una stella e una manciata di sassi

Bode

Il Sistema solare, di cui fa parte il nostro pianeta, infatti un insieme di corpi (detti genericamente corpi celesti) diversi tra loro per natura e dimensioni, ma accomunati per l'origine e costretti a muoversi in uno spazio ben definito da reciproche forze di attrazione. La porzione di spazio entro cui tali corpi si muovono ha le dimensioni di una sfera con il diametro di circa 20.000 miliardi di km: uno spazio che pu apparire sconfinato all'esperienza comune, ma che poco pi di un punto, un minuscolo angolo verso la periferia della Galassia che, a sua volta solo una tra i miliardi di galassie che si muovono nell'Universo, separate da vastissime distese di spazio deserto, anche se non totalmente vuoto.

Il Sistema solare comprende:

* Pianeti: Mercurio, Venere, Terra, Marte, Giove, Saturno, Urano e Nettuno;

* Pianeti nani: Ceres, Plutone ed Eris;

*Corpi minori: satelliti dei pianeti, asteroidi, meteoriti e comete;

* Il sole, una stella di modeste dimensioni.

Lo spazio tra i vari corpi celesti non completamente vuoto: vi si trova, estremamente rarefatta, la cosiddetta materia interplanetaria, formata da pulviscolo (in pratica micrometeoriti, con diametro pari a frazioni di millimetri), gas e frammenti subatomici (protoni ed elettroni liberi).Di fronte alla variet e al numero dei componenti del Sistema solare bisogna per sottolineare che quasi tutta la massa di materia complessivamente presente concentrata nel Sole, che ne comprende il 99,85% e che perci, a buon diritto, il centro dell'intero sistema.

I nove pianeti conosciuti del sistema solare

PIANETIMERCURIOVENERETERRAMARTEGIOVESATURNOURANONETTUNOPLUTONE

distanza media dal sole (UA)0,390,721,001,525,209,5419,1830,0639,44

periodo di rivoluzione intorno al Sole (anni)0,240,621,001,8811,8629,4684,01164,79247,7

massa (Terra = 1)0,060,821,000,11317,895,114,517,20,002

raggio (Terra = 1)0,380,951,000,5311,29,424,103,880,18

densit media (acqua = 1)5,45,25,53,91,30,71,31,71,8

periodo di rotazione (attorno all'asse)58,7 giorni243 giorni23,93 ore24,6 ore9,8 ore10,665 ore17,24 ore16,1 ore6,4 giorni

satelliti noti00121620+1581

I pianeti conosciuti del sistema solare sono nove.

In ordine di distanza dal Sole si succedono dapprima i pianeti cosiddetti terrestri, in quanto costituiti da materiali rocciosi:

Mercurio, che piccolo e caldo; Venere, che percorre la sua orbita di rivoluzione a una velocit estremamente bassa; dopo la Terra, Marte, che appare rosso, con due calotte polari di ghiaccio molto ben distinguibili.

Seguono quindi i pianeti cosiddetti giovani, in quanto pi simili a Giove per composizione:

Giove, il pi grande del sistema solare, con un volume pari a 1400 volte quello della Terra;

Saturno, contornato da un sistema di anelli e da pi di 20 satelliti;

Urano e Nettuno, che appaiono di colore verde-azzurro per il metano presente nella loro atmosfera; Plutone, di cui si sa poco, compie la sua orbita di rivoluzione a una distanza media di 5,9 miliardi di km, in 247,7 anni.

Asteroidi

Viene definito pianeta ogni corpo freddo o inerte (ossia non dotato di luce propria) che percorra un'orbita direttamente intorno al Sole. Sotto questa definizione rientrano oltre ai nove pianeti, anche un gran numero di corpi celesti pi piccoli che percorrono orbite proprie attorno al Sole e possiedono caratteristiche fisiche analoghe ai maggiori. Tali corpi sono chiamati asteroidi o pianetini, per le loro dimensioni assai ridotte rispetto alle normali masse astronomiche. Essi sono raggruppati principalmente nello spazio compreso tra Marte e Giove. Stando a calcoli approssimativi, gli astronomi sono propensi a credere che esistano circa 40.000 asteroidi in circolazione nello spazio. Alcuni di questi percorrono la loro orbita a breve distanza dal nostro pianeta, rischiando talvolta di immettersi in rotta di collisione.

