Pianeta

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Il pianeta su cui viviamo: la Terra

Un pianeta è un corpo celeste che orbita attorno ad una stella (ma che non produce energia tramite fusione nucleare, ovvero non è esso stesso una stella), la cui massa è sufficiente a conferirgli una forma sferoidale e la cui fascia orbitale è priva di eventuali corpi di dimensioni confrontabili o superiori.

Tale definizione è entrata ufficialmente nella nomenclatura astronomica il 24 agosto 2006, con la sua promulgazione ufficiale da parte dell'Unione Astronomica Internazionale. In precedenza non esisteva una definizione precisa, ma un'atavica indicazione (derivante dall'antica Astronomia greca) per cui si considerava pianeta qualunque corpo celeste, dotato di massa significativa, che si muovesse su orbite fisse.

Indice

[modifica] Origine ed evoluzione del termine

Exquisite-kfind.png Per approfondire, vedi la voce Definizione di pianeta.

Nell'antichità, come rivela l'etimologia del termine pianeta (vagabondo, in lingua greca), venivano considerati tali tutti gli astri che si spostavano nel cielo notturno rispetto allo sfondo delle stelle fisse, ovvero la Luna, il Sole, Mercurio, Venere, Marte, Giove e Saturno, escluse le comete che venivano considerate fenomeni atmosferici. A loro si riferisce la scansione del tempo in settimane e, ad esempio, la presenza di sette bracci nella Menorah. Nel XVI secolo, con l'introduzione del sistema eliocentrico, divenne chiaro che Luna e Sole non condividevano in realtà la natura fisica e le caratteristiche orbitali proprie degli altri pianeti, e, al contrario, la Terra stessa doveva essere annoverata nella lista. Nel 1781 venne scoperto il primo pianeta che non era noto agli astronomi greci: si trattava di Urano. Nei successivi 150 anni sarebbero stati individuati, in successione, altri due pianeti, Nettuno e Plutone. Quest'ultimo è stato considerato pianeta dal 1930 al 2006, per essere poi declassato a pianeta nano.

A partire dal 1801, inoltre, vennero progressivamente scoperti oltre centomila corpi di dimensioni subplanetarie orbitanti attorno al Sole principalmente nella regione di spazio compresa fra l'orbita marziana e quella gioviana (la cosiddetta fascia principale); sebbene in un primo tempo designati come pianeti, questi corpi, in virtù del loro numero sempre crescente, vennero presto definiti come una classe di oggetti a sé, gli asteroidi. Fra di essi, solo poche decine sono caratterizzati da una forma approssimativamente sferica.

[modifica] La promulgazione della nuova definizione

Lo schema dei nove pianeti classici rimase inalterato fino agli anni '90 del XX secolo; alla fine del 2002, tuttavia, le moderne tecniche osservative avevano già permesso l'individuazione di oltre cento corpi di questo tipo, fra pianeti extrasolari e planetoidi ghiacciati orbitanti nelle regioni periferiche del sistema solare esterno. Nel caso di questi ultimi, in particolare, la scoperta di corpi dalle dimensioni confrontabili o addirittura superiori a quelle di Plutone (il più piccolo dei nove pianeti) ha riacceso un forte dibattito sulla necessità di promulgare una definizione precisa di pianeta.

Il problema nasceva dal fatto che la classificazione dei corpi celesti derivava in parte dall'astronomia dell'Antica Grecia, che si limitava a chiarire che un pianeta era un qualsiasi corpo celeste che si muovesse lungo orbite ("schemi") fisse. Questa descrizione era stata limata col tempo fino a quella corrente, che tuttavia peccava in vaghezza e in genericità.

L'Unione Astronomica Internazionale ha così istituito nel 2003 il Comitato per la definizione di pianeta (PDC), composto da sette esperti provenienti da tutto il mondo, con il compito di dare una definizione precisa del termine. Nel corso della ventiseiesima Assemblea Generale dell'UAI (14-25 agosto 2006) la risoluzione proposta dal comitato è stata discussa, modificata ed il 24 agosto 2006 ufficializzata.[1] Da tale data Plutone, precedentemente considerato un pianeta, è stato ridefinito, assieme ad altri corpi, come pianeta nano.

[modifica] Classificazione planetaria

I pianeti del Sistema solare, secondo la loro composizione, possono essere divisi in pianeti terrestri e pianeti gioviani.

[modifica] Pianeti terrestri

Exquisite-kfind.png Per approfondire, vedi la voce Pianeta terrestre.
La struttura interna dei pianeti rocciosi.

I pianeti di tipo terrestre sono formati principalmente da roccia. Il termine deriva direttamente dal nome del nostro pianeta, per indicare quei pianeti simili alla Terra. Essi sono caratterizzati da una temperatura superficiale relativamente alta, dovuta alla vicinanza del Sole, assenza o basso numero di satelliti naturali e, come giù menzionato, da una composizione quasi totalmente rocciosa, con un'atmosfera molto sottile se confrontata a quella dei giganti gassosi. Raggiungono dimensioni relativamente piccole (meno di 15.000 chilometri di diametro).

Nel nostro Sistema solare essi sono 4:

Mercurio

Venere

Terra

Marte

[modifica] Pianeti gioviani

Exquisite-kfind.png Per approfondire, vedi la voce Gigante gassoso.
La struttura interna dei pianeti gioviani.

I pianeti di tipo gioviano sono formati principalmente da gas e sono comunemente chiamati anche giganti gassosi. Prototipo di tali pianeti è Giove. Essi sono caratterizzati da un elevato valore della massa, che consente loro di trattenere un'estesa atmosfera ricca di idrogeno ed elio, e da dimensioni notevoli. Sono accompagnati da un elevato numero di satelliti naturali e da elaborati sistemi di anelli.

Nel nostro Sistema solare essi sono 4:

Giove

Saturno

Urano

Nettuno

[modifica] Pianeti nani

Exquisite-kfind.png Per approfondire, vedi la voce Pianeta nano.

I pianeti nani sono oggetti celesti orbitanti attorno da una stella e caratterizzati da una massa sufficiente a conferire loro una forma sferoidale (avendo raggiunto la condizione di equilibrio idrostatico), ma che non sono stati in grado di "ripulire" la propria fascia orbitale da altri oggetti di dimensioni confrontabili.[2] Nonostante il nome, un pianeta nano non è necessariamente più piccolo di un pianeta. Si osservi inoltre che la classe dei pianeti è distinta da quella dei pianeti nani, e non comprende quest'ultima.
I pianeti nani riconosciuti dall'Unione Astronomica Internazionale sono 5:[3]

Pluto.jpg

Plutone

Cerere

Eris

Haumea

Makemake

[modifica] Pianetini

Immagine di 1 Ceres, il più grande asteroide della fascia principale ripresa nel corso del 2MASS dal Osservatorio di Mt. Hopkins, negli Stati Uniti.

