giorni (può variare da 764 a 810 giorni), il più lungo in assoluto. Un pianeta esterno, si dice in opposizione quando si trova opposto al Sole rispetto alla Terra e cioè quando, nell’ordine, Sole, Terra e Pianeta (nel nostro caso Marte) si trovano allineati. Si parla di grande opposizione quando Marte è al perielio come avvenne il 28 agosto 2003 e come si verificherà nuovamente 15 anni dopo il 27 luglio 2018.

Marte, essendo più lontano della terra dal sole, riceve meno luce. È un pianeta piccolo, con un diametro di soli 6790 chilometri (poco più della metà di quello della terra) e ha un’atmosfera molto rarefatta, così che riflette una piccola parte della luce che riceve. Ha però un vantaggio in confronto a Venere. Quando Venere è nella posizione più vicina a noi, si trova tra noi e il sole, e ne vediamo solo il lato scuro. Marte, invece, quando ci è più vicino, si trova all’esterno, essendo più lontano dal sole, così che noi ne vediamo la parte illuminata (una sorta di “Marte pieno”), il che ne aumenta la luminosità. Nel momento di massima luminosità, è l’oggetto più splendente di tutti quelli che vediamo nel cielo, salvo il Sole, la Luna e Venere.

Nel 1580 l’astronomo olandese Tyge Brahe, in latino Thyco Brahe (1546-1601) iniziò ad osservare il moto di Marte (senza telescopio, che non era ancora stato inventato). Il suo assistente, l’astronomo e matematico tedesco Johannes von Kepler, da noi noto come Giovanni Keplero (1571-1630), continuò gli studi e giunse alla conclusione che il concetto di orbite circolari, credenza diffusa fino ad allora, andava abbandonato e nel 1609 dimostrò che i pianeti dovevano muoversi su orbite ellittiche. Eliocentrismo 2- Geocentrismo 0 e partita finita.

Dopo l’invenzione del telescopio, nel 1659, l’astronomo e fisico olandese Christiaan Huygens (1629-1695) riuscì a dimostrare che Marte ruotava sul proprio asse in poco più di 24 ore. Quasi come la Terra!

Non solo: nel 1781, l’astronomo e fisico britannico di origine tedesca Friedrich Wilhelm Herschel (1738-1822), dimostrò che l’asse di Marte era inclinato di 25,17 gradi rispetto alla verticale. Quasi come la Terra!

Pertanto Marte ha le stagioni, esattamente come noi (solo che lì durano di più, il doppio e sono più fredde). Marte ha anche un’atmosfera e delle calotte di ghiaccio ai poli. Quasi come la Terra!

E le somiglianze non finiscono qui…

La Terra, abbiamo detto, ha un satellite, la Luna. Nel 1877, l’astronomo statunitense Asaph Hall (1829-1907), mentre scrutava il cielo vicino Marte, decise di rinunciare a trovare un satellite del pianeta rosso (così detto a causa della sua caratteristica colorazione, tendente all’arancio, quando lo si osserva anche ad occhio nudo. Essa è dovuta alla grande quantità di ossido di ferro che ricopre la superficie della crosta, la cui composizione è fondamentalmente di basalto e silicio).

Sua moglie, la matematica Angelina Stickney, lo spinse a tentare un’ultima volta e la notte dell’11 agosto Asaph vide due minuscoli puntini prossimi a Marte, ai quali diede i nomi di Phobos e Deimos (dal greco Φόβος e Δεῖμος, cioè paura e terrore), che erano i figli di Marte nella mitologia greca.

Phobos, quello più interno, dista poco meno di 6mila chilometri dalla superficie marziana e compie il suo giro intorno a Marte in 7,65 ore, così che, essendo molto veloce, precede di continuo il moto del pianeta: cosa questa che lo fa sorgere ad ovest e tramontare ad est.

Deimos, invece, dista 20mila chilometri dalla superficie e compie la sua orbita in 30,3 ore.