Attualmente sono circa 5000 i pianetini di cui si conoscono le orbite e le dimensioni. Si tratta in genere di corpi molto piccoli, con un diametro che varia dai 1003 km di Cerere alle poche decine di chilometri di altri (Eros per esempio ha un diametro di 23 km). La loro forma estremamente irregolare. Sono privi di atmosfera e hanno una temperatura superficiale di 70 C sotto zero. I loro periodi di rotazione variano dalle 17 alle 4 ore; ruotano attorno al Sole a una distanza che va dai 375 ai 450 milioni di km, con periodi di rivoluzione che si aggirano intorno ai 6 e ai 4 anni. Le loro orbite, pressoch circolari, sono quasi tutte contenute nel piano dell'eclittica ed essi le percorrono in senso antiorario, come i pianeti maggiori.

Meteoriti

Si definisce meteora ogni corpo celeste che, provenendo dallo spazio, si incendia al contatto con l'atmosfera terrestre, consumandosi completamente prima di raggiungere il suolo. Si chiama invece meteorite ogni corpo celeste di eguale provenienza, che, pur incontrando la nostra atmosfera, si incendi e si consumi in gran parte ma non completamente, riuscendo in tal modo a toccare il suolo terrestre. Quelle che comunemente si dicono stelle cadenti sono in realt meteore; i corpi o le piogge litiche sono invece meteoriti.

Tale fenomeno di origine celeste era noto agli antichi. Lo storico latino Plinio narra che nel V secolo a.C. cadde sugli argini dell'Egospotami un corpo del tutto identico a una stella e grande come un carro. Lo stupore di fronte a tali prodigiosi eventi si accompagnava al terrore per l'ignota provenienza dei corpi, suscitando la convinzione che si trattasse di imperscrutabili segni della volont di un dio. Nell'antichissima Efeso, cos come nei templi di molte altre citt greche e romane, erano custodite e venerate pietre cadute dal cielo. Alla Mecca, in Arabia, uno di questi corpi, la cosiddetta Pietra Nera, custodito da tempi immemorabili in un santuario apposito dove stato un tempo oggetto di venerazione da parte delle popolazioni indigene politeiste, e ancora oggi dei musulmani. Piogge di pietre di analoga natura sono state registrate durante il Medioevo in Sassonia, nell'823, e a Narni, in Umbria, nel 921.

In et moderna questi fenomeni hanno avuto luogo a Ensishein, in Alsazia, nel 1492 e soprattutto ad Aigle, in Francia, il 26 aprile 1803. Le cronache riportano la descrizione di questi fenomeni con estrema precisione e dovizia di particolari: si parla di una nube di fuoco comparsa all'improvviso nel cielo, che si dissolve con forti detonazioni, provocando una pioggia di 30.000 pietre, ciascuna delle quali pesa diversi chili. Altrettanto famose furono le piogge di Stannern, nel Tirolo austriaco, e di Butsura, in India, nel XIX secolo. Talvolta sul suolo terrestre sono giunti massi di proporzioni considerevoli, come quello precipitato a Meissen, in Germania, nel 1664 e quello di circa 2 q caduto nei pressi di Brescia nel 1883.

L'impatto dei meteoriti di grandi dimensioni con il suolo terrestre crea enormi crateri, che per, con il passare del tempo e a causa dei mutamenti della stessa superficie, appaiono come dei normali avvallamenti del terreno. quindi assai difficile individuarne l'origine meteoritica. Il cratere pi famoso quello dell'Arizona, Caon Diablo, del diametro di 1500 m e della profondit di 200 m. Poich nelle vicinanze sono stati rinvenuti alcuni frammenti meteorici (di ferro, nichel, platino), si supposto che questo cratere sia stato prodotto dalla caduta, risalente a un'epoca compresa tra 20.000 e 25.000 anni or sono, di un gigantesco bolide. Nel violentissimo urto contro il suolo il bolide si spaccato in diverse parti, alcune delle quali sono arrivate a toccare addirittura i 600 m di profondit. Un altro bolide, sulla cui natura ancora molti scienziati discutono, caduto il 30 giugno 1908 lungo il corso del fiume Tunguska, in Siberia. La sua esplosione provoc un frastuono tale da essere udito a centinaia di chilometri e uno spostamento d'aria talmente violento da abbattere alberi a distanze lontane. Vi furono persino due vittime. Nel 1960 un'indagine condotta dall'Accademia Sovietica delle Scienze port a concludere che il disastro non era stato affatto causato dall'esplosione di un meteorite, bens dall'urto frontale con la testa di una piccola cometa, del probabile diametro di alcuni chilometri e del peso di circa 1 milione di tonnellate.