Il termine "pianetino" e la locuzione "pianeta minore" sono solitamente utilizzate per designare gli asteroidi. Ciò deriva dal fatto che i primi quattro asteroidi scoperti - Cerere, Pallade, Giunone e Vesta -, furono in effetti considerati dei pianeti veri e propri per circa quarant'anni. Il primo a suggerire di distinguerli dai pianeti fu William Herschel, che propose il termine "asteroide", ovvero "di aspetto stellare", riferendosi al fatto che sono oggetti troppo piccoli perché possa essere risolto il loro disco e, di conseguenza, osservati con un telescopio appaiono come le stelle.

La maggior parte degli astronomi, comunque, preferì continuare ad utilizzare il termine pianeta almeno fino alla seconda metà dell'Ottocento, quando il numero degli asteroidi conosciuti superò le cento unità. Allora, diversi osservatori in Europa e negli Stati Uniti iniziarono a riferirsi loro collettivamente come a "pianeti minori",[4] espressione ancora in uso.

[modifica] Formazione di sistemi planetari

Exquisite-kfind.png Per approfondire, vedi la voce Sistema planetario.
Rappresentazione artistica di un sistema planetario in formazione.

Le teorie più accreditate ritengono che i pianeti del Sistema solare si siano formati nel collasso dello stesso disco protoplanetario che ha dato origine al Sole. I modelli di formazione planetaria prevedono che all'inizio del processo la polvere presente nel disco si sia accumulata localmente per accrezione in numerosi nuclei di dimensioni ridotte chiamati planetesimi. All'aumento nelle dimensioni è corrisposto quello nell'attrazione gravitazionale esercitata, determinando un'accelerazione del processo e il compattamento della massa accumulata, che è diventata sempre più densa. Si è giunti dunque alla formazione di alcuni protopianeti.[5] Quando alcuni protopianeti hanno raggiunto un diametro maggiore di quello della Luna, hanno inizato ad accumulare un'atmosfera, che ha aumentato grandemente il tasso di cattura dei planetesimi, per effetto della resistenza atmosferica.[6]

Quando la protostella ha raggiunto una massa sufficiente ad accendersi, diventando una stella, la rimanente polvere del disco è stata espulsa dal Sistema attravreso una molteplicità di processi, tra cui la fotoevaporazione, la resistenza di Poynting-Robertson o soffiata via dal vento solare.[7][8] Ciononostante, numerosi protopianeti hanno continuato ad orbitare attorno al Sole o l'un attorno all'altro. Col tempo, tuttavia, molti di loro sono entrati in collisione, andando a formare dei pianeti oppure rilasciando materiale che è stato assorbito da altri protopianeti o dai pianeti.[9] Gli oggetti che sono diventati sufficientemete massicci, hanno catturato la maggior parte della massa presente nella loro zona orbitale e sono diventati dei pianeti. Mentre, i protoplaneti che non sono stati inglobati nei pianeti son potuti diventare loro satelliti, in seguito ad un processo di cattura gravitazionale, o hanno mantenuto un'orbita eliosincrona raggruppati in fasce con altri oggetti simili, diventando pianeti nani o altri corpi minori.

Gli impatti con i planetesimi, così come il decadimento radiottivo dei loro costituenti, hanno riscaldato i pianeti in formazione, causandone una parziale fusione. Ciò ha permesso che il loro interno si sia differenziato conducendo alla formazione di un nucleo più denso, di un mantello e di una crosta.[10] (Vedi Differenziazione interna). Nel processo, i pianeti terrestri, più piccoli, hanno perduto la maggior parte della loro atmosfera. I gas perduti sono stati in parte reintegrati da quelli eruttati dal mantello e dagli impatti di corpi cometari.[11] (I pianeti più piccoli in seguito hanno continuano a predere la propria atmosfera attraverso vari meccanismi di fuga atmosferica.)

È importante notare che esistono sistemi planetari estremamenti diversi dal nostro Sistema solare. Sono stati scoperti, ad esempio, sistemi planetari intorno a stelle pulsar. Non ci sono ancora teorie certe sulla formazioni di questi particolari sistemi, ma si pensa che i pianeti possano essersi formati dal disco di accrescimento che le circonda. Inoltre, è stato scoperto che la metallicità - l'abbondanza di elementi più pesanti dell'elio - è un parametro importante nel determinare se una stella possegga o meno pianeti:[12] si ritiene che sia meno probabile che una stella povera di metalli, appartente alla popolazione stellare II, possa essere circondata da un sistema planetario articolato, mentre le probabilità aumentano per le stelle ricche di metalli, apparteneti alla popolazione stellare I.

[modifica] Pianeti del sistema solare

Gli otto pianeti del sistema solare.
Exquisite-kfind.png Per approfondire, vedi la voce Lista dei pianeti del sistema solare.

Gli otto pianeti che, in base alla definizione ufficiale del 24 agosto 2006, compongono il sistema solare, in ordine di distanza crescente dal Sole, sono:

  1. Mercurio (☿), senza satelliti naturali conosciuti.
  2. Venere (♀), senza satelliti naturali conosciuti.
  3. Terra (⊕), con un satellite naturale: Luna.
  4. Marte (♂), con due satelliti naturali: Phobos e Deimos.
  5. Giove (♃), con sessantatré satelliti naturali confermati.
  6. Saturno (♄), con sessanta satelliti naturali confermati.
  7. Urano (♅), con ventisette satelliti naturali confermati.
  8. Nettuno (♆), con tredici satelliti naturali confermati.

Dal 1930 al 2006 è stato considerato pianeta anche Plutone (♇), che possiede tre satelliti naturali, Caronte, Notte e Idra. Nel 2006 Plutone è stato riclassificato come pianeta nano.

Tutti i pianeti del sistema solare (eccetto la Terra) possiedono nomi derivati dalla mitologia romana; al contrario, i nomi dei principali satelliti naturali sono derivati da quelli di divinità o personaggi della mitologia greca (ad eccezione di quelli di Urano, che portano nomi di personaggi delle opere di Shakespeare).

Gli asteroidi, al contrario, possono essere battezzati, a discrezione del loro scopritore, con un nome qualunque (con l'approvazione dell'Unione Astronomica Internazionale).

Non sono ancora chiare le convenzioni di nomenclatura che verranno adottate per la categoria dei pianeti nani.