La velocità dei due satelliti facilitò il calcolo della massa del pianeta (perché attraverso l’attrazione gravitazionale si può facilmente calcolare) e si scoprì che la massa di Marte è circa un decimo di quella terrestre e la gravità 3/8.

Ciò comporta che se io andassi su Marte peserei 33 chili, superando brillantemente la prova costume.

Se si conosce la dimensione e la massa di un pianeta, è possibile calcolarne la densità: Mercurio, Venere e la Terra hanno una densità rispettivamente 5,48, 5,25 e 5,52 volte quella dell’acqua, ciò ad indicare il fatto che al centro c’è un nucleo metallico; la Luna ha una densità che è 3,34 volte quella dell’acqua, quindi probabilmente il nucleo metallico non lo ha. Marte è una via di mezzo (densità 3,93) quindi dovrebbe avere un nucleo metallico molto piccolo.

 Ora su Marte abbiamo degli insediamenti umani, o meglio, robotici. Dagli anni sessanta sono state inviate verso il pianeta dozzine di sonde automatiche senza equipaggio, che includevano orbiter, lander e rover, per raccogliere dati e rispondere a domande sul pianeta rosso e il suo passato, che potrebbero portare a scoperte ulteriori per il passato, presente e futuro della Terra.

Ma all’inizio, con i soli telescopi, non era così facile. Marte, più lontano da noi 150 volte la distanza che ci separa dalla Luna, presentava qualche difficoltà. Nel 1877 Schiaparelli (di cui ho già parlato e che aveva stabilito l’accoppiamento gravitazionale Sole-Mercurio, poi rivelatosi non vero) disegnò una mappa di Marte e, notando che in alcune zone vi erano delle linee scure, li chiamò “canali”. in inglese il termine venne impropriamente tradotto con “canals” anziché con “channels”, generando equivoci, perché mentre il secondo termine è usato per indicare un fenomeno naturale, il primo indica il prodotto di un intervento umano.

La gente cominciò così a credere che non soltanto vi fosse su Marte vita intelligente, ma che questa potesse essere in possesso di una tecnologia più avanzata della nostra. I marziani potevano aver costruito i canali per trasportare l’acqua dalle calotte polari fino alle zone agricole delle regioni equatoriali, dal clima più mite.

Maunder (colui che aveva descritto per primo i minimi di Maunder, cioè i periodi di assenza delle macchie solari) riteneva che i canali di Lowell fossero illusioni ottiche. Nel 1913, scarabocchiò delle macchie irregolari all’interno di cerchi e poi collocò degli scolari a una distanza dai cerchi tale da rendere difficile scorgere con precisione ciò che essi contenevano. Chiese poi ai bambini di disegnare quello che avevano visto, ed essi tracciarono delle linee rette molto simili ai canali di Lowell.

Oggi sappiamo che Marte non ha un’atmosfera e che quei canali altro non erano che illusioni ottiche (sulle illusioni ottiche di Marte c’è una bibliografia sterminata): spesso, formazioni naturali sulla superficie marziana sono state interpretate da alcuni come manufatti artificiali, che avrebbero provato l’esistenza di una non meglio definita civiltà marziana.

Peccato, sembrava fosse quasi come la Terra…

Tra le altre cose, proprio negli ultimi tempi sembra che la Nasa abbia rinunciato (per questioni di budget) all’esplorazione umana di Marte. Spero almeno che possa accadere finché sarò vivo (ancora molti, molti anni…)

La prossima volta ci spingeremo ancora più lontano, verso i pianeti giganti gassosi.

Il sistema solare parte seconda

Fa quasi rabbia non ricordare avvenimenti che riteniamo importanti. Ovviamente sto parlando dei lettori maschi, perché le lettrici femmine sono sicuro che ricordino TUTTO, perché per le donne tutto è importante.

Ad esempio, non ricordo il primo giorno di scuola, anche se avevo già sei anni e dovrei poterlo ricordare. Una cosa che sicuramente non ricordo, e mi dispiace, è quello che avvenne il 20 luglio del 1969 (avevo nove mesi, ma poi subentrano i ricordi di mia madre con l’episodio del soprammobile in pezzi, ma questa è un’altra storia…): è il giorno dell’uomo sulla Luna.

