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Il sistema solare è il sistema planetario costituito da una varietà di corpi celesti mantenuti in orbita dalla forza di gravità del Sole; vi appartiene anche la Terra. È costituito da otto pianeti, dai rispettivi satelliti naturali, da cinque pianeti nani e da miliardi di corpi minori. Quest'ultima categoria comprende gli asteroidi, in gran parte ripartiti fra due cinture asteroidali (la fascia principale e la fascia di Kuiper), le comete, le meteoroidi e la polvere interplanetaria.
In modo schematico, il sistema solare è composto dal Sole, da quattro pianeti rocciosi interni, dalla fascia principale degli asteroidi, dai quattro giganti gassosi esterni, da cinque pianeti nani, dalla cintura di Kuiper, dal disco diffuso e dalla ipotetica nube di Oort, sede di gran parte delle comete.
Il vento solare, un flusso di plasma generato dall'espansione continua della corona solare, permea l'intero sistema solare. Questo crea una bolla nel mezzo interstellare conosciuta come eliosfera, che si estende fino oltre alla metà del disco diffuso.
In ordine di distanza dal Sole, gli otto pianeti sono: Mercurio, Venere, Terra, Marte, Giove, Saturno, Urano e Nettuno.
A metà 2008 cinque corpi del sistema solare sono stati classificati come pianeti nani: Cerere, situato nella fascia degli asteroidi, e altri quattro corpi situati al di là dell'orbita di Nettuno, Plutone (in precedenza classificato come il nono pianeta), Haumea, Makemake, e Eris.
Sei dei pianeti e tre dei pianeti nani hanno in orbita attorno a essi dei satelliti naturali; inoltre tutti i pianeti esterni sono circondati da anelli planetari, composti di polvere e altre particelle.
(in ordine) prima fila dal basso verso l'alto: Mercurio, Venere, Terra, Marte
seconda fila dal basso verso l'alto: Giove, Saturno, Urano, Nettuno, Plutone
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Mi affascina tantissimo l'astronomia!! 
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Anche a me piace moltissimo
è davvero molto affascinante. Quando ero piccolo mi piaceva guardare i documentari o comunque altri programmi che parlavano dello spazio e, ultimamente, le notti d'estate, mi metto sempre fuori a guardare le stelle, seduto sulla sedia. E' molto rilassante.. -
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MERCURIO
Mercurio è il primo pianeta del sistema solare in ordine di distanza dal Sole e il più piccolo in dimensioni. Si tratta di un pianeta terrestre di dimensioni modeste, con un diametro inferiore alla metà di quello terrestre. Appare pesantemente craterizzato anche a causa della mancanza di un'atmosfera apprezzabile che possa attutire gli impatti meteorici o coprirne le tracce; per questo il suo aspetto ricorda da vicino quello della Luna. Mercurio è dunque il più piccolo dei pianeti rocciosi del sistema solare interno.
Il suo nome deriva da quello dell'omonima divinità romana e il suo simbolo astronomico (Unicode: ☿) consiste di una rappresentazione stilizzata del caduceo del dio. Nelle culture dell'Estremo Oriente il pianeta è designato come l'astro dell'acqua (水星), uno dei quattro elementi fondamentali.
Il pianeta è sprovvisto di anelli e satelliti naturali, così come il pianeta Venere.
Osservazione
Trattandosi di un pianeta interno rispetto alla Terra, Mercurio appare sempre molto vicino al Sole (la sua elongazione massima è di 28,3°), al punto che i telescopi terrestri possono osservarlo solo di rado. La sua magnitudine apparente oscilla tra -0,4 e +5,5 a seconda della sua posizione rispetto alla Terra e al Sole.
Durante il giorno la luminosità solare impedisce ogni osservazione, e l'osservazione diretta è possibile solamente subito dopo il tramonto, sull'orizzonte a ovest, oppure poco prima dell'alba verso est. Inoltre l'estrema brevità del suo moto di rivoluzione (solamente 88 giorni) ne permette l'osservazione solamente per pochi giorni consecutivi, dopo di che il pianeta si rende inosservabile da Terra.