Comete

Le comete sono corpi celesti costituiti dalla stessa materia di cui sono composti tutti gli altri corpi dell'universo. Quindi esse non possono provocare catastrofi cosmiche. Il loro movimento nello spazio regolato dalle leggi della meccanica celeste.

Il nome cometa deriva dal latino coma ("capigliatura") ed dovuto all'alone luminoso che costituisce la pi vistosa caratteristica di questi corpi celesti e suggerisce appunto l'immagine di una chioma fluente. In ciascuna cometa si pu distinguere un nucleo, che si presenta come un punto particolarmente luminoso ed avvolto in un viluppo di vapori detto, appunto, chioma. Queste due parti, il nucleo e la chioma, costituiscono la testa della cometa. Mentre la parte pi imponente, la coda, composta di sostanze estremamente rarefatte, costituisce la parte allungata del corpo celeste.

La cometa pi famosa, perch stata la prima di cui sono state determinate le leggi del movimento e le successive apparizioni, la cometa di Halley, cos denominata in onore dello scienziato inglese Edmund Halley, che ne calcol l'orbita. Halley era grande amico e collaboratore di Newton. Studiando il comportamento di alcune comete, volle applicare a esse la teoria newtoniana della gravitazione universale. Egli era convinto che le tre comete avvistate negli anni 1531, 1607 e 1682 fossero in realt la medesima. Halley calcol che tale cometa descriveva una rivoluzione intorno al Sole ogni 75 anni circa, predicendo la sua successiva riapparizione alla fine del 1758. Due astronomi e matematici del tempo, Alexis-Claude Clairaut e Joseph-Jrome Lalande, riuscirono per mezzo di calcoli a determinare esattamente la data dell'appuntamento, con l'approssimazione di un mese. Infatti, il 12 marzo 1759 la cometa pass puntualmente al perielio (distanza minima dal Sole), confermando le previsioni. Da quel momento le misteriose "stelle con la coda" furono assoggettate al calcolo, perdendo buona parte del loro fascino leggendario. L'ultima volta che la cometa di Halley riapparsa nel cielo stato nell'ottobre 1986.

La Via Lattea

.Osservando il cielo si pu scorgere una fascia luminosa ad anello che solca la volta celeste come un sentiero lattiginoso. Questa sorta di sentiero biancastro appunto quello che sin da tempi antichi si definisce Via Lattea (da "latte", il colore caratteristico della galassia). La Via Lattea si presenta come un debole chiarore che disegna tra le stelle una curva sinuosa. Sulla natura di questa tenue luminosit si era espresso gi il filosofo greco Democrito, il quale aveva intuito la verit dichiarando che la soffusa luce della Via Lattea doveva essere causata da grandi ammassi di stelle vicinissime tra loro e troppo piccole perch l'occhio umano potesse raggiungerle. La prova sperimentale di questo fatto si ebbe solo dopo l'invenzione del cannocchiale a opera di Galilei. Infatti se si punta il cannocchiale o il telescopio su una qualunque zona della Via Lattea, quello che si vede uno straordinario formicolio di stelle.

Il primo a studiare in modo sistematico la Via Lattea fu l'astronomo inglese di origine tedesca William Herschel (1738-1822). Questi, in una superficie circolare ampia 5 gradi, situata nei pressi della costellazione del Cigno, riusc a contare pi di 320.000 stelle. Oggi, grazie ai moderni telescopi e alla fotografia a esposizione prolungata, possibile vederne decine e decine di milioni.

Herschel per primo diede una spiegazione scientifica dell'apparente affollarsi delle stelle nella Via Lattea. Egli infatti not che sulla sfera celeste la Via Lattea materializza una sorta di cerchio massimo, come un equatore che divide la grande sfera in due parti eguali. Di queste due semisfere celesti Herschel individu i punti centrali, considerandoli come i poli di un gigantesco globo celeste. Assunto quindi provvisoriamente questo sistema di riferimento, cominci a esplorare con il telescopio la volta stellata, passando gradatamente da un Polo all'altro. Si accorse cos che la concentrazione delle stelle, invariabilmente massima in corrispondenza della Via Lattea, decresceva abbastanza rapidamente in direzione dei suoi poli, in cui assumeva il valore minimo.