48 anni fa Neil Armstrong scendeva la scaletta del modulo spaziale e lasciava la sua impronta sul nostro satellite. E io non lo ricordo…

In “Il sistema solare – parte prima” ho iniziato a parlare del Sole e della sua importanza per la Terra. Un altro astro che è molto importante per la Terra è proprio il suo satellite, la Luna.

Quando Mikołaj Kopernik (in italiano Niccolò Copernico, in latino Nicolaus Copernicus, 1473-1543), astronomo e astrologo polacco, mise il Sole al centro del sistema solare, solo la Luna conservò un rapporto subordinato con la Terra (eh, sì, mio giovane lettore, gli antichi pensavano che la Terra fosse al centro dell’Universo, ma ne parlerò poi).

La Luna è l’unico satellite della Terra e le orbita a una distanza di circa 384.400 km (1,28 secondi luce), compiendo un giro completo in 27 giorni, 7 ore, 43 minuti e 11 secondi rispetto alle stelle (mese sidereo o siderale). Per una questione che tratterò dopo, la Luna compie un giro intorno al proprio asse esattamente nello stesso periodo, e questa sincronia comporta che ci presenti sempre lo stesso lato (provate con due oggetti sferici, fate ruotare uno dei due intorno all’altro, in modo che il “ruotante” mostri sempre la stessa faccia al “centrale”: se prendete i tempi per girare intorno e su sé stesso, saranno uguali).

Però la Luna, trascinata dal moto intorno alla Terra, gira anche intorno al Sole. Questo comporta un disallineamento, che la Luna compensa in circa 2 giorni e mezzo. Il mese sinodico o lunare è l’intervallo tra due allineamenti uguali Luna-Sole (opposizioni o congiunzioni) e dura 29 giorni, 12 ore, 44 minuti e 3 secondi.

Se la Terra restasse ferma rispetto al Sole,i due mesi coinciderebbero:invece nei 27 giorni e rotti impiegati dalla Luna per compiere una rivoluzione completa di 360° (13,3°/giorno), la Terra si è spostata di 27° attorno al sole (1°/giorno); la Luna perciò risulterà allineata con una stella fissa presa come riferimento all’inizio della rivoluzione ma non sarà ritornata nella posizione di novilunio da cui era partita: deve quindi descrivere un angolo di 27° per riportarsi in linea con Sole e con la Terra.

Nell’antichità, il mese sinodico era sicuramente più importante del mese sidereo, perché quel disallineamento fa sì che la faccia che noi vediamo venga illuminata dal Sole con angolazioni sempre differenti, tanto da denominare la successione come “fasi della Luna”. All’inizio del mese, la Luna è a est del Sole e appare come una falce sottilissima (fase detta “primo quarto”). Da una notte all’altra, allontanandosi dal Sole, la falce si allarga (“luna crescente”), finché, raggiungendo la parte di cielo opposta al Sole, la Luna viene illuminata per intero.

Questa fase viene detta “Luna piena” e rende la Luna l’oggetto di gran lunga più luminoso del cielo notturno.

A quel punto il ciclo si inverte (“luna calante”), fino ad arrivare ad una piccola falce dalla parte opposta alla prima (“ultimo quarto”). E quando il ciclo ricomincia, per gli antichi la cosa era così sbalorditiva che pensavano ci fosse ogni volta un nuovo pianeta in cielo, da cui è rimasta la denominazione della fase di “luna nuova”.