Come nel caso della Luna e di Venere, anche nel caso di Mercurio è visibile, da Terra, un ciclo delle fasi, sebbene con strumenti amatoriali sia abbastanza difficoltoso rendersene conto.
Il periodo siderale di Mercurio è di 88 giorni, mentre il periodo sinodico è di 115,9 giorni. Il piano orbitale è inclinato sull'eclittica di 7°. L'orbita di Mercurio è soggetta a variazioni, dovute alle perturbazioni da parte degli altri pianeti.
Parametri orbitali
La velocità media siderale del pianeta è pari a 48 km/s; si tratta della più alta fra i pianeti del sistema solare. Il moto di rotazione mercuriano, al contrario, è molto lento: esso impiega 58,6 giorni per compiere un giro su se stesso, e completa quindi tre rotazioni ogni due rivoluzioni (un chiaro esempio di risonanza orbitale), questo fa sì che la durata del giorno solare (176 giorni) sia il doppio della durata dell'anno (88 giorni); Mercurio è il solo pianeta del sistema solare sul quale la durata del giorno è maggiore del periodo di rivoluzione.
Superficie
Le prime fotografie della superficie si devono all'astronomo greco-francese Eugène M. Antoniadi (1870 - 1944) che all'inizio del ventesimo secolo disegnò delle mappe di questo pianeta. Similmente alla Luna, il suolo mercuriano è ampiamente craterizzato a causa dei numerosi impatti di asteroidi che hanno contrassegnato il suo passato e presenta bacini riempiti da vecchie colate laviche, ancora evidenti a causa della mancanza quasi assoluta di un'atmosfera. Alcuni crateri sono circondati da raggi. Si esclude la presenza sul pianeta di placche tettoniche.
Atmosfera
Per via della sua bassa attrazione gravitazionale Mercurio è sprovvisto di una vera e propria atmosfera come quella terrestre, fatta eccezione per esili tracce di gas probabilmente frutto dell'interazione del vento solare con la superficie del pianeta. La composizione atmosferica è stata determinata come segue: potassio (31,7%), sodio (24,9%), ossigeno atomico (9,5%), argon (7,0%), elio (5,9%), ossigeno molecolare (5,6%), azoto (5,2%), anidride carbonica (3,6%), acqua (3,4%), idrogeno (3,2%). La pressione atmosferica al suolo, misurata dalla sonda Mariner 10, è nell'ordine di un millesimo di pascal.
A causa dell'assenza di un meccanismo di distribuzione del calore ricevuto dal Sole e della sua rotazione molto lenta, che espone lo stesso emisfero alla luce solare diretta per lunghi periodi, l'escursione termica su Mercurio è la più elevata finora registrata nell'intero sistema solare: l'emisfero illuminato raggiunge i 600 K (700 K nelle zone equatoriali), quello in ombra scende spesso fino a 90 K.
(da Wikipedia)
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VENERE
Venere è il secondo pianeta del Sistema Solare in ordine di distanza dal Sole con un'orbita della durata di 224,7 giorni terrestri. Il suo simbolo astronomico è la rappresentazione stilizzata della mano della dea Venere che sorregge uno specchio (Unicode: ♀).
È l'oggetto naturale più luminoso nel cielo notturno, a parte la Luna, con una magnitudine apparente di -4,6. Venere raggiunge la sua massima brillantezza poco prima dell'alba o poco dopo il tramonto e per questa ragione è spesso chiamata la "Stella del Mattino" o la "Stella della Sera".
Venere è il pianeta più caldo del sistema solare, non è dotato di satelliti o anelli e ha un campo magnetico debole.
Classificato come un pianeta terrestre a volte è definito il "pianeta gemello" della Terra poiché i due mondi sono molto simili per quanto riguarda criteri quali dimensioni e massa.
Caratteristiche generali
Venere è uno dei quattro pianeti terrestri del sistema solare. Questo significa che, come la Terra, è un corpo roccioso. In dimensioni e massa è molto simile alla Terra ed è spesso descritto come il suo "gemello".