[modifica] Pianeti extrasolari

Exquisite-kfind.png Per approfondire, vedi la voce Pianeta extrasolare.
Rappresentazione artistica di Gliese 581 c

La prima scoperta confermata di un pianeta extrasolare in orbita attorno ad una stella di seguenza principale è avvenuta il 6 ottobre 1995, quando Michel Mayor e Didier Queloz dell'Università di Ginevra hanno annunciato l'individuazione di un pianeta attorno a 51 Pegasi.[13] La maggior parte dei 342 pianeti extrasolari scoperti al febbraio del 2009, hanno masse pari o superiori a quella di Giove, salvo limitate eccezioni.[14] Il motivo di questa apparente difformità con la distribuzione di masse osservata nel sistema solare è dato da un classico effetto di selezione, in virtù del quale i nostri strumenti sono capaci di vedere solo pianeti molto grandi e prossimi alla rispettiva stella madre, perché i loro effetti gravitazionali sono maggiori e più agevoli da individuare.
Tra le eccezioni più rilevanti ci sono tre pianeti orbitanti la pulsar PSR B1257+12, il resto di un'esplosione di supernova.[15] Sono stati individuati, inoltre, circa una dozzina di esopianeti con masse comprese tra le 10 e le 20 masse terrestri (confrontabili dunque con la massa di Nettuno - pari a 17 masse terrestri),[14] come quelli che orbitano intorno alle stelle μ Arae, 55 Cancri e GJ 436,[16] a cui a volte ci si riferisce chiamandoli appunto "pianeti nettuniani".[17] Infine, al settembre 2009 sono stati individuati sei pianeti per i quali è stata creata una nuova categoria, che raccoglie i pianeti rocciosi che hanno una massa superiore a quella della Terra, ma inferiore a quella di Urano e Nettuno ed indicati come "Super Terre": Gliese 876 d, con una massa pari a circa 6 masse terrestri,[18] OGLE-2005-BLG-390Lb e MOA-2007-BLG-192Lb, mondi glaciali scoperti attraverso l'effetto delle microlenti gravitazionali,[19][20] COROT-Exo-7b, un pianeta con un diametro stimato in circa 1,7 volte quello della Terra (il piccolo pianeta roccioso finora individuato), ma che orbita attorno alla sua stella alla distanza di 0,02 UA e ciò determina che sulla sua superficie si raggiungano temperature di 1.000-1.500 °C[21] e due pianeti in orbita attorno ad una vicina nana rossa, Gliese 581. Gliese 581 d ha una massa pari a circa 7,7 volte quella della Terra,[22] mentre Gliese 581 c è cinque volte la Terra ed al momento della sua scoperta si pensò che fosse il primo pianeta terrestre extrasolare scoperto in prossimità della zona abitabile di una stella.[23] Tuttavia, studi più approfonditi hanno rivelato che il pianeta è leggermente troppo vicino alla sua stella per essere abitabile mentre il pianeta successivo nello stesso sistema, Gliese 581 d, sebbene sia molto più freddo della Terra, potrebbe essere abitabile, se la sua atmosfera contenesse una quantità sufficiante di gas serra.[24]

È probabile che alcuni pianeti fin qui scoperti non siano molto simili ai giganti gassosi del Sistema solare, perché ricevono un quantitativo di radiazione stellare molto superiore rispetto ad essi, dal momento che presentano orbite circolari ed estremanente vicine alle proprie stelle. Corpi di questo tipo sono noti con l'appellativo di pianeti gioviani caldi. Potrebbero esistere, inoltre, dei pianeti gioviani caldi - indicati come pianeta ctonii - che orbitano tanto vicini alla propria stella da aver perduto la propria atmosfera, soffiata via dalla radiazione stellare. Sebbene siano stati individuati processi di dissoluzione dell'atmosfera su numerosi pianeti gioviani caldi,[25] al 2009 non è stato individuato alcun pianeta che possa essere qualificato come ctonio.[26]

L'individuazione di un numero maggiore di pianeti extrasolari e una loro migliore caratterizzazione richiede una nuova generazione di strumenti, compresa la costruzione di nuovi telescopi spaziali. COROT del CNES, in collaborazione con l'Agenzia Spaziale Europea, e Kepler della NASA sono le principali missioni spaziali attualmente operative volte all'individuazione dei pianeti extrasolari. Dalle principali agenzie spaziali sono stati avanzati diversi proggetti che prevedono la creazione di una rete di telescopi spaziali per l'inidividuazione di pianeti delle dimensioni della Terra,[27] tuttavia il loro finanziamento rimane ancora incerto. La probabilità dell'occorrenza dei pianeti terrestri è una delle variabili dell'equazione di Drake, che cerca di stimare il numero di civiltà extraterrestri intelligenti presenti nella nostra Galassia.[28]

[modifica] Pianeti interstellari

La sub-nana bruna Cha 110913-773444 (al centro) paragonata al Sole ed a Giove
Exquisite-kfind.png Per approfondire, vedi le voci Pianeta interstellare e Sub-nana bruna.

Un pianeta interstellare è un corpo celeste avente una massa equivalente a quella di un pianeta, ma non legato gravitazionalmente a nessuna stella: questi corpi celesti si muovono dunque nello spazio interstellare come oggetti indipendenti da qualsiasi sistema planetario, il che giustifica l'appellativo di pianeta orfano attribuito a volte, in maniera alternativa, a questo tipo di oggetti.

Sebbene siano state annunciate diverse scoperte di questi oggetti, nessuna di esse è stata finora confermata.[29] La comunità scientifica, inoltre, dibatte sull'opportunità di considerarli o meno pianeti. Alcuni astronomi hanno suggerito infatti di considerarli sub-nane brune,[30] dove la differenza principale tra i due oggetti deriverebbe dal processo che ha condotto alla loro formazione. Una sub-nana bruna si forma dalla contrazione di una nube di gas e polveri, con un processo simile a quello che conduce alla formazione di una stella;[31] un pianeta, invece, dall'accrezione di gas e polveri all'interno del disco di accrescimento che circonda una stella,[32] con un processo analogo a quello che abbiamo descritto precedentemente (vedi Formazione di sistemi planetari). In seguito, il pianeta verrebbe espulso nello spazio interstellare in seguito ad instabilità dinamiche proprie dei sistemi planetari, come è stato suggerito da diverse simulazioni numeriche.[33]

L'Unione Astronomica Internazionale non è entrata nel merito della diatriba, salvo indicare, in una dichiarazione del 2003, che gli oggetti vaganti in giovani ammassi stellari con valori della massa inferiori al valore della massa limite per la fusione termonucleare del deuterio non sono "pianeti", ma sono "sub-nane brune" (o qualunque altro nome sarà ritenuto appropriato).[34] Va notato come la definizione data si riferisca espressamente a oggetti vaganti in giovani ammassi stellari.

[modifica] Pianeti ipotetici

Exquisite-kfind.png Per approfondire, vedi la voce Pianeta ipotetico.

Un pianeta ipotetico è un pianeta o corpo planetario la cui esistenza è ritenuta possibile, ma non vi sono prove al riguardo.

Vi sono diversi pianeti o corpi planetari la cui esistenza non è scientificamente supportata. Non di meno, vi sono state nel passato o vi sono tutt'oggi credenze occasionali pseudoscientifiche, 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 e il Pianeta X.

[modifica] Pianeti immaginari

Exquisite-kfind.png Per approfondire, vedi la voce Pianeti immaginari.
Rappresentazione artistica di Marte in seguito ad un processo di terraformazione.

Per pianeti immaginari si intendono tutti i luoghi genericamente abitabili di carattere astronomico, completamente inventati o ridescritti immaginariamente a partire da quelli realmente esistenti che si trovano in opere letterarie, cinematografiche e d'animazione. Non costituiscono quindi un pianeta ipotetico, perché i lettori non credono nella loro reale esistenza.