L’intero ciclo, detto appunto mese sinodico, era così importante che fu la base dei primi calendari dell’umanità.

fasilunari3

C’è ancora un caso diverso dai precedenti: ogni tanto il Sole e la Luna si trovano in opposizione rispetto alla Terra, così che la luce del Sole viene intercettata dalla Terra stessa e non raggiunge la Luna. Questa viene chiamata Eclissi. Non è possibile confonderla con la Luna nuova poiché l’eclissi avviene durante la fase di Luna piena.

schemaeclisse

Ehi, un attimo! Facciamo un passo indietro. Nel primo disegno si vede che la parte opposta alla Terra viene illuminata! Quindi non è corretto chiamarla “faccia oscura della Luna” come dicevano i Pink Floyd, quanto piuttosto “faccia nascosta della Luna”!

Tornando a noi, dicevo che la distanza media Luna-Terra è 384.403 chilometri. Media perché essendo l’orbita ellittica, e non trovandosi la Terra al centro di tale ellisse, ma in uno dei due fuochi, la Luna passa da una distanza minima (perigeo, dal greco περίγειος, perìgheios, “che sta intorno o presso alla terra”, composto di περι, peri, “intorno” e γῆ, ghè, “terra”) di 363.300 chilometri ad una massima (apogeo, sempre dal greco ἀπόγειος, apògheios, “lontano dalla terra”, composto di ἀπό, apò, “da” e γῆ, ghè, “terra”) di 405.500 chilometri, che comunque, in termini astronomici è davvero vicino.

Il diametro della Luna è di 3.476 chilometri, cioè 3,65 volte minore di quello terrestre e 412 volte minore di quello del Sole. Casualmente, la distanza del Sole dalla Terra è circa 390 volte la distanza media della Luna, cosicché i due corpi, pur avendo misure reali così differenti, visti dalla Terra appaiono di grandezza quasi uguale.

Ma vediamo perché la Luna mostra alla Terra sempre la stessa faccia.

Due corpi gravitazionalmente legati risentono delle cosiddette forze di marea che tendono a “stirarli” in direzione della loro congiungente. La forza di marea che la Terra esercita sulla Luna causa una deformazione del nostro satellite, che dunque non è una perfetta sfera ma un ellissoide leggermente allungato in direzione della Terra (lo scarto rispetto al raggio medio di 1.738 km ammonta a soli 4 km). Il sincronismo tra il periodo di rotazione della Luna e quello di rivoluzione del nostro satellite intorno alla Terra è proprio una conseguenza di questo fatto.

Infatti il rigonfiamento della Luna viene attratto in direzione del centro della Terra, come si vede in figura. Se la Luna ruotasse un po’ più velocemente (sopra) il rigonfiamento sarebbe attratto “all’indietro” e quindi la rotazione rallenterebbe; se ruotasse un po’ più lentamente (sotto) il rigonfiamento stavolta verrebbe attratto “in avanti” e dunque la rotazione accelererebbe. Questo spiega anche che tale sincronismo è stabile rispetto a perturbazioni esterne, come ad esempio la caduta di una meteorite sulla Luna. Dunque la Luna è costretta a mostrare sempre la stessa faccia alla Terra, ovvero il periodo di rotazione coincide con quello di rivoluzione.

Accoppiamento Terra Luna 1

Tale forma di stabilizzazione della rotazione, in cui l’asse maggiore del satellite viene allineato con il campo gravitazionale del corpo attorno a cui orbita, viene detto stabilizzazione a gradiente di gravità e viene usato anche in campo aerospaziale per stabilizzare i satelliti (ad esempio il sistema Shuttle-Tethered).

L’accoppiamento mareale tra il periodo di rotazione e di rivoluzione intorno al pianeta è stato riscontrato oltre che nel sistema Terra-Luna, anche nei principali satelliti di Giove e Saturno. Questo deriva dal fatto che l’intensità della coppia mareale (il sistema di forze responsabile del sincronismo) varia con l’inverso della sesta potenza della distanza, e dunque è rilevante solo per i satelliti più vicini al pianeta.

Simmetricamente la forza di marea che la Luna esercita sulla Terra deforma la massa di acque, che essendo liquida offre meno resistenza. Dato che però la Terra ruota, tale rigonfiamento viene trascinato nella direzione della rotazione terrestre, come si vede in figura.

