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LA FORMAZIONE DELLA TERRADa 0 a…600 milioni di anni

ISTITUTO COMPRENSIVO SIMONE RENOGLIO Scuola Secondaria di Primo Grado

Nebulosa planetariaSecondo la concezione attualmente

accettata dalla maggior parte degli scienziati i pianeti del Sistema Solare hanno avuto origine dalla condensazione e aggregazione di materia a partire da gas e pulviscolo cosmico contenuti all'interno di una nebulosa solare a forma di disco, che presentava al centro il cosiddetto proto-Sole.


La temperatura di questo ammasso di materia doveva raggiungere e superare i 2000ºC verso l'interno, per diminuire gradualmente verso l'esterno.

Il suo diametro misurava probabilmente un centinaio di UA (ovvero cento volte la distanza tra Sole e Terra che è pari a circa 1,5×108 Km).


http://www.youtube.com/http://www.youtube.com/watch?v=uANkWw7VVSkwatch?v=uANkWw7VVSk


LA FORMAZIONE DELLA TERRADa 0 a…600 milioni di anni

La nebulosa di Orione

La grande nebulosa di Orione dista circa 1600 anni luce da noi. Oltre che stelle già formate, la nebulosa contiene molte regioni di formazione stellare, caldissime stelle giovani, dischi protoplanetari e getti stellari che espellono materiali ad alta velocità.


La maggior parte delle strutture filamentose brillanti sono onde d’urto in cui materiali ad velocità si scontrano con altri più lenti.

La nebulosa di Orione è un tipico calderone stellare; in questa ambiente si formano i sistemi solari.


Beta Pictoris


Un sistema solare al suo inizio?Beta Pictoris è la seconda stella più brillante nella costellazione del Pittore. Ha un luminosità pari ad 8,6 volte quella del Sole ed una temperature superficiale di 8250 K. La massa della stella è pari a 1,7 masse solari, mentre la radiazione emessa è pari ad 1,4 volte quella solare. ISTITUTO COMPRENSIVO

SIMONE RENOGLIO Scuola Secondaria di Primo Grado

Beta Pictoris si trova ad una distanza di 63 anni luce dal sistema solare. L’immagine del Telescopio Spaziale Hubble che mostra il disco di polveri di beta Pictoris. Mostra un eccesso di radiazione infrarossa rispetto alle altre stelle della sua classe, e osservazioni dettagliate hanno rivelato un grande disco circumstellare, considerato generalmente un disco protoplanetario. ISTITUTO COMPRENSIVO SIMONE RENOGLIO

Scuola Secondaria di Primo Grado

Si suppone la presenza di un oggetto massiccio, che potrebbe essere una nana bruna o un pianeta, in orbita attorno alla stella; l'oggetto sarebbe responsabile delle anomalie osservate nella forma del disco; ad ogni modo la sua esistenza non è stata confermata.


Composizione Ma di quali elementi è composta la nube

stellare? Le analisi chimiche quantitative del mezzo interstellare e delle stelle rivelano una uniforme e prevalente presenza di idrogeno (90%) e di elio (9%), tutti gli altri elementi costituiscono assieme il restante 1%.

L'universo è un'immensa mescolanza dei due elementi principali uniti a impurità di valore trascurabile rappresentate da carbonio, azoto e ossigeno (2% delle impurità totali), e silicio, magnesio, zolfo e ferro (0,3% delle impurità totali).


ContrazioneAffinché possa cominciare la contrazione che darà vita al sistema planetario, la massa di una nebulosa protoplanetaria deve raggiungere un certo valore limite, ed essere tanto più grande quanto maggiore è la temperatura del gas e minore la sua densità.


La temperatura favorisce l'aumento del volume occupato dal gas e quindi la sua dispersione. Ciò ostacola la forza di interazione gravitazionale tra le molecole, che non riescono ad ammassarsi le une sulle altre. Lo stesso accade con una bassa densità. L'eccessiva rarefazione delle molecole nell'unità di volume non permette la contrazione, che può quindi avvenire entro una nube piuttosto fredda e relativamente densa.

Qui il collasso della materia porterà in brevissimo tempo alla formazione di un disco centrale in rapido movimento su cui cadrà il materiale restante della nube.