A dispetto di queste somiglianze, le condizioni sulla superficie venusiana sono molto differenti da quelle terrestri a causa della spessa atmosfera di biossido di carbonio, la più densa tra tutti i pianeti terrestri: l'atmosfera di Venere, infatti, è costituita per il 96,5% da anidride carbonica, mentre il restante 3,5% è composto soprattutto da azoto. La notevole percentuale di biossido di carbonio è dovuta al fatto che Venere non ha un ciclo del carbonio per incorporare nuovamente questo elemento nelle rocce e nelle strutture di superficie, né una vita organica che lo possa assorbire in biomassa. È proprio il biossido di carbonio ad aver generato un potentissimo effetto serra, a causa del quale il pianeta è divenuto così caldo che si ritiene che gli antichi oceani di Venere siano evaporati, lasciando una asciutta superficie desertica con molte formazioni rocciose. Il vapor acqueo si è poi dissociato a causa dell'alta temperatura e a causa dell'assenza di una magnetosfera, il leggero idrogeno è stato diffuso nello spazio interplanetario dal vento solare.
La pressione atmosferica sulla superficie del pianeta è pari a 92 volte quella della Terra ed è dovuta per la maggior parte al biossido di carbonio e ad altri gas serra. Il pianeta è inoltre ricoperto da un opaco strato di nuvole di acido solforico, altamente riflettenti, che insieme alle nubi dello strato inferiore impediscono la visione della superficie dallo spazio.
La mappatura della sua superficie è stata possibile attraverso i dati forniti dalla sonda Magellano tra il 1990 e il 1991. Ne è risultato un suolo con evidenze di estensivo vulcanismo; anche la presenza di zolfo nell'atmosfera poteva essere un indizio di eruzioni recenti.
Parametri orbitali
L'orbita di Venere è quasi circolare e le variazioni della sua elongazione massima sono dovute più alla variazione della distanza tra Terra e Sole che alla forma dell'orbita di Venere.
Queste misurano sempre un angolo compreso tra 45° e 47° dando al pianeta una visibilità più prolungata prima del sorgere del Sole o dopo il tramonto. Quando l'elongazione è massima Venere può restare visibile per diverse ore.
L'eclittica sull'orizzonte è il fattore più importante per la visibilità di Venere. Nell'emisfero boreale l'inclinazione è massima dopo il tramonto nel periodo dell'equinozio di primavera oppure prima dell'alba nel periodo dell'equinozio d'autunno. È importante anche l'angolo formato dalla sua orbita e l'eclittica: infatti Venere può avvicinarsi alla Terra fino a 40 · 106 km e raggiungere un'inclinazione di circa 8° sull'eclittica avendo un forte effetto sulla sua visibilità.
La rotazione di Venere è retrograda e molto lenta. Un giorno dura circa 243 giorni terrestri. Alcune ipotesi sostengono che la causa sia da ricercarsi nell'impatto con un asteroide di dimensioni ragguardevoli. A causa della rotazione retrograda il moto apparente del Sole è opposto a quello terrestre, quindi chi si trovasse su Venere vedrebbe l'alba a ovest e il tramonto a est.
Poiché il pianeta impiega 225 giorni terresti per compiere un'intera rivoluzione attorno al Sole su Venere il giorno è più lungo dell'anno. Tuttavia tra un'alba e l'altra trascorrono soltanto 117 giorni terrestri perché mentre il pianeta ruota su se stesso in senso retrogrado esso si sposta anche lungo la propria orbita, compiendo il moto di rivoluzione che procede in senso opposto rispetto a quello di rotazione. Ne deriva che lo stesso punto della superficie si viene a trovare nella stessa posizione rispetto al Sole ogni 117 giorni terrestri.
Osservazione dalla Terra
Poiché il pianeta si trova vicino al Sole può essere visto di solito soltanto per poche ore e nelle vicinanze del Sole stesso: durante il giorno la luminosità solare lo rende difficilmente visibile. È invece molto brillante subito dopo il tramonto (Vespero) sull'orizzonte a ovest oppure poco prima dell'alba (Lucifero) verso est, compatibilmente con la sua posizione.