Accoppiamento Terra Luna 2

Che effetto ha questo sulla dinamica del sistema Terra-Luna? L’attrazione che la Luna esercita sul rigonfiamento delle acque degli oceani agisce esattamente come un freno. Il cerchio rosso tra la Terra e gli oceani sta appunto ad indicare che lì c’è attrito e viene dissipata dell’energia. Per questo motivo la rotazione della Terra rallenta, lentamente ed inesorabilmente, al ritmo di 1,46 millisecondi per secolo. D’altra parte questo rigonfiamento attira la Luna nella direzione del suo moto, questo aumenta la sua velocità e conseguentemente la dimensione dell’orbita. Il risultato è che la Luna si allontana dalla Terra di circa 3,8 cm all’anno (38 millimetri).

L’allungamento della durata del giorno terrestre e l’allontanamento della Luna avrà termine quando sarà stata raggiunta la condizione di stazionarietà, cioè 1 giorno terrestre = 1 lunazione.

A quell’epoca il giorno terrestre durerà quanto 47 giorni attuali, la Luna disterà dalla Terra 480.000 km e apparirà fissa nel cielo, e dunque visibile da un solo emisfero terrestre. Questo scenario però è soltanto ipotetico: saranno necessarie parecchie decine di miliardi di anni affinché questo avvenga, ma sappiamo che il Sole entrerà nella fase finale della sua vita “solo” fra quattro miliardi di anni.

La prossima volta parlerò degli altri pianeti che ci fanno compagnia, a meno di non avere la “Luna storta”!

Il sistema solare parte prima

Il 15 luglio 1989 si verificarono due fatti concomitanti: il concerto dei Pink Floyd a Venezia e il cosiddetto “Campo d’arma” dell’Accademia Militare di Modena, in cui ero allievo ufficiale. Per farla breve, a 16 giorni dalla promozione a Sottotenente dell’Esercito, mi trovavo a prendere una decisione. Fare uno “squaglio”, termine con il quale si indica, negli ambienti militari, la fuga da un luogo circoscritto, in genere una caserma, oppure rimanere in accampamento.

Visto che il “reato” è caduto in prescrizione, lo confesso, andai a vedere i Pink Floyd, di cui ero fan.

Precisazione. Sempre più spesso leggo sui social “Fun club”. L’ignoranza dilaga: fun, in inglese, vuol dire “divertente”, “divertimento”; la parola giusta è “fan” con cui si indica un individuo che ha una passione, un interesse o ammirazione verso particolari forme di arte o tematiche. Il termine “fan” è stato mutuato dalla lingua inglese dove nasce scherzosamente come abbreviazione di “fanatic”, fanatico.

Per quei tre o quattro che non lo sapessero, I Pink Floyd sono stati un gruppo musicale rock britannico formatosi nella seconda metà degli anni sessanta che, nel corso di una lunga e travagliata carriera, è riuscito a riscrivere le tendenze musicali della propria epoca, diventando uno dei gruppi più importanti della storia.

Uno dei maggiori successi del gruppo inglese è stato l’album del 1973 “The Dark Side of the Moon”, rimasterizzato nel 1993. Io andai a Venezia perché mi piaceva molto quell’album, ma ricordo che per motivi di ordine pubblico furono cancellate molte canzoni, tra le quali molte proprio di quel disco.

In ogni caso, sono rimasto “fan” dei Pink Floyd e di “The Dark Side of the Moon”, che fa riferimento ai lati “bui” dell’animo umano. Ma la Luna ha davvero una faccia oscura? E perché?

Per capirlo, dobbiamo parlare del sistema solare, cosa che mi accingo a fare nei prossimi tre o quattro brani che scriverò. Armatevi di pazienza, quindi.

Il sistema solare è il sistema planetario costituito da una varietà di corpi celesti mantenuti in orbita dalla forza di gravità del Sole; vi appartiene anche la Terra.