L'esplorazione di altri pianeti è un tema costante della fantascienza, specie in relazione al contatto con forme di vita aliene. Durante le prime fasi dello sviluppo della fantascienza, Marte rappresentò il pianeta più frequentemente utilizzato e romanzato del nostro sistema solare; le sue condizioni in superficie erano ritenute le più favorevoli alla vita.

Gli scrittori nelle loro opere hanno creato migliaia di pianeti immaginari. La maggior parte di questi sono quasi indistinguibili dalla Terra. In questi mondi, le differenze rispetto alla Terra sono prevalentemente di tipo sociale; altri tipici esempi sono i pianeti prigione, le culture primitive, gli estremismi politici e religiosi, e così via.

Pianeti più insoliti dal punto di vista fisico si possono invece trovare nelle opere di fantascienza hard o classica; tipici esempi sono quelli che presentano su gran parte della loro superficie un unico ambiente climatico, ad esempio i pianeti desertici, i mondi acquatici, artici o interamente ricoperti da foreste.

Alcuni scrittori, scienziati e artisti hanno poi speculato riguardo a mondi artificiali o pianeti-equivalenti.

Alcune delle più celebri serie televisive fantascientifiche, come Star Trek e Stargate SG-1, sono basate sulla scoperta e sull'esplorazione di nuovi pianeti e di civiltà aliene.

[modifica] Attributi

Anche se ogni pianeta ha caratteristiche fisiche differenti, esistono un discreto numero di fattori che questi hanno in comune. Alcune di queste caratteristiche, come gli anelli o i satelliti naturali, sono stati osservati solo nei pianeti del sistema solare, mentre altri fattori sono comuni anche ai pianeti extrasolari.

[modifica] Caratteristiche dinamiche

[modifica] Orbita

Exquisite-kfind.png Per approfondire, vedi la voce Leggi di Keplero.
Parametri caratteristici di un'orbita ellittica.

L'orbita percorsa da un pianeta attorno al Sole è descritta dalle leggi di Keplero. I pianeti orbitano su orbite ellittiche, di cui il Sole occupa uno dei fuochi. Nel Sistema solare tutti i pianeti ruotano intorno al Sole nella stessa direzione in cui il Sole ruota (quindi in senso anti-orario se visto dal polo nord del Sole). Almeno un pianeta extrasolare, WASP-17b, è stato scoperto orbitare nella direzione opposta a quella in cui ruota la stella.[35]

Il periodo di una rivoluzione del pianeta intorno la stella è conosciuto come periodo siderale o anno.[36] La massima distanza tra il pianeta ed il centro dell'orbita è detta semiasse maggiore. L'anno di un pianeta dipende dal valore del semiasse maggiore dell'orbita che esso percorre: più è grande, maggiore è la distanza che deve percorrere il pianeta lungo la propria orbita e con minor velocità perché meno attratto dalla gravità della stella. La distanza tra il pianeta è la stella varia nel corso del periodo siderale. Il punto in cui il pianeta è più vicino alla stella viene chiamato periastro (perielio nel Sistema solare), mentre il punto più lontano è chiamato apoastro (afelio nel Sistema solare).[37] Al periastro la velocità del pianeta è massima, convertendo l'energia gravitazionale in energia cinetica; all'apoastro, invece, la velocità assume il suo valore minimo.[38][39]

L'orbita di Nettuno comparata a quella di Plutone. Notare l'elongazione dell'orbita di Plutone in relazione con l'eccentricità di Nettuno, come anche il suo largo angolo sull'eclittica (inclinazione orbitale).

L'orbita di ogni pianeta è descritta attraverso sei parametri orbitali: il semiasse maggiore; l'eccentricità, l'inclinazione orbitale, l'ascensione retta del nodo ascendente, l'argomento del perielio e l'anomalia vera.[39] L'eccentricità descrive la forma dell'orbita; le orbite caratterizzate da una piccola eccentricità sono più circolari,[40] mentre quelle con eccentricità maggiori sono più ellittiche. I pianeti del Sistema solare percorrono orbite con basse eccentricità e pertanto quasi circolari.[36] Le comete e gli oggetti della fascia di Kuiper (così come alcuni pianeti extrasolari) hanno orbite molto eccentriche e quindi particolarmente allungate.[41][42]

L'inclinazione e l'ascensione retta del nodo ascendente sono due parametri angolari che individuano la disposizione del piano orbitale nello spazio. L'inclinazione è misurata rispetto al piano dell'orbita della Terra (piano dell'eclittica) per i pianeti del Sistema solare, mentre per i pianeti extrasolari si usa il piano di vista dell'osservatore da Terra.[43] Gli otto pianeti del Sistema solare giacciono molto vicini al piano dell'eclittica; le comete e gli oggetti della fascia di Kuiper, tra cui Plutone, invece possono discostarsene grandemente.[44]

I punti in cui il pianeta attraversa il piano dell'eclittica sono detti nodi, ascendente o discendente in base alla direzione del moto.[36] L'ascensione retta del nodo ascendente è misurata rispetto ad una direzione di riferimento individuata nel Sistema solare dal punto d'Ariete.[45] L'argomento del pericentro specifica l'orientazione dell'orbita all'interno del piano orbitale, mentre l'anomalia vera la posizione dell'oggetto sull'orbita in funzione del tempo.[36] A questi parametri possono essere affiancati o sostituiti degli altri che sono una loro rielaborazione, come il tempo di passaggio al perielio, equivalente nella meccanica kepleriana all'indicazione dell'argomento del pericentro o il periodo orbitale, equivalente all'asse maggiore per la terza legge di Keplero.

[modifica] Rotazione

Simulazione della rotazione della Terra.

I pianeti ruotano attorno ad assi invisibili che passano per i loro centri. Il periodo di rotazione di un pianeta è conosciuto come il suo giorno. La maggior parte dei pianeti del Sistema solare ruotano nello stesso verso in cui orbitano attorno al Sole, ovvero in verso antiorario se guardati dal polo nord celeste. Le uniche eccezioni sono Venere[46] ed Urano[47] che ruotano in verso orario (sebbene a causa dell'estrema inclinazione dell'asse di Urano esistono due convenzioni che si differenziano nel polo che scelgono come nord e, di conseguenza, nel indicare come oraria o antioraria la rotazione attorno a tale polo,[48] la rotazione di Urano è retrograda rispetto alla sua orbita, indipendentemente dalla convenzione adottata.) C'è una grande variabilità tra i pianeti nella durata del giorno, con Venere che completa una rotazione in 243 giorni terrestri ed i giganti gassosi che la completano in poche ore.[49] Non sono noti i periodi di rotazione dei pianeti extrasolari finora scoperti; la loro prossimità alle stelle cui orbitano attorno, tuttavia, suggerisce che i pianeti gioviani caldi siano in rotazione sincrona (ovvero, il loro periodo di rotazione è uguale al periodo di rivoluzione). Di conseguenza essi mostrano sempre la stessa faccia alla stella intorno cui orbitano e mentre su un emisfero è perpetuamente giorno, sull'altro è perpetuamente notte.[50]

[modifica] Inclinazione assiale

Inclinazioni dell'asse della Terra è di circa 23°.