Ha l'aspetto di una stella lucentissima di colore giallo-biancastro.
(da Wikipedia)
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TERRA
La Terra è il terzo pianeta in ordine di distanza dal Sole ed il più grande dei pianeti terrestri del sistema solare, sia per quanto riguarda la massa sia per il diametro.
È il pianeta su cui vivono tutte le specie viventi conosciute, l'unico corpo planetario del sistema solare adatto a sostenere la vita, sulla sua superficie infatti si trova acqua in tutti e tre gli stati (solido, liquido, gassoso) e un'atmosfera composta in prevalenza da azoto e ossigeno. Questa, assieme al suo campo magnetico, la protegge dai raggi cosmici e dalla radiazione di origine solare.
La formazione della Terra è datata a circa 4,54 miliardi di anni fa. Essa possiede un satellite naturale, la Luna, la cui età, stimata analizzando alcuni campioni delle rocce più antiche, è risultata compresa tra 4,29 e 4,56 miliardi di anni. Il suo asse di rotazione è inclinato rispetto alla perpendicolare al piano dell'eclittica: questa inclinazione, combinata con la rivoluzione della Terra intorno al Sole, è causa dell'alternarsi delle stagioni.
Le condizioni atmosferiche primordiali sono state alterate in maniera preponderante dalla presenza di forme di vita, le quali hanno creato un diverso equilibrio ecologico plasmando la superficie del pianeta. Circa il 71% della superficie è coperta da oceani ad acqua salata, mentre il restante 29% è rappresentato dai continenti e dalle isole.
La superficie esterna è suddivisa in diversi segmenti rigidi, o placche tettoniche, che si spostano lungo la superficie in periodi di diversi milioni di anni.
La parte interna, attiva dal punto di vista geologico, è composta da uno spesso strato relativamente solido o plastico, denominato mantello, e da un nucleo, diviso a sua volta in nucleo esterno, dove si genera il campo magnetico, e un nucleo interno solido costituito principalmente da ferro e nichel. Tutto ciò che riguarda la composizione della parte interna della terra resta comunque pura ipotesi e manca di verifica e osservazione diretta.
Importanti sono le influenze esercitate sulla Terra dallo spazio esterno. Infatti la Luna è all'origine del fenomeno delle maree, stabilizza lo spostamento dell'asse terrestre e ha lentamente modificato la lunghezza del periodo di rotazione del pianeta (rallentandolo); un bombardamento di comete durante le fasi primordiali ha giocato un ruolo fondamentale nella formazione degli oceani e, in un periodo successivo, alcuni impatti di asteroidi hanno provocato significativi cambiamenti delle caratteristiche della superficie e ne hanno alterato la vita presente.
Il simbolo astronomico della Terra è un cerchio con all'interno una croce (Unicode: U+2641; esadecimale: &x2641, ♁): la linea orizzontale rappresenta l'equatore, mentre quella verticale un meridiano.
Storia della Terra
Gli scienziati sono riusciti a ricostruire la storia della Terra. La Terra e gli altri pianeti del sistema solare si formarono 4,57 miliardi di anni fa. Inizialmente liquefatto il pianeta andò a raffreddarsi, formando una crosta terrestre sempre più di tipo granitico, simile all'odierna. La Luna si formò subito dopo, probabilmente a causa dell'impatto tra la Terra e un pianetino grande quanto Marte e avente circa il 10% della massa della Terra, conosciuto come Theia. Nell'urto tra i due corpi, un po' della massa di questo piccolo corpo celeste si unì alla Terra e una porzione fu espulsa nello spazio, ma abbastanza materiale sopravvisse per formare un satellite orbitante.
L'attività vulcanica, decisamente maggiore dell'odierna, produsse l'atmosfera primordiale, molto ricca di biossido di carbonio. Il vapore acqueo condensandosi produsse gli oceani. Circa 3,5 miliardi di anni fa nacque la prima forma di vita.