È costituito, oltre che dal Sole, da otto pianeti (quattro pianeti rocciosi interni e quattro giganti gassosi esterni), dai rispettivi satelliti naturali, da cinque pianeti nani e da miliardi di corpi minori. Quest’ultima categoria comprende gli asteroidi, le comete, i meteoroidi e la polvere interplanetaria.

In ordine di distanza dal Sole, gli otto pianeti sono: Mercurio, Venere, Terra, Marte, Giove, Saturno, Urano e Nettuno. A metà del 2006 cinque corpi del sistema solare sono stati classificati come pianeti nani: Cerere, situato nella fascia principale degli asteroidi, tra Marte e Giove, e altri quattro corpi situati al di là dell’orbita di Nettuno, ossia Plutone (in precedenza classificato come nono pianeta), Haumea, Makemake, e Eris. Sei dei pianeti e quattro dei pianeti nani hanno in orbita attorno a essi dei satelliti naturali; inoltre tutti i pianeti esterni sono circondati da anelli planetari, composti di polvere e altre particelle.

Il Sole, risplendendo alto nel cielo, è chiaramente la nostra fonte di luce, calore e fondamentalmente della stessa vita. Nell’antichità, l’umanità lo ha divinizzato: nel 1379 a.C., in Egitto, si professava una religione monoteistica il cui unico Dio era appunto Aton; l’iconografia lo vuole rappresentato dal disco solare che sovrasta generalmente il re e la sua famiglia, colpiti dai suoi raggi. Non esiste rappresentazione antropomorfa di Aton.

Nella Grecia antica ci si fece già una prima idea della sua distanza reale: Aristarco, astronomo del quarto secolo a.C., nato a Samo, una delle maggiori isole in prossimità della costa Ionica, aveva già sviluppato una teoria eliocentrica e tramite osservazioni aveva dedotto che il Sole doveva essere lontano parecchi milioni di chilometri. Pertanto, doveva essere molto più grande della Terra. Solo ai tempi di Newton si arrivò a determinarne anche la massa, capendo che era l’attrazione gravitazionale del Sole che faceva girare intorno la Terra.

Oggi sappiamo che il Sole dista dalla Terra poco meno di 150 milioni di chilometri e che ha un raggio di poco meno di 700.000 chilometri, ossia 109 volte il raggio terrestre. La massa del Sole è pari a circa 333 mila volte la massa della Terra e 745 volte la massa di tutti i pianeti messi insieme. In poche parole, contiene circa il 99,86 per cento di tutta la materia del sistema solare. Un altro modo per indicare la distanza Sole-Terra, usando come unità di misura l’anno luce, è 8,31 minuti luce, che significa che la luce del Sole impiega 8 minuti e 19 secondi per raggiungere la Terra.

Il sole fonde l’idrogeno, che è la componente di gran lunga principale della propria massa (circa il 74%), in elio, che compone la massa restante (circa il 25%, il resto è dato da altri elementi più pesanti presenti in tracce.). Brucia da circa 5 miliardi di anni e lo farà per altrettanto tempo: in termini tecnici si dice che è a metà della propria sequenza principale.

Verso la fine del 1610, Galileo, usando il telescopio per osservare il Sole scorse delle macchie scure sulla superficie. Ovviamente a quel tempo la cosa fece scalpore e lo scienziato venne accusato di blasfemia. Per salvare l’astronomo pisano alcuni scienziati ipotizzarono che si trattasse di piccoli corpi in orbita intorno al Sole. Ma nel 1774 un astronomo scozzese, Alexander Wilson (1714 – 1786), osservò lateralmente la macchia e vide che appariva concava, come fosse un cratere. Nel 1795 Sir Frederick William Herschel (1738 – 1822) arrivò addirittura ad ipotizzare che il Sole fosse un corpo freddo e scuro, circondato da uno strato di gas fiammeggianti, e che attraverso le macchie solari, che erano delle specie di buchi, si intravedeva il corpo freddo sottostante. Ipotizzò anche che il Sole, aldilà di quella “atmosfera” potesse essere abitato. Questo per rimarcare come anche le menti più brillanti a volte nella storia hanno tirato fuori affermazioni che, alla luce delle scoperte successive, possono parere, per restare nell’eufemismo, delle immonde boiate.