L'asse intorno a cui ruota il pianeta può essere - ed in genere è - inclinato rispetto al piano orbitale. Ciò determina che vari nel corso dell'anno il quantitativo di luce che ogni emisfero riceve dalla stella: quando l'emisfero settentrionale è diretto verso di essa e riceve maggiore illuminazione, quello meridionale si trova nella condizione opposta, e viceversa. È l'inclinazione dell'asse di rotazione quindi a comportare l'esistenza delle stagioni ed i cambiamenti climatici annuali ad esse associate.
I momenti in cui la stella illumina la superficie massima o minima di un emisfero sono detti solstizi. Ve ne sono due nel corso dell'orbita (dunque due all'anno) e ad essi corrisponde la durata massima (solstizio d'estate) e minima (solstizio d'inverno) del giorno. I momenti in cui il pianeta transita per le due intersezione tra la propria orbita ed il proprio piano equatoriale sono detti equinozi. Agli equinozi la durata del giorno eguaglia la durata della notte (e la superficie illuminata si divide equamente tra i due emisferi geografici).

Tra i pianeti del Sistema solare, la Terra, Marte, Saturno e Nettuno possiedono valori dell'inclinazione dell'asse di rotazione prossimi ai 25°. Mercurio, Venere e Giove ruotano attorno ad assi inclinati di pochi gradi rispetto ai rispettivi piani orbitali e le variazioni stagionali sono minime. Urano, invece, possiede l'inclinazione assiale maggiore, pari a circa 98° e ruota praticamente su un fianco. I suoi emisferi in prossimità dei solstizi sono quasi perennemente illuminati o perennemente in ombra.[51] La durata delle stagioni è determinata dalla dimensione dell'orbita: su Venere durano circa 55-58 giorni,[52] sulla Terra 90-93 giorni, su Marte sei mesi,[53] su Nettuno quarant'anni.[51]

Le inclinazioni assiali dei pianeti extrasolari non sono state determinate con certezza. Gli studiosi ritengono che la maggior parte dei pianeti gioviani caldi possegga inclinazioni assiali nulle o quasi, in conseguenza della prossimità alla loro stella.[54]

[modifica] Dominanza orbitale

Exquisite-kfind.png Per approfondire, vedi la voce Dominanza orbitale.

La caratteristica dinamica che definisce un pianeta è la dominanza orbitale. Un pianeta è gravitazionalmente dominante, o avrà ripulito le proprie vicinanze orbitali (riportando le parole utilizzate nella definizione di pianeta approvata dall'Unione Astronomica Internazionale),[2] se nella propria zona orbitale non orbiteranno altri corpi di dimensioni comparabili a quelle del pianeta che non siano o suoi satelliti o comunque ad esso gravitazionalmente legati. Questa caratteristica consente di distinguere i pianeti dai pianeti nani.[2] Sebbene questo criterio ad oggi è applicato soltanto al Sistema solare, sono stati scoperti diversi sistemi planetari extrasolari in formazione in cui si osserva aver luogo il processo che condurrà alla formazione di pianeti gravitazionalmente dominanti.[55]

[modifica] Caratteristiche fisiche

[modifica] Massa

La principale caratteristica fisica che consente di identificare un pianeta è la sua massa. Un pianeta deve possedere una massa sufficientemente elevata affinché la propria gravità domini sulle forze elettromagnetiche, presentandosi in uno stato di equilibrio idrostatico. Più semplicemente ciò significa che tutti i pianeti sono sferici o sferoidali. Infatti, un corpo celeste può assumere una forma irregolare se possiede una massa inferiore ad un valore limite, funzione della propria composizione chimica; superato tale valore, però, si innesca un processo di collasso gravitazionale che lo conduce, con tempi più o meno lunghi, ad assumere una forma sferica.[56]

La massa è anche il principale attributo che consente di distinguere un pianeta da una stella. Il limite superiore per la massa di un corpo planetario è di circa 13 massa gioviane, oltre il quale nel nucleo del corpo celeste sono raggiunte le condizioni adatte per la fusione nucleare e si parla più correttamente di una nana bruna. A parte il Sole, nel Sistema solare non esiste alcun altro oggetto con una massa oltre tale valore; tuttavia sono stati scoperti numerosi oggetti extra-solari con masse che si avvicinano inferiormente a tale valore e che possono essere definiti pertanto pianeti. L'Extrasolar Planets Encyclopedia (Enciclopedia dei pianeti extrasolari) ne riporta una lista, che comprende HD 38529 c, AB Pictoris b, HD 162020 b, e HD 13189 b.[14]

Il più piccolo pianeta conosciuto, escludendo pianeti nani e satelliti, è PSR B1257+12 a, uno dei primi pianeti extrasolari scoperti, individuato nel 1992 in orbita intorno ad una pulsar. La sua massa è circa la metà di quella del pianeta Mercurio.[14]

[modifica] Differenziazione interna

Exquisite-kfind.png Per approfondire, vedi la voce Differenziazione planetaria.
Illustrazione della struttura interna di Giove, suddivisa in un nucleo roccioso sovrastato da uno strato profondo di idrogeno metallico.

Ogni pianeta ha iniziato la propria esistenza in uno stato fluido; nelle fasi iniziali della sua formazione, i materiali più densi e più pesanti sono affondati verso il centro del corpo, lasciando i materiali più leggeri in prossimità della superficie. Ogni pianeta ha quindi un interno differenziato costituito da un nucleo denso circondato da un mantello, che è o è stato fluido.

I pianeti terrestri sono sigillati all'interno di una crosta dura,[57] mentre nei giganti gassosi il mantello si dissolve semplicemente nei superiori strati nuvolosi.

I pianeti terrestri posseggono nuclei di elementi ferromagnetici, quali ferro e nichel, e mantelli di silicati. Si ritiene che Giove e Saturno posseggano nuclei composti da rocce e metalli, circondati da idrogeno metallico.[58] Urano and Nettuno, più piccoli, posseggono nuclei rocciosi, circondati da mantelli composti da ghiacci d'acqua, ammoniaca, metano e di altre sostanze volatili.[59] L'azione dei fluidi all'interno dei nuclei planetari determina l'esistenza di un campo magnetico planetario.[57]

[modifica] Atmosfera

Exquisite-kfind.png Per approfondire, vedi la voce Atmosfera .
L'atmosfera terrestre.