Lo sviluppo della fotosintesi permise ad alcune forme di vita di assorbire l'energia solare; l'ossigeno, prodotto di scarto della fotosintesi, si accumulò nell'atmosfera e creò uno strato di ozono (una forma di ossigeno molecolare [O3]) nell'atmosfera superiore. L'incorporazione di cellule più piccole in altre di dimensioni maggiori fece si che si sviluppassero cellule più complesse delle cellule procarioti, chiamate eucarioti. Protette dallo strato di ozono che impediva ai raggi ultravioletti, dannosi per la vita, di attraversare l'atmosfera le varie forme di vita colonizzarono la superficie della Terra.
La primordiale struttura geologica di microplacche continentali andò verso una primaria aggregazione, formando dei continenti che occasionalmente si univano per formare un supercontinente. Circa 750 milioni di anni fa (mya), il primo supercontinente conosciuto (la Rodinia) cominciò a dividersi in continenti più piccoli. I continenti in seguito si riunirono per formare la Pannotia, 600 – 540 mya, e finalmente la Pangea, che si divise in continenti più piccoli circa 180 milioni di anni fa ponendo le basi per la situazione geografica moderna.
Dal 1960 si è ipotizzato che diverse ere glaciali tra i 750 e i 580 milioni di anni fa, durante il Neoproterozoico, abbiano coperto di ghiaccio la maggior parte del pianeta. Questa ipotesi (non ancora accettata dall'intera comunità scientifica) è conosciuta con il nome di Terra a palla di neve, e deve il particolare interesse al fatto che precede l'esplosione del Cambriano, dove le forme di vita multicellulari cominciarono a proliferare.
Successivamente al Cambriano, circa 530 milioni di
anni fa, si sono succedute cinque estinzioni di massa.
L'ultima di esse, avvenuta 65 milioni di anni fa e probabilmente causata da una collisione meteoritica, provocò l'estinzione dei dinosauri e di altri animali, tra cui le ammoniti, ma risparmiò alcuni piccoli animali, come i mammiferi, che presero il sopravvento nel periodo successivo. In seguito i mammiferi si diversificarono, finché un animale africano, rassomigliante a una scimmia, guadagnò l'abilità di mantenere una posizione eretta. Questa evoluzione liberò le braccia e le mani dal compito della deambulazione, permise l'utilizzo di utensili, incoraggiò la comunicazione al fine di provvedere a una migliore nutrizione e creò i presupposti per lo sviluppo di una maggiore area cerebrale. Lo sviluppo della agricoltura, e della civiltà, permise agli esseri umani di plasmare la Terra in un tempo così breve come nessun'altra forma di vita era riuscita a fare, influenzando sia la natura, sia la quantità delle altre forme di vita.
La fase recente delle ere glaciali incominciò circa 40 milioni di anni fa, intensificandosi durante il Pleistocene, circa 3 milioni di anni fa. Le regioni polari sono state sottoposte a svariati cicli di glaciazioni e disgeli, succedutisi ogni 40-100 000 anni. L'ultima di queste fasi terminò 10 000 anni fa, lasciando il pianeta in una situazione morfo-climatica abbastanza stabile fino ai giorni nostri.
Atmosfera
La Terra ha un'atmosfera relativamente spessa, composta per il 78% di azoto, per il 21% di ossigeno e per l'1% di argon, più tracce di altri gas tra cui il biossido di carbonio e l'acqua. L'atmosfera separa la superficie terrestre dall'ambiente inospitale dello spazio, blocca buona parte delle radiazioni solari nocive, modera le temperature sulla superficie ed è il veicolo di trasporto del vapore acqueo e di altre sostanze gassose. I suoi vari strati, la troposfera, la stratosfera, la mesosfera, la termosfera e l'esosfera sono diversi attorno al globo e variano anche assieme alle stagioni.