Quando però Mercurio o Venere si infrappongono tra noi e il disco solare e sono vicine ad una macchia, si nota subito che la macchia in realtà non è poi così nera come sembra ad una prima osservazione.

Il secolo successivo si trovò il bandolo della matassa: un farmacista tedesco, Samuel Heinrich Schwabe (1789 – 1875), astronomo per hobby, lavorando di giorno e dormendo di notte, si dedicò ad osservare le macchie solari. Nel 1843, dopo 17 anni ad osservare il Sole, annunciò che le macchie solari non erano casuali ma che seguivano un ciclo. Anno dopo anno, il loro numero aumentava sempre più, fino a raggiungere un massimo; poi il loro numero diminuiva finché non ve ne era più quasi nessuna; dopo di che aveva inizio un nuovo ciclo.

Il suo annuncio fu in principio ignorato dagli scienziati, in fondo era solo un farmacista, fin quando Friedrich Heinrich Alexander Freiherr von Humboldt (1769 – 1859), naturalista, esploratore e botanico tedesco, non citò il ciclo di Schwabe nel libro “Kosmos”, in cui faceva un’ampia rassegna della Scienza.

A quei tempi Johann von Lamont (1805-1879), astronomo scozzese naturalizzato tedesco, stava misurando l’intensità del campo magnetico terrestre e notò che aveva una certa regolarità. Nel 1842 Edward Sabine (1788-1883), scienziato irlandese, incrociò i dati e scoprì che il ciclo del campo magnetico terrestre coincideva con il ciclo delle macchie solari.

Si arrivò così ad assegnare ad ogni anno il numero di Wolf (conosciuto anche come numero internazionale di macchie solari, numero relativo di macchie solari o numero di Zurigo), che è una quantità che misura il numero di macchie solari e gruppi di macchie solari presenti sulla superficie del sole. L’idea di cominciare a contare le macchie solari fu di Johann Rudolf Wolf (1816-1893), astronomo e matematico svizzero nel 1849 a Zurigo, e la procedura che lui cominciò mantenne il suo nome (o anche quello del luogo).

A quanto pare, le macchie solari sono connesse al campo magnetico del Sole: infatti nel 1908 George Ellery Hale (1868-1938), astronomo e ottico statunitense, inventò uno strumento, lo spettroeliografo, e con quello scoprì i campi magnetici nelle macchie solari. Individuò anche un ciclo di 23 anni nei quali la polarità dei campi magnetici delle macchie solari subisce una inversione. Scoprì, inoltre, il campo magnetico generale del Sole e ne determinò le caratteristiche.

Un’altra personalità nello studio del Sole fu Edward Walter Maunder (1851-1928), astronomo inglese, che notò che in un dato periodo (dal 1645 al 1715) le macchie solari proprio non ci furono, periodo ora indicato con il nome di “minimo di Maunder”.

Abbiamo visto come il numero di macchie presenti sul Sole non sia l’unico indicatore del livello di attività della nostra stella. Prendiamo ad esempio la corona solare: la sua visione ad occhio nudo è uno degli aspetti più affascinanti della fase di totalità di un’eclisse di Sole.

La forma e le dimensioni della corona dipendono fortemente dal livello di attività solare. Ora fra il 1645 e il 1715 si verificarono 63 eclissi totali di Sole; quelle visibili dall’Europa furono studiate con grande attenzione e gli osservatori furono concordi nell’affermare che la corona solare era scomparsa.

Anche le Aurore Boreali (frange luminose, variamente colorate, visibili nelle regioni polari causate dall’interazione del vento solare con l’alta atmosfera) furono molto rare nel periodo dal 1645 al 1715, e addirittura scomparvero del tutto negli ultimi trentasette anni del periodo. Si narra che nel 1716 la notizia dell’apparizione della prima aurora boreale dopo tanto tempo suscitò la curiosità e la sorpresa del grande astronomo inglese Edmund Halley (1656-1742).