Tutti i pianeti del Sistema solare hanno un'atmosfera perché la gravità associata alle loro grandi masse è abbastanza forte da intrappolare le particelle gassose. I giganti gassosi sono sufficientemente massicci da trattenere grandi quantitativi di gas leggeri come idrogeno ed elio, mentre i pianeti più piccoli li perdono nello spazio.[60] L'atmosfera terrestre è diversa rispetto a quelle degli altri pianeti. I processi vitali che hanno luogo sul pianeta, infatti, ne hanno alterato la composizione, arricchendola di ossigeno molecolare.[61] Mercurio è l'unico pianeta del Sistema solare che possiede un'atmosfera estremamente tenue, che è stata soffiata via per la maggior parte, sebbene non totalmente, dal vento solare.[62]

Le atmosfere planetarie ricevono energia in vario grado dal Sole e dagli strati planetari più interni. Ciò conduce alla formazione di sistemi meteorologici quali cicloni sulla Terra, tempeste di sabbia che interessano l'intero Marte, un anticiclone su Giove delle dimensioni della Terra (chiamata la Grande Macchia Rossa) e grandi buchi nell'atmosfera di Nettuno. Almeno su di un pianeta extrasolare, HD 189733 b, è stata identificata dell'attività meteorologica, è stato infatti individuata una tempesta simile alla Grande Macchia Rossa, ma due volte più ampia.[63]

È stato rivelato che alcuni pianeta gioviani caldi perdono la loro atmosfera nbello spazio a causa delle radiazioni stellari in modo molto simile a quanto accade alle code delle comete.[64][65] È stato ipotizzato che su questi pianeti si verifichi una grande escursione termica diurna e che possono pertanto svilupparsi venti supersonici tra l'emisfero illuminato e quello in ombra.[66] Osservazioni eseguite su HD 189733 b sembrano tuttavia indicare che l'emisfero buio e l'emisfero illuminato abbiano temperature molto simili, ad indicazione del fatto che l'atmosfera del pianeta ridistribuisce globalmente e con elevata efficienza l'energia ricevuta dalla stella.[63]

[modifica] Magnetosfera

Exquisite-kfind.png Per approfondire, vedi la voce Magnetosfera.
Rappresentazione schematica della magnetosfera terrestre.

Una caratteristica importante dei pianeti è l'esistenza di un momento magnetico intrinseco, che determina l'esistenza di una magnetosfera attorno ad essi. L'esistenza di un campo magnetico indica che il pianeta è ancora geologicamente attivo o, in altre parole, che al suo interno esistono ancora moti convettivi di materiali elettricamente conduttivi (che generano il campo). La presenza di un campo magnetico planetario modifica significativamente l'interazione tra il pianeta ed il vento solare; infatti attorno al pianeta si crea una cavità nel vento solare (una zona dello spazio in cui il vento solare non riesce ad entrare) chiamata magnetosfera, che può raggiungere dimensioni molto più grandi rispetto al pianeta stesso. Al contrario, pianeti che non posseggono un campo magnetico intrinseco sono circondati da piccole magnetosfere indotte dall'interazione della ionosfera con il vento solare, che non sono in grado di proteggere efficacemente il pianeta.[67]

Degli otto pianeti del Sistema solare, solo Venere e Marte mancano di un campo magnetico intrinseco;[67] mentre, ne possiede uno la più grande luna di Giove, Ganimede. Il campo magnetico intrinseco di Ganimede è diverse volte più forte di quello di Mercurio, il più debole tra quelli posseduti dai pianeti e appena sufficiente a deflettere il vento solare. Il campo magnetico planetario più forte all'interno del Sistema solare è quello di Giove (tanto da costituire una minaccia alla salute di eventuali esploratori umani delle sue lune). Le intensità dei campi magnetici degli altri giganti gassosi sono pressapoco simili a quella del campo terrestre, sebbene i loro momenti magnetici siano significativamente più grandi. I campi magnetici di Urano e Nettuno sono fortemente inclinati rispetto ai rispettivi assi di rotazione e scostati rispetto al centro del pianeta.[67]

Nel 2004 un gruppo di astronomi delle Hawaii ha osservato un pianeta extrasolare creare una macchia solare sulla superficie della stella attorno cui era in orbita, HD 179949. I ricercatori hanno ipotizzato che la magnetosfera del pianeta stesse interagendo con la magnetosfera stellare, trasferendo energia alla superficie ed incrementando localmente la già alta temperatura di 14.000 K di ulteriori 750 K.[68]

[modifica] Caratteristiche secondarie

Exquisite-kfind.png Per approfondire, vedi le voci Satellite naturale e Anello planetario.
Gli anelli di Saturno.

Diversi pianeti e pianeti nani del Sistema solare (come Nettuno e Plutone) hanno periodi orbitali che sono in risonanza l'un con l'altro o con corpi più piccoli (comune anche nei sistemi dei satelliti). Tutti i pianeti ad esclusione di Mercurio e Venere hanno satelliti naturali, chiamati comunemente "lune". La Terra ne ha una, Marte due, mentre i giganti gassosi ne hanno un elevato numero, organizzate in sistemi complessi simili a sistemi planetari. Alcune lune dei giganti gassosi hanno caratteristiche simile a quelle dei pianeti terrestri e dei pianeti nani ed alcune di esse sono state studiate come possibili dimore di forme di vita (specialmente Europa).[69][70][71]

Attorno ai quattro giganti gassosi orbitato degli anelli planetari di dimensione e complessità variabili. Gli anelli sono composti principalmente da polveri ghiacciate o silicati e possono ospitare minuscoli satelliti pastore la cui gravità ne delinea la forma e ne conserva la struttura. Sebbene l'origine degli anelli planetari non sia nota con certezza, si crede che derivino da un satellite naturale che ha sofferto un grosso impatto oppure siano il risultato piuttosto recente della disgregazione di un satellite naturale, distrutto dalla gravità del pianeta dopo aver oltrepassato il limite di Roche.[72][73]

Nessuna caratteristica secondaria è stata osservata attorno agli esopianeti fino scoperti. Tuttavia si crede che la sub-nana bruna Cha 110913-773444, classificata come un pianeta interstellare, sia circondata da un disco protoplanetario.[30]