È proprio dell'atmosfera il fenomeno dell'effetto serra, consistente nell'assorbimento e riemissione dell'infrarosso termico da parte di alcune specie gassose. I principali gas responsabili di questo fenomeno sono il diossido di carbonio, il vapore acqueo, il metano e l'ozono. L'effetto serra, in misura adeguata, è fondamentale per la vita sul pianeta; infatti senza questo "scudo termico", la temperatura media della superficie terrestre sarebbe di circa -18 °C, incompatibile con il mantenimento dell'acqua allo stato liquido e, di conseguenza, con la vita.
Al di sopra della troposfera, l'atmosfera è solitamente suddivisa in: stratosfera, mesosfera e termosfera. Ciascuna di queste zone possiede una tipica variazione della temperatura in funzione dell'altitudine. Proseguendo in altitudine, si incontra la esosfera e successivamente la magnetosfera (dove avviene l'iterazione tra il campo magnetico terrestre e il vento solare). Una fondamentale zona per la vita presente sul pianeta è l'ozonosfera, parte della stratosfera in cui una elevata concentrazione di ozono scherma la superficie terrestre dai raggi ultravioletti. La linea di Kármán, situata a 100 km di altitudine, è comunemente usata per definire il confine tra l'atmosfera terrestre e lo spazio.
A causa della elevata energia termica, alcune molecole della parte esterna dell'atmosfera riescono ad accelerare fino a raggiungere una velocità tale che permette loro di fuggire dalla gravità del pianeta. L'effetto è che l'atmosfera è in lentissima, ma costante perdita di materia nello spazio. Dato che l'idrogeno ha un peso molecolare basso, raggiunge la sua velocità di fuga più rapidamente e più facilmente rispetto ad altre molecole, e abbandona l'atmosfera a un tasso maggiore. Per questo motivo, la Terra è in un ambiente ossidante, piuttosto che riducente, con importanti conseguenze sulla natura chimica della vita. Tuttavia l'atmosfera ricca di ossigeno riesce a preservare la maggior parte dell'idrogeno rimanente legandolo sotto forma di molecole di acqua.
La Terra nel Sistema Solare
La Terra ruota da ovest verso est una volta al giorno, inteso come giorno siderale, attorno all'asse che unisce il Polo Nord al Polo Sud in 23 ore, 56 minuti e 4,091 secondi. È per questo che il sole e tutte le stelle sorgono a est e tramontano a ovest compiendo un movimento nel cielo a una velocità di circa 15°/h o 15'/min. Inoltre la Terra ruota attorno al Sole, a una distanza media di 150 000 000 km in un anno siderale. La sua velocità di orbita è di circa 30 km/s (108 000 km/h), veloce abbastanza da coprire il diametro del pianeta (circa 12 600 km) in 7 minuti, e la distanza dalla Luna (384 000 km) in 4 ore. La Luna, le gira attorno in 27,32 giorni.
Visti dal Polo Nord terrestre, tutti questi movimenti si svolgono in senso antiorario.
I piani dei movimenti non sono precisamente allineati: l'asse della Terra è inclinato di 23,5 gradi rispetto alla perpendicolare del piano Terra-Sole, e il piano Terra-Luna è inclinato di cinque gradi, cosa che impedisce il verificarsi di due eclissi (una solare e una lunare) ogni mese, e le rende invece un evento raro. Sempre a causa dell'inclinazione dell'asse terrestre, la posizione del Sole nel cielo e l'incidenza delle sue radiazioni (vista da un osservatore posto sulla superficie) varia nel corso dell'anno. Ad esempio, un osservatore posto a una latitudine settentrionale, quando il polo nord è inclinato verso il sole, noterà dei periodi di luce giornaliera più lunghi e un clima più temperato, mentre disporrà di meno ore di luce e di un clima più rigido nel caso opposto. Al di sopra dei due circoli polari si raggiunge il caso estremo di alternanza di lunghi periodi di assenza di luce (chiamati notti polari), a periodi di non tramonto del Sole.