Un altro indicatore del livello di attività solare è la quantità di Carbonio-14 presente negli anelli di accrescimento degli alberi: tutti sappiamo che la sezione del tronco di un albero mostra generalmente una serie di anelli concentrici contando i quali si riesce a risalire all’età dell’albero stesso. È già stato osservato da tempo che lo spessore degli anelli varia in sintonia con il ciclo undecennale delle macchie solari, segno inequivocabile dell’influenza che il ciclo ha sul clima terrestre.

Il carbonio-14 è una rara varietà radioattiva del carbonio che si forma nell’alta atmosfera terrestre a causa del bombardamento degli atomi di azoto da parte dei raggi cosmici, e, dal punto di vista chimico, è indistinguibile del carbonio ordinario. Le piante lo assimilano grazie alla fotosintesi clorofilliana e si accumula nel tronco degli alberi.

Quando il Sole è fortemente attivo il suo campo magnetico scherma parzialmente la Terra, la quantità di raggi cosmici in arrivo è minore e quindi si forma meno carbonio-14; al contrario quando il Sole è quieto arrivano più raggi cosmici con il conseguente aumento di carbonio-14 che viene a formarsi.

Di conseguenza la percentuale di carbonio-14 nel tronco degli alberi è un altro indicatore del livello di attività del Sole. L’esistenza di alberi millenari (es. pinus aristata) ha consentito lo studio della percentuale di carbonio-14 nell’atmosfera per un periodo di circa 7 mila anni e i risultati sono interessanti.

Innanzitutto lo studio conferma il brusco calo dell’attività solare in corrispondenza del “minimo di Maunder”, e inoltre l’andamento del livello di carbonio-14 rivela che il “minimo di Maunder” non fu l’unico: sono infatti stati scoperti altri undici periodi caratterizzati da una diminuzione dell’attività del Sole, alternati a periodi in cui l’attività solare subì un forte incremento.

Gli effetti sul clima terrestre potrebbero essere stati notevoli, anche se non tutti gli scienziati concordano su questa relazione.

In ogni caso il “minimo di Maunder” cadde nel bel mezzo della cosiddetta “Piccola Età Glaciale”, un periodo che va dal 1450 al 1850, caratterizzato da un clima insolitamente freddo, con forte abbassamento delle temperature medie e una forte espansione dei ghiacciai.

Al contrario il Massimo Medioevale, un periodo insolitamente caldo che va dal 1100 al 1250, coincide con un periodo di forte attività solare. Oggi il tema dei mutamenti climatici è di grande attualità: alcuni modelli matematici utilizzati dai climatologi per studiare l’andamento del clima del nostro pianeta tendono a minimizzare gli effetti della variazione dell’attività solare concentrandosi principalmente sul contributo delle attività umane (imputato numero uno: l’accumulo di anidride carbonica nell’atmosfera a causa del massiccio impiego di combustibili fossili). Alla luce però di quanto detto, molti ritengono necessario dare opportuna considerazione ai fenomeni connessi con l’attività solare.

Il termine “Sole” deriva dal latino sol, solis, dalla radice indoeuropea: sóhwl̥. Dalla medesima radice deriva l’aggettivo greco σείριος (séirios; originariamente σϝείριος, swéirios), splendente; tale aggettivo, soprattutto nella sua forma personificata ὁ Σείριος (o Séirios, che significa Colui che risplende), era uno degli epiteti del Sole, soprattutto in ambito poetico-letterario. È da notare anche come dal medesimo aggettivo derivi il nome della stella più luminosa del cielo notturno, Sirio.

Il prefisso elio-, che indica diversi aspetti riguardanti il Sole (come elio-grafia e via dicendo), deriva dal greco Ἥλιος (Helios), che era il nome con cui gli Antichi Greci designavano correntemente l’astro e la divinità preposta.

La prossima volta parlerò della Luna e del perché la sua faccia non sia poi così “dark” come viene dipinta!