[modifica] Note

  1. ^ Il testo completo della nuova classificazione può essere letto nella sezione: La nuova definizione di Pianeta del Sistema solare.
  2. ^ a b c (EN) «Definition of a Planet in the Solar System: Resolutions 5 and 6» (PDF), International Astronomical Union, 24-08-2006. URL consultato in data 08-09-2009.
  3. ^ Dwarf Planets and their Systems in Gazetteer of Planetary Nomenclature. US Geological Survey (USGS). URL consultato il 08-09-2009.
  4. ^ James L Hilton. (EN) When did asteroids become minor planets?. U.S. Naval Observatory. URL consultato il 21-09-2009.
  5. ^ Wetherill, G. W. (1980). Formation of the Terrestrial Planets . Annual Review of Astronomy and Astrophysics 18: 77–113  (in en). DOI:10.1146/annurev.aa.18.090180.000453. URL consultato il 28-09-2009.
  6. ^ Inaba, S., Ikoma, M. (2003). Enhanced Collisional Growth of a Protoplanet that has an Atmosphere . Astronomy and Astrophysics 410: 711–723  (in en). DOI:10.1051/0004-6361:20031248. URL consultato il 28-09-2009.
  7. ^ Diane Dutkevitch. (EN) The Evolution of Dust in the Terrestrial Planet Region of Circumstellar Disks Around Young Stars. Tesi di Dottorato (Ph. D.), Università del Massachusetts, ad Amherst, 1995. URL consultato il 28-09-2009.
  8. ^ Matsuyama, I., Johnstone, D.; Murray, N. (2005). Halting Planet Migration by Photoevaporation from the Central Source . The Astrophysical Journal 585 (2): L143–L146  (in en). DOI:10.1086/374406. URL consultato il 28-09-2009.
  9. ^ Kenyon, Scott J., Bromley, Benjamin C. (2006). Terrestrial Planet Formation. I. The Transition from Oligarchic Growth to Chaotic Growth . Astronomical Journal 131: 1837  (in en). DOI:10.1086/499807.
  10. ^ Ida, Shigeru, Nakagawa, Y.; Nakazawa, K. (1987). The Earth's core formation due to the Rayleigh-Taylor instability . Icarus 69: 239  (in en). DOI:10.1016/0019-1035(87)90103-5.
  11. ^ Kasting, James F. (1993). Earth's early atmosphere . Science 259: 920  (in en). DOI:10.1126/science.11536547. URL consultato il 28-09-2009.
  12. ^ Aguilar, D.; Pulliam, C.. (EN) Lifeless Suns Dominated The Early Universe. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (Comunicato stampa), 06-01-2004. URL consultato il 28-09-2009.
  13. ^ Mayor, M., Queloz, D. (1995). A Jupiter-mass companion to a solar-type star . Nature 378: 355-359  (in en). DOI:10.1038/378355a0. URL consultato il 21-09-2009.
  14. ^ a b c d Jean Schneider. (EN) Interactive Extra-solar Planets Catalog in The Extrasolar Planets Encyclopedia. 11-12-2006. URL consultato il 21-09-2009.
  15. ^ Kennedy. (EN) Scientists reveal smallest extra-solar planet yet found. SpaceFlight Now, 2005-02-11. URL consultato il 21-09-2009.
  16. ^ Santos, N.; Bouchy, F.; Vauclair, S.; Queloz, D.; Mayor, M.. (EN) Fourteen Times the Earth. European Southern Observatory (Comunicato stampa), 25-08-2004. URL consultato il 21-09-2009.
  17. ^ (EN) Trio of Neptunes. Astrobiology Magazine, 21-05-2006. URL consultato il 21-09-2009.
  18. ^ (EN) Star: Gliese 876 in Extrasolar planet Encyclopedia. URL consultato il 21-09-2009.
  19. ^ (EN) Small Planet Discovered Orbiting Small Star. Science Daily, 2008. URL consultato il 21-09-2009.
  20. ^ Beaulieu, J.-P., D. P. Bennett; P. Fouqué; A. Williams; et al. (26-01-2006). Discovery of a Cool Planet of 5.5 Earth Masses Through Gravitational Microlensing . Nature 439: 437–440  (in en). DOI:10.1038/nature04441. URL consultato il 21-09-2009.
  21. ^ (EN) COROT discovers smallest exoplanet yet, with a surface to walk on. ESA Portal, 03-09-2009. URL consultato il 21-09-2009.
  22. ^ (EN) Gliese 581 d in The Extrasolar Planets Encyclopedia. URL consultato il 21-09-2009.
  23. ^ (EN) New 'super-Earth' found in space. BBC News, 25-04-2007. URL consultato il 21-09-200.
  24. ^ von Bloh, W., et al. (2007). The Habitability of Super-Earths in Gliese 581 . Astronomy and Astrophysics 476 (3): 1365–1371  (in en). DOI:10.1051/0004-6361:20077939. URL consultato il 21-09-2009.
  25. ^ Vedi ad esempio HD 209458 b.
  26. ^ Lecavelier des Etangs, A., Vidal-Madjar, A.; McConnell, J. C.; Hébrard, G. (2004). Atmospheric escape from hot Jupiters . Astronomy and Astrophysics 418: L1–L4  (in en). DOI:10.1051/0004-6361:20040106. URL consultato il 28-09-2009.
  27. ^ Anthony R. Curtis. (EN) Future American and European Planet Finding Missions. Space Today Online. URL consultato il 21-09-2009.
  28. ^ Frank Drake. The Drake Equation Revisited. Astrobiology Magazine, 29-09-2003. URL consultato il 21-09-2009.
  29. ^ (EN) Rogue planet find makes astronomers ponder theory. 02-10-2000. URL consultato il 28-09-2009.
  30. ^ a b Luhman, K. L., Adame, L.; D'Alessio, P.; Calvet, N. (2005). Discovery of a Planetary-Mass Brown Dwarf with a Circumstellar Disk . Astrophysical Journal 635: L93  (in en). DOI:10.1086/498868. URL consultato il 28-09-2009.
  31. ^ (EN) Rogue planet find makes astronomers ponder theory. Reuters, 2000. URL consultato il 01-09-2008.
  32. ^ G. Wuchterl. (EN) Giant planet formation. Institut für Astronomie der Universität Wien, 2004. URL consultato il 01-09-2008.
  33. ^ Lissauer, J. J. (1987). Timescales for Planetary Accretion and the Structure of the Protoplanetary disk . Icarus 69: 249–265. DOI:10.1016/0019-1035(87)90104-7.
  34. ^ Working Group on Extrasolar Planets (WGESP) of the International Astronomical Union. Unione Astronomica Internazionale, 2003. URL consultato il 28-09-2009.
  35. ^ D. R. Anderson et al.. WASP-17b: an ultra-low density planet in a probable retrograde orbit. URL consultato il 9 Settembre 2009.
  36. ^ a b c d Charles Augustus Young, Manual of Astronomy: A Text Book, Ginn & company, 1902. 324–7
  37. ^ La distanza all'apoastro non coincide con il valore del semiasse maggiore, perché il Sole non occupa il centro dell'ellisse, ma uno dei suoi fuochi.
  38. ^ Dvorak, R.; Kurths, J.; Freistetter, F., Chaos And Stability in Planetary Systems, New York, Springer, 2005. ISBN 3-5402-8208-4
  39. ^ a b Giovanni Mengali; Alessandro A. Quarta, Fondamenti di Meccanica del Volo Spaziale, plus, Pisa University Press, 2006.
  40. ^ All'orbita circolare corrisponde eccentricità nulla.
  41. ^ Moorhead, Althea V., Adams, Fred C. (2008). Eccentricity evolution of giant planet orbits due to circumstellar disk torques . Icarus 193: 475  (in en). DOI:10.1016/j.icarus.2007.07.009.