La Via Lattea costituirebbe una sorta di universo-isola sospesa nel vuoto degli spazi siderali, al quale stato attribuito il nome di galassia. In seguito questo termine stato dato anche a tutti i sistemi stellari analoghi alla Via Lattea.

In prossimit del nucleo stata rilevata la presenza di un numero imprecisato di nebulose giganti, disposte a forma di anello. Rilevamenti radio e a raggi X hanno messo in luce l'esistenza di un altro anello attorno al nucleo galattico, composto da gas ad alta temperatura e da stelle di recente formazione. Pi al centro infine stato registrato un grandissimo numero di stelle, ed proprio questo il punto di massima concentrazione. L'elemento che pi di tutti suscita meraviglia e interesse da parte degli astronomi tuttavia un oggetto, situato a brevissima distanza dal nucleo, dalle spaventose dimensioni di 5 milioni di masse solari. Molteplici e varie sono le ipotesi degli scienziati in proposito, ma molti di loro sono convinti si tratti di un buco nero. L'interno del nucleo costituito da nubi di gas misti a polveri e da diversi ammassi stellari.

Il Sole

Fin dall'antichit il Sole stato considerato dall'uomo come un'entit dal significato speciale. Molte culture antiche lo adoravano e ne riconoscevano l'importanza nel ciclo della vita.

Il Sole venne studiato con rigore soltanto dopo la scoperta delle macchie solari. Gli astronomi cinesi avevano osservato le macchie a occhio nudo fin dal 200 a.C., ma lo studio sistematico di questi fenomeni inizi solo nel 1611 con l'opera di Galileo. Grazie anche all'invenzione del telescopio, si deline in quegli anni un approccio molto pi approfondito allo studio del Sole, che da allora venne considerato un corpo in continua e costante evoluzione, del quale si potevano comprendere scientificamente sia le propriet sia le frequenti modificazioni.

Il passo successivo risale al 1814, con l'utilizzo dello spettroscopio da parte del fisico tedesco Joseph von Fraunhofer: malgrado lo spettro solare fosse gi stato osservato nel 1666 da Isaac Newton, l'accuratezza del lavoro di Fraunhofer gett le basi per i primi studi teorici dell'atmosfera solare. Nel 1859 il fisico tedesco Gustav Kirchhoff realizz che l'assenza di radiazione di una certa lunghezza d'onda nelle righe di Fraunhofer era dovuta all'assorbimento da parte di atomi di alcuni elementi chimici presenti anche sulla Terra. Questo non solo indicava che il Sole composto di materia ordinaria, ma dimostrava anche la possibilit di ricavare dettagliate informazioni sugli oggetti celesti studiando la radiazione elettromagnetica che essi emettono. Era l'inizio dell'astrofisica.

I progressi nello studio del Sole furono conseguiti grazie alle sistematiche osservazioni di numerosi scienziati e allo sviluppo di nuovi e pi accurati strumenti, quali lo spettroeliografo, che permette lo studio del Sole a una sola lunghezza d'onda dello spettro di emissione; il coronografo, che consente lo studio della corona solare anche in assenza di eclissi; e il magnetografo, inventato nel 1948 dall'astronomo statunitense Horace Babcock, che misura l'intensit del campo magnetico sulla superficie solare. In seguito, lo sviluppo dei razzi e dei satelliti consent agli scienziati di osservare anche le radiazioni che vengono assorbite dall'atmosfera terrestre. Coronografi, telescopi e spettrografi sensibili alla radiazione ultravioletta e ai raggi X si rivelarono di fondamentale importanza per l'esplorazione dello spazio.

Nel 1908 l'astronomo George Ellery Hale scopr che le macchie solari sono sede di intensi campi magnetici. Una macchia tipica ha un campo magnetico di intensit pari a 0,25 Tesla, circa 10.000 volte pi intenso di quello terrestre. Gran parte del campo magnetico solare localizzato intorno alle macchie. La sua intensit influenza fortemente gli strati pi esterni del Sole. Ad esempio, la turbolenza su larga scala della zona convettiva spinge il campo magnetico sulla fotosfera e appena sopra di essa fino ai bordi delle celle di supergranulazione. La radiazione che proviene dallo strato appena sopra la fotosfera, detto cromosfera, mostra varie figure caratteristiche. Entro i confini dei supergranuli si innalzano getti di materia verso la cromosfera fino a un'altitudine di 4000 km in 10 minuti. Le cosiddette spicole sono causate dall'interazione tra la turbolenza e il campo magnetico ai bordi delle celle dei supergranuli.