Questa relazione tra il clima e l'inclinazione dell'asse terrestre viene definita tramite le 4 stagioni. Esse, dal punto di vista astronomico, sono determinate dai solstizi (i punti di massima inclinazione verso e contro il Sole) e dagli equinozi (punti in cui l'inclinazione è perpendicolare alla direzione del Sole). Il solstizio invernale cade il 21 dicembre, quello estivo il 21 giugno; mentre i due equinozi cadono, quello primaverile il 20 marzo e quello autunnale il 23 settembre. L'alternanza delle stagioni è opposta da un emisfero terrestre all'altro, data l'opposta inclinazione dell'asse, comportando ad esempio, la presenza in quello nord dell'estate e in quello sud dell'inverno.
L'angolo di inclinazione è relativamente stabile se considerato su lunghi periodi, tuttavia esso compie un lento e irregolare moto (conosciuto come nutazione), con un periodo di 18,6 anni. L'orientazione dell'asse varia secondo una precessione intorno a un cerchio completo in un ciclo di poco più di 25 800 anni. La presenza di una precessione è la causa dello sfasamento tra un anno siderale e un anno tropico. Entrambe le variazioni del movimento dell'asse derivano dalla mutevole attrazione del Sole e della Luna sulla parte equatoriale del pianeta. Anche la velocità di rotazione del pianeta non è costante, ma varia nel tempo secondo un fenomeno noto come "variazione della lunghezza del giorno".
Luna e sua influenza
La Luna è un satellite relativamente grande, simile a un pianeta terrestre, con un diametro pari a un quarto di quello terrestre e una massa pari a 1/81. L'attrazione gravitazionale della Luna causa la maggior parte delle maree terrestri. La stessa azione porta a un lento rallentamento della rotazione della Terra su sé stessa, dell'ordine di un'ora ogni parecchie centinaia di milioni di anni. Terra e Luna, a causa delle forze gravitazionali reciproche sono in rotazione sincrona. Infatti la Luna ruota attorno al proprio asse in un periodo identico a quello di rivoluzione attorno alla Terra presentando quindi sempre la stessa faccia verso il pianeta. A causa dell'interazione tra i due campi gravitazionali, inoltre, la Luna si allontana di circa 38 mm ogni anno. L'insieme di queste piccole modifiche, rapportate su tempi geologici di milioni di anni, sono causa di importanti cambiamenti; infatti basta pensare che durante il Devoniano (circa 410 milioni di anni fa), per esempio, vi erano 400 giorni in un anno terrestre, ed essi duravano circa 21,8 ore l'uno.
La Luna potrebbe essere stata fondamentale per la comparsa della vita sulla Terra, causando un clima più moderato di quanto altrimenti sarebbe avvenuto. Alcune evidenze paleontologiche e simulazioni computerizzate mostrano che l'inclinazione assiale della Terra è stabilizzata dalle interazioni mareali con la Luna. Senza questa stabilizzazione, l'asse di rotazione potrebbe essere caoticamente instabile, come accade per una sfera. Se l'asse di rotazione terrestre si avvicinasse al piano dell'eclittica, ne risulterebbe un clima molto severo, dove un polo sarebbe continuamente riscaldato e l'altro congelato, causando grandi trasferimenti di energia tra un polo e l'altro che si manifesterebbero in bruschi fenomeni atmosferici. Alcuni paleontologi che hanno studiato l'effetto sostengono che potrebbe uccidere tutti gli animali e piante superiori. Questo effetto rimane tuttavia controverso, e gli studi su Marte (che ha circa lo stesso giorno e inclinazione assiale della Terra, ma non un grande satellite o un nucleo liquido) potrebbero dare altre informazioni.
L'origine della Luna è sconosciuta, ma la teoria più quotata è che si sia formata dalla collisione di un protopianeta, chiamato Theia, della grandezza di Marte, con la Terra primitiva. Questa teoria spiega, oltre ad altre cose, la relativa scarsità di ferro e di elementi volatili sulla Luna, e la sua somiglianza, nella composizione chimica lunare con quella della crosta terrestre.
Un'altra teoria molto quotata è quella secondo cui la Luna si è formata da polveri che erano intorno alla terra, che sono collassate in un unico punto, formando il nostro satellite.