Planetesimi Le molecole degli elementi allo stato pulviscolare componenti la massa della

nebulosa si muovono in modo caotico e in tutte le direzioni, si urtano tra loro e urtano i microgranuli di materia.

Questi acquistano energia e velocità, e in seguito agli urti si aggregano a formare granuli di maggiori dimensioni, fino ad assumere grandezze dell'ordine di qualche centimetro.

A questo punto non vengono più influenzati dal moto del gas e tendono a «ricadere» sul piano equatoriale della nebulosa e a percorrere orbite ellittiche secondo le leggi di Keplero.

Gli agglomerati più interni si muovono più velocemente di quelli esterni, che urtandosi con i più rapidi tendono a disporsi a spirale attorno al centro del disco.

Gli agglomerati più grossi finiscono poi per inglobare quelli più piccoli fino a raggiungere le dimensioni di qualche chilometro. A questo punto abbiamo planetesimi (o planetesimali): i veri mattoni di costruzione dei pianeti.


Asteroidi e meteoritiAsteroidi e meteoriti ci danno notizie su questa fase di vita del nostro

sistema solare. I primi sono per la maggior parte distribuiti in orbita tra Giove e Marte.

I meteoriti sono invece quanto rimane dei planetesimi della nebulosa originaria. In massima parte si tratta di condriti ovvero di formazioni caratterizzati da inclusioni sferoidali dette condruli. Queste ultime dovrebbero contenere il materiale più antico, risalente alle prime fasi della formazione dei pianeti. Dall'analisi chimica degli isotopi contenuti nei condruli si evince con grande precisione l'età di 4,6 miliardi di anni.


CondritiL’analisi di questi corpi ha dato risultati

importanti. Oltre che da minerali comuni presenti anche nelle rocce della terra, i meteoriti hanno mostrato di contenere molto ferro metallico, raro sulla superficie terrestre, acqua (da 0,1% a oltre 1%) e composti del carbonio.

Il problema è il seguente: in che misura i meteoriti rivelano la composizione dei planetesimi da cui si originò il globo terrestre?


La risposta arriva dal Sole. Esso contiene quasi tutta la massa del sistema planetario. Ciò significa che nel Sole è rappresentata la composizione media dei vari membri del sistema stesso. Dall’analisi dello spettro luminoso emesso dalla nostra stella si evince che, tranne che per gli elementi allo stato gassoso, l’abbondanza relativa degli elementi presenti sul Sole è quasi esattamente la stessa di quella delle condriti.

Questo dato unito alla loro età, stimata con esattezza a 4.6 miliardi di anni, induce a concludere che questi corpuscoli non hanno subito un processo significativo di frazionamento chimico; detto altrimenti: essi attestano la composizione della materia primordiale da cui si formò il nostro pianeta.


PianetiLe temperature della nebulosa

protoplanetaria erano più alte verso l'interno del disco. Per questo i minerali più refrattari si condensarono per la maggior parte nella zona più interna di essa, quella più vicina al Sole.

La composizione dei pianeti meno distanti dalla nostra stella è data per la maggior parte da questi minerali e ciò determina la densità media piuttosto elevata che li caratterizza.


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Pianeti

I pianeti più lontani dal Sole, come Giove e Saturno, che si sono formati nelle parti più esterne del disco, sono costituiti da composti più leggeri (idrogeno, elio, composti del carbonio e ghiaccio) e hanno una densità media relativamente bassa.

L'acqua, molto volatile, può condensare in ghiaccio solo alle temperature più basse, che si trovano nella parte più esterna dalla nebulosa a una distanza dal proto-Sole superiore a 5 o 6 UA. Qui si sono formate le comete che sono corpi composti prevalentemente da ghiaccio.


La terra


Nella foto sottostante è possibile vedere un'incredibile istantanea del giovane universo quando aveva appena 379.000 anni, cioè oltre 13 miliardi di anni fa, scattata dal satellite WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe), lanciato il 30 giugno 2001, che ha misurato le anisotropie di ciò che rimane della radiazione fossile dovuta al Big Bang, ovvero la radiazione cosmica di fondo. Forse quelle che vediamo in questa strabiliante immagine sono i semi delle nostre galassie...


Tettonica a zolle


http://www.youtube.com/watch?http://www.youtube.com/watch?v=O_UCGTXTYVI&feature=relatedv=O_UCGTXTYVI&feature=related


Tettonica a zolle

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