I gas caldi che costituiscono l'atmosfera solare, detta corona, sono distribuiti in strati di densit decrescente, come illustrato dall'immagine qui a lato. Le zone blu sono quelle pi dense, quelle gialle le pi diradate. L'irregolarit delle superfici di separazione tra uno strato e l'altro dipende dal campo magnetico del Sole, che interagisce con gli elettroni e gli ioni presenti nella corona alla temperatura di circa 2,2 milioni C.

L'energia emessa dal Sole viene irradiata in modo approssimativamente costante in ogni direzione dello spazio; la fonte di questa energia nell'interno del Sole, che, come la maggior parte delle stelle, composto prevalentemente da idrogeno (il 71%) ed elio (27%) allo stato di plasma, con tracce di elementi pi pesanti. All'interno del Sole si individuato un nucleo centrale, con un raggio di circa 150.000 km, in cui la temperatura raggiunge i 16.000.000 K e la densit 150 volte quella dell'acqua. In queste condizioni, le collisioni tra i nuclei degli atomi di idrogeno innescano violente reazioni di fusione nucleare. Ogni secondo avvengono moltissime reazioni, che generano un'energia equivalente a quella rilasciata nell'esplosione di una bomba atomica di 100 miliardi di megaton.

L'atmosfera esterna del Sole, che si estende per molti raggi solari a partire dal disco, detta corona. Tutte le caratteristiche morfologiche della corona sono dovute alla presenza del campo magnetico solare. La maggior parte della corona consiste di grandi archi di gas caldo, che sono pi piccoli all'interno delle regioni attive e pi grandi tra una regione attiva e l'altra. Le forme ad arco e a cerchio sono causate dal campo magnetico.

Negli anni Quaranta si scopr che la corona molto pi calda della fotosfera.

Quest'ultima, che la superficie visibile del Sole, ha una temperatura di circa 6000 K; la cromosfera, che si estende per molte decine di migliaia di chilometri sopra la fotosfera, ha una temperatura prossima ai 30.000 K. Infine la corona, che si trova al di sopra della cromosfera fino al confine con lo spazio interplanetario, ha temperatura di oltre 1.000.000 K. Perch si mantengano queste condizioni termiche, ci deve essere un flusso diretto di energia verso di essa. Attualmente uno dei problemi maggiori dell'astrofisica solare spiegare il meccanismo per mezzo del quale tale calore raggiunge la corona.

La Luna

. Lo studio della Luna deve il suo sviluppo all'invenzione del cannocchiale da parte di Galileo. In seguito, grazia alla fotografia il suolo lunare stato osservato in tutti i suoi particolari e quindi riportato su carte assai attendibili. La superficie della Luna appare caratterizzata, come quella terrestre, da pianure intervallate da zone montuose. Le prime sono state chiamate "mari", mentre le seconde "monti". I "mari" della Luna sono grandi estensioni pianeggianti, che all'inizio furono ritenute liquide. Pi tardi per questa ipotesi fu scartata del tutto perch si scoprirono in esse degli strani corrugamenti. I "mari" della Luna si presentano di forma e grandezza variabili, con insenature, golfi, penisole e rilievi costieri del tutto simili ai rilievi terrestri. Il "mare" pi grande, il mare Imbrium o mare delle Piogge, si estende per circa 1 milione di kmq. I "monti" della Luna sono degli ammassi rocciosi dai bordi taglienti per mancanza di agenti corrosivi e alti migliaia di metri. La loro altezza viene stabilita misurando le ombre che essi producono e che, per l'assenza di atmosfera, sono assai nette. I "monti" lunari sono raccolti in catene di diversa forma e sono preponderanti nella faccia nascosta della Luna.

La distanza media tra la Terra e la Luna pari a circa 384.000 km. Un valore non molto alto, se si prendono in considerazione i grandi numeri con i quali si misurano le distanze tra il nostro pianeta e gli altri corpi celesti. Cos, a causa della sua vicinanza, la Luna ci appare molto grande, nonostante sia un astro relativamente piccolo. Il suo diametro di 3470 km (un quarto di quello terrestre); il suo volume pari a 21.990 milioni di kmc, ovvero il 2% del volume della Terra. La sua superficie di 37,960 milioni di kmq (esattamente il 7,4% di quella terrestre).