  42. ^ (EN) Planets – Kuiper Belt Objects. The Astrophysics Spectator, 15-12-2009. URL consultato il 28-09-2009.
  43. ^ J. B. Tatum, 17. Visual binary stars in Celestial Mechanics , (in en) Sito web personale, 2007.
  44. ^ Trujillo, Chadwick A., Brown, Michael E. (2002). A Correlation between Inclination and Color in the Classical Kuiper Belt . Astrophysical Journal 566: L125  (in en). DOI:10.1086/339437. URL consultato il 28-09-2009.
  45. ^ Quando il Sole, nel suo apparente moto annuo, transita per tale punto, la Terra viene a trovarsi in corrispondenza dell'equinozio di primavera.
  46. ^ Goldstein, R. M., Carpenter, R. L. (1963). Rotation of Venus: Period Estimated from Radar Measurements . Science 139: 910  (in en). DOI:10.1126/science.139.3558.910.
  47. ^ M. J. S. Belton; Terrile R. J.. (EN) Rotational properties of Uranus and Neptune in Uranus and Neptune, pp. 327. Bergstralh, J. T., 1984. URL consultato il 17-09-2009.
  48. ^ Michael P. Borgia, The Outer Worlds; Uranus, Neptune, Pluto, and Beyond, (in en) New York, Springer, 2006. 195–206
  49. ^ Nick Strobel. (EN) Planet tables. astronomynotes.com. URL consultato il 17-09-200p.
  50. ^ Zarka, Philippe, Treumann, Rudolf A.; Ryabov, Boris P.; Ryabov, Vladimir B. (2001). Magnetically-Driven Planetary Radio Emissions and Application to Extrasolar Planets . Astrophysics & Space Science 277: 293  (in en). DOI:10.1023/A:1012221527425.
  51. ^ a b Samantha Harvey. (EN) Weather, Weather, Everywhere?. NASA, 01-05-2006. URL consultato il 29-09-2009.
  52. ^ Mercurio con un'inclinazione assiale nulla e praticamente senza atmosfera non presenta stagioni.
  53. ^ A causa della più elevata eccentricità orbitale tra i pianeti del Sistema solare, le stagioni su Marte hanno durate molto diverse fra loro. Mediamente la loro durata è di sei mesi, ma ad esempio la primavera settentrionale ha una durata di 171 giorni terretri, l'estate settentrionale di 199 giorni e l'inverno settentrionale di 146. Per approfondire, vedi Clima di Marte.
  54. ^ Winn, Joshua N., Holman, M.J. (2005). Obliquity Tides on Hot Jupiters . The Astrophysical Journal 628: L159  (in en). DOI:10.1086/432834.
  55. ^ Peter Faber; Quillen, Alice C.. (EN) The Total Number of Giant Planets in Debris Disks with Central Clearings. Dipartimento di Fisica ed Astronomia dell'Università di Rochester, 12-07-2007. URL consultato il 16-09-2009.
  56. ^ Michael E. Brown. (EN) The Dwarf Planets. California Institute of Technology, 2006. URL consultato il 16-09-2009.
  57. ^ a b (EN) Planetary Interiors. Department of Physics, Università dell'Oregon. URL consultato il 16-09-2008.
  58. ^ Linda T. Elkins-Tanton, Jupiter and Saturn, (in en) New York, Chelsea House, 2006. ISBN 0-8160-5196-8
  59. ^ Podolak, M., Weizman, A.; Marley, M. (1995). Comparative model of Uranus and Neptune . Planet. Space Sci. 43 (12): 1517–1522  (in en). DOI:10.1016/0032-0633(95)00061-5. URL consultato il 16-09-2009.
  60. ^ Sheppard, Scott S., Jewitt, David; Kleyna, Jan (2005). An Ultradeep Survey for Irregular Satellites of Uranus: Limits to Completeness . The Astronomical Journal 129: 518–525  (in en). DOI:10.1086/426329.
  61. ^ Michael A. Zeilik; Gregory, Stephan A., Introductory Astronomy & Astrophysics, 4, (in en) Saunders College Publishing, 1998. 67 ISBN 0030062284
  62. ^ Hunten D. M., Shemansky D. E., Morgan T. H. (1988), The Mercury atmosphere, In: Mercury (A89-43751 19–91). University of Arizona Press, pp. 562–612
  63. ^ a b Knutson, Heather A., Charbonneau, David; Allen, Lori E.; Fortney, Jonathan J. (2007). A map of the day-night contrast of the extrasolar planet HD 189733b . Nature 447: 183  (in en). DOI:10.1038/nature05782.
  64. ^ Weaver, D.; Villard, R.. (EN) Hubble Probes Layer-cake Structure of Alien World's Atmosphere. Università dell'Arizona, Lunar and Planetary Laboratory (Comunicato stampa), 31-01-2007. URL consultato il 16-09-2009.
  65. ^ Ballester, Gilda E., Sing, David K.; Herbert, Floyd (2007). The signature of hot hydrogen in the atmosphere of the extrasolar planet HD 209458b . Nature 445: 511  (in en). DOI:10.1038/nature05525.
  66. ^ Harrington, Jason, Hansen, B.M.; Luszcz, S.H.; Seager, S. (2006). The phase-dependent infrared brightness of the extrasolar planet Andromeda b . Science 314: 623  (in en). DOI:10.1126/science.1133904.
  67. ^ a b c Margaret Galland Kivelson; Bagenal, Fran, Planetary Magnetospheres in Lucyann Mcfadden, Paul Weissman, Torrence Johnson (a cura di) Encyclopedia of the Solar System, (in en) Academic Press, 2007. 519 ISBN 9780120885893
  68. ^ Amanda Gefter. (EN) Magnetic planet. Astronomy, 17-01-2004. URL consultato il 17-09-2009.
  69. ^ Grasset, O., Sotin C.; Deschamps F. (2000). On the internal structure and dynamic of Titan . Planetary and Space Science 48: 617–636  (in en). DOI:10.1016/S0032-0633(00)00039-8.
  70. ^ Fortes, A. D. (2000). Exobiological implications of a possible ammonia-water ocean inside Titan . Icarus 146 (2): 444–452  (in en). DOI:10.1006/icar.2000.6400.
  71. ^ Nicola Jones. (EN) Bacterial explanation for Europa's rosy glow. New Scientist Print Edition, 11-12-2001. URL consultato il 16-09-2009.
  72. ^ Molnar, L. A., Dunn, D. E. (1996). On the Formation of Planetary Rings . Bulletin of the American Astronomical Society 28: 77–115  (in en). URL consultato il 16-09-2009.
  73. ^ Encrenaz Thérèse, The Solar System, 3, (in en) Springer, 2004. 388–390 ISBN 3540002413

[modifica] Bibliografia

  • M. Hack, Alla scoperta del sistema solare, Milano, Mondadori Electa, 2003 (263 pp.)
  • John Martineau, Armonie e geometrie nel sistema solare, Diegaro di Cesena, Macro, 2003
  • Beatrice McLeod, Sistema solare, Santarcangelo di Romagna, RusconiLibri, 2004
  • M. Rees, Universo. Dal big bang alla nascita dei pianeti. Dal sistema solare alle galassie più remote, Milano, Mondadori Electa, 2006 (512 pp.)
  • F. Biafore, In viaggio nel sistema solare. Un percorso nello spazio e nel tempo alla luce delle ultime scoperte, Gruppo B, 2008 (146 pp.)

[modifica] Voci correlate

[modifica] Altri progetti

[modifica] Collegamenti esterni

Il Sistema solare
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Argomenti correlati: Sistema planetario • Pianeta extrasolare • Definizione di pianeta • Pianeta ipotetico
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