A differenza della Terra, la Luna del tutto sprovvista di atmosfera. La sua superficie quindi si riscalda e si raffredda pi velocemente di quella terrestre. Inoltre il giorno lunare dura molto di pi di quello terrestre: circa 28 giorni. Questo significa che la superficie lunare rimane esposta ininterrottamente alla luce del Sole per ben 14 giorni e si raffredda in una lunghissima notte che dura altrettanti 14 giorni.

Il suolo lunare coperto da voragini circolari che per analogia con quelle che si trovano sulla Terra sono state chiamate crateri. Data la loro grandezza si esclude che si tratti di formazioni di origine vulcanica. Si pensa invece che essi siano stati determinati dalla collisione di meteoriti o pianetini con la Luna. Sappiamo infatti che il satellite non protetto da un'atmosfera, capace di disintegrare o incendiare i corpi provenienti dallo spazio, cos al momento dell'impatto tali corpi mantengono intatta la loro enorme forza d'urto. I crateri lunari sono di forma circolare e presentano bordi in rilievo, taglienti e frastagliati. Dal bordo dei crateri e in condizioni di illuminazione solare particolare, si possono distinguere una serie di rette bianchissime, dette raggi. Si tratta di formazioni lineari, larghe circa 1 km, che si diramano a raggiera dai crateri pi importanti, attraverso la superficie, per parecchi chilometri.

Sin da tempi antichissimi molte civilt hanno suddiviso il tempo in settimane. Questa consuetudine trae le sue origini da osservazioni astronomiche. Quattro settimane corrispondono infatti a un periodo di tempo pari a un mese sinodico, detto lunazione. Di certo questo fatto deve aver attirato l'attenzione degli antichi. La lunazione suddivisa da quattro momenti caratteristici, corrispondenti ad altrettanti fenomeni celesti, detti fasi. Ogni fase determinata da una posizione caratteristica che la Luna occupa nel cielo e che determina una diversa illuminazione della faccia rivolta verso la Terra e un diverso orario di presenza della Luna al di sopra dell'orizzonte.

La Luna esercita un'influenza diretta e non trascurabile sulle vicende terrestri. Secondo alcune credenze popolari la Luna aveva persino il potere di agire sullo spirito e sulle emozioni dell'uomo, lasciandovi tracce durature. L'influenza della Luna sulla Terra si manifesta soprattutto attraverso fenomeni dovuti alla forza di attrazione. L'effetto da essi prodotto il periodico sollevamento e abbassamento delle masse terrestri alla superficie. Quando la Luna si trova allo zenit di un mare, il livello dell'acqua si innalza al di sopra della media, dando luogo al fenomeno della marea. Anche le terre emerse, pur essendo pi rigide dell'acqua dei mari, si alzano al di sopra del loro livello medio per questa medesima ragione.

Tutti questi fenomeni producono delle conseguenze notevoli. Per effetto delle maree infatti le coste dei mari sono soggette a continui processi di erosione. Il riflusso marino finisce per intasare periodicamente le foci dei fiumi, con conseguenti gravi ripercussioni sul normale regime dei fiumi stessi e dei loro affluenti. Sovente le inondazioni sono provocate dalla concomitanza della piena di un fiume con una marea particolarmente elevata che ne impedisce il naturale deflusso alla foce. L'attrazione lunare quindi in grado di alterare, anche solo per brevi intervalli di tempo, non esclusivamente la morfologia, ma anche la biologia del nostro pianeta, agendo sugli organismi viventi, sulla produttivit delle colture e sul buon andamento degli allevamenti. In ultima analisi la Luna condiziona la stessa vita dell'uomo.

L'eclissi un fenomeno che si verifica quando la luce solare che dovrebbe illuminare la Luna viene intercettata dalla Terra (eclissi di Luna) o quando la luce solare che dovrebbe colpire la Terra viene intercettata dalla Luna (eclissi di Sole). L'eclissi di Sole ha luogo solo durante la fase di Luna nuova (e quindi il satellite pu trovarsi tra il Sole e la Terra). L'eclissi di Luna si verifica solo nella fase di Luna piena (e di conseguenza la Terra pu occupare una posizione intermedia tra il Sole e la Luna). Talvolta si possono verificare delle eclissi parziali. In questo caso si effettua un occultamento parziale. Inoltre, data l'ampiezza della superficie terrestre, solitamente un'eclissi totale in una certa zona e parziale per il resto del pianeta.

Sin dalla met degli anni Sessanta, la Luna stata visitata pi volte dalle sonde spaziali americane inviate con o senza uomini a bordo. Ci ha permesso di raccogliere numerosi dati dettagliati sulla morfologia e la composizione della superficie lunare. In particolare le sonde Surveyor hanno consentito un esame iniziale del suolo lunare, mentre le missioni Apollo (tra il 1969 e il 1972) hanno portato sulla Terra molte decine di chilogrammi di materiale lunare, prelevato in zone di natura geologica diversa.

Da tempo il mondo scientifico si interroga sulle possibilit future di un soggiorno umano sulla Luna. Il satellite infatti potrebbe fungere da base di lancio per le astronavi, facilitandone enormemente il decollo, data la sua scarsa forza di gravit. Inoltre la Luna potrebbe costituire un ottimo luogo di osservazione per astronomi e astrofisici: grazie all'assenza di atmosfera e di assorbimento delle radiazioni cosmiche, telescopi e radiotelescopi opererebbero in assenza di qualsiasi interferenza. Infine il nostro satellite potrebbe diventare un laboratorio privilegiato di fisica, chimica e biologia: mancando di atmosfera e di agenti patogeni estranei, consentirebbe la realizzazione di esperimenti altrimenti non attuabili. Le difficolt di tali progetti sono enormi e al momento non se ne prevede comunque l'attuazione.

Stelle o pianeti?

Fino a qualche tempo fa, una delle convinzioni pi radicate tra gli astronomi, era che i due tipi di corpi celesti denominati stelle e pianeti fossero oggetti con caratteristiche tali da differenziarli nettamente.

Erano definite "stelle" tutti i corpi celesti a composizione gassosa nel cui interno si sviluppano reazioni nucleari con la conseguente emissione di energia elettromagnetica. I pianeti, invece, erano i corpi celesti di grandi dimensioni, gassosi o rocciosi, normalmente in orbita intorno a una stella ma incapaci di emettere alcun tipo di radiazione propria.

Queste convinzioni "hanno retto" fino a quando, guardando al di fuori del sistema solare, si sono scoperti corpi celesti che hanno un comportamento singolare: per la maggior parte della loro esistenza si comportano come pianeti, salvo iniziare a un certo punto a emettere luce proprio come una stella. Le prime conclusioni degli studi condotti su questi particolari corpi celesti risalgono agli anni '60 e alla stessa epoca risale la prima denominazione ufficiale per questa classe di oggetti cosmici: nane brune.

Uno degli aspetti pi difficoltosi stato trovare una chiave che permettesse di distinguere un pianeta gigante da una piccola nana bruna, e una piccola nana bruna da una piccola stella.

stato scelto di fare riferimento a un parametro che non legato alle dimensioni bens alla massa di questi corpi celesti, secondo la regola seguente: fino a 13 volte la massa di Giove si ha a che fare con pianeti giganti, da 14 a 70 volte la massa di Giove si in presenza di nane brune, oltre ci si trova di fronte a una vera e propria stella.

La scelta di svincolarsi dalle dimensioni stata pilotata dalla constatazione che un pianeta gigante pu avere un diametro superiore a quello di una nana bruna, perch quest'ultima, nella sua travagliata esistenza, soventemente subisce un "collasso gravitazionale" in altre parole un vero e proprio compattamento degli atomi che la compongono per le forti pressioni in gioco.

La massa, invece, presenta un riferimento inequivocabile: solo al di sopra di una massa superiore a 13 volte quelle di Giove si pu innescare la fusione nucleare del deuterio (una variet di idrogeno pesante) che d luogo all'inizio dell'emissione di radiazioni, anche nel caso in cui altri elementi presenti nel corpo celeste ne riducano gli effetti alla sola emissione di radiazioni infrarosse.

Ma come riconoscere che si tratta di una nana bruna e non di una stella?

Abbiamo gi definito la regola generale - fino a 13 volte la massa di Giove si ha a che fare con pianeti giganti, da 14 a 70 volte la massa di Giove si alla presenza di nane brune, oltre ci si trova di fronte a una vera e propria stella - vediamo ora il perch questo limite possa realmente definire la differenza tra nana bruna e stella.

Il confine fissato dal vincolo che tale massa (circa 70 volte quella di Giove) quella limite perch possa esserci una sufficiente quantit di litio, elemento che assente dalle stelle perch distrutto dalla loro temperatura, maggiore di quella che le nane brune possono raggiungere.

Ma un'altra differenza tra le stelle e le "nane brune" il loro destino.

Le prime sono destinate o a esplodere, come come supernovae, oppure a contrarsi in "nane bianche" (ministelle densissime). Le nane brune, invece, non potendo consumare tutto l'idrogeno del quale sono costituite, a causa del particolare tipo di reazione nucleare che avviene al loro interno, sono destinate a un'esistenza pressoch infinita, tanto che qualcuno in maniera un p fantasiosa le ha definite gli unici serbatoi d'idrogeno dell'universo destinati a durare per l'eternit.

La scoperta e lo studio di questi particolari corpi celesti relativamente recente, perch le nane brune sono oggetti difficilmente osservabili con le normali tecniche direttamente dalla superficie terrestre. I normali telescopi non sono sufficienti, a meno di usare la tecnica della "interferometria stellare" ossia la sovrapposizione di fasci di luce provenienti da una stessa sorgente ma raccolti da strumenti separati.

A questo scopo sono state costruite coppie di telescopi operanti in parallelo, come quelli dell'osservatorio costruito sul monte Mauna Kea delle Hawaii composto da due telescopi con specchio di 10 metri di diametro ubicati a 85 metri di distanza l'uno dall'altro.

Concludiamo la nostra carrellata sulle nane brune (corpi celesti che per le loro caratteristiche si trovano a met tra stelle e pianeti) descrivendo quale sia la teoria attualmente pi accreditata sulla loro origine e che forse consentir, quando confermata, di classificarle definitavene tra le stelle o i pianeti.

Per capire il meccanismo necessario riassumere quale sia il processo con cui si formano le stelle e i pianeti propriamente detti. Le stelle si formano per contrazione di una nube di gas e polveri che iniziando a ruotare formano un enorme disco ruotante, al cui interno si formano i pianeti per condensazione e accrescimento dei materiali contenuti nel disco stesso.

Da questa osservazione, unita a quella che non sono state osservate nane brune fra i corpi che accompagnano le stelle tradizionali, e che invece ne esistono alcune "libere" all'interno della Via Lattea, fanno propendere per una loro origine "stellare" pi che "planetaria".

Esiste comunque un'altra teoria secondo la quale le nane brune si formano anch'esse all'interno dei dischi che circondano le stelle giovani, salvo poi ad allontanarsene per l'effetto gravitazionale dovuto all'incontro con altre stelle. Per risolvere l'enigma gli astronomi hanno focalizzato la loro attenzione all'ammasso stellare del Trapezio, posto al centro della nebulosa di Orione a circa 1200 anni luce, contenente circa 1000 stelle, la maggior parte delle quali possono definirsi "neonate".

Altra particolarit di questo ammasso che contiene un altissimo numero di "nane brune". Dall'attenta osservazione delle nane brune presenti in questo ammasso si notato che anche le nane brune presenti nello stesso ammasso presentano un disco simile a quello che hanno tutte le stelle vere e proprie all'atto della loro formazione, situazione che le accomunerebbe, quindi alla categoria delle stelle pi che a quella dei pianeti.

Pianeti ipotetici

Vi sono diversi pianeti o corpi planetari la cui esistenza non scientificamente supportata. Non di meno, vi sono state nel passato o vi sono tutt'oggi credenze occasionali pseudo-scientifiche, cospirazioni o gruppi religiosi volti ad accettare tali ipotesi come scientifiche e fondate. Si distinguono dai pianeti immaginari della fantascienza per il fatto che questi gruppi credono nella loro reale esistenza. Esempi di questi pianeti ipotetici sono Antiterra, Lilith, Kolob, Nibiru e il Pianeta X.

Sitografia

http://it.wikipedia.org/wiki/Sistema_solare

http://www.ilsistemasolare.it/

http://www.castfvg.it/sistsola/pianeti/sistsol1.htm

http://www.astrosurf.com/cosmoweb/sistemasolare/

http://it.wikipedia.org/wiki/Pianeta_ipotetico

http://www.pd.astro.it/MOSTRA/NEW/A2031AST.HTM

http://www.nautica.it/info/tecnica/stellep.htm

http://www.astronomia.com/2008/04/11/riempito-il-buco-tra-stelle-e-pianeti/

http://it.wikipedia.org/wiki/Meteora

Va considerato per che quando si parla di galassia senza specificare altro, si intende far riferimento al nostro sistema in particolare.