(da Wikipedia)
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MARTE
Marte è il quarto pianeta del sistema solare in ordine di distanza dal Sole e l'ultimo dei pianeti di tipo terrestre dopo Mercurio, Venere e la Terra. Viene chiamato il Pianeta rosso a causa del suo colore caratteristico dovuto alle grandi quantità di ossido di ferro che lo ricoprono.
Pur presentando un'atmosfera molto rarefatta e temperature medie superficiali piuttosto basse (tra −140 °C e 20 °C) il pianeta è il più simile alla Terra tra quelli del sistema solare. Nonostante le sue dimensioni siano intermedie fra quelle del nostro pianeta e della Luna (il diametro è circa la metà di quello della Terra e la massa poco più di un decimo) presenta inclinazione dell'asse di rotazione e durata del giorno simili a quelle terrestri. Inoltre la sua superficie presenta formazioni vulcaniche, valli, calotte polari e deserti sabbiosi, oltre a formazioni geologiche che suggeriscono la presenza, in un lontano passato, di un'idrosfera. Tuttavia la superficie del pianeta appare fortemente craterizzata a causa della quasi totale assenza di agenti erosivi (soprattutto attività geologica, atmosferica e idrosferica) in grado di modellare le strutture tettoniche. Infine la bassissima densità dell'atmosfera non è in grado di consumare buona parte delle meteoriti che quindi raggiungono il suolo con maggior frequenza che non sulla Terra.
Fra le formazioni geologiche più notevoli di Marte si segnalano il Monte Olimpo, il vulcano più grande del sistema solare (alto 27 km), e la Valles Marineris, un lungo canyon più esteso di quelli terrestri. Nel giugno 2008 la rivista Nature ha esposto le prove di un enorme cratere sull'emisfero boreale circa quattro volte più grande del cratere chiamato il Bacino Polo Sud-Aitken.
All'osservazione Marte presenta delle variazioni di colore, imputate inizialmente alla presenza di vegetazione stagionale, che al variare dei periodi dell'anno cambiava di colore. Tuttavia le osservazioni spettroscopiche dell'atmosfera avevano da tempo fatto abbandonare l'ipotesi che vi potessero essere mari, canali e fiumi oppure un'atmosfera sufficientemente densa. Il colpo di grazia a questa ipotesi fu dato dalla missione Mariner 4 che nel 1965 mostrò un pianeta desertico e arido caratterizzato da periodiche ma particolarmente violente tempeste di sabbia. La speranza che Marte possa accogliere la vita è tuttavia stata ripresa in considerazione da quando il modulo Phoenix Mars Lander ha scoperto acqua sotto forma di ghiaccio, il 31 luglio 2008. Attualmente sono tre i satelliti artificiali funzionanti che orbitano attorno a Marte: il Mars Odyssey, il Mars Express e il Mars Reconnaissance Orbiter. Il modulo Phoenix ha recentemente concluso la sua missione di studio della geologia marziana e ha fornito le prove dell'esistenza di acqua allo stato liquido in passato su ampie zone della superficie. Inoltre ha suggerito che sulla superficie possano essersi verificati nell'ultimo decennio dei flussi d'acqua simili a geyser. Osservazioni da parte del Mars Global Surveyor manifestano una contrazione della calotta di ghiaccio al polo sud.
Attorno a Marte orbitano due satelliti naturali, Fobos e Deimos, di piccole dimensioni e dalla forma irregolare, probabilmente due asteroidi catturati dal suo campo gravitazionale. Marte ha anche alcuni asteroidi troiani, tra cui 5261 Eureka.
Marte prende il nome dall'omonima divinità della mitologia romana; il simbolo astronomico del pianeta è la rappresentazione stilizzata dello scudo e della lancia del dio.
Osservazione
A occhio nudo Marte solitamente appare di un marcato colore giallo, arancione o rossastro e per luminosità è il più variabile tra tutti i pianeti visibile dalla Terra nel corso della sua orbita. La sua magnitudine apparente infatti passa da +1,8 alla congiunzione fino a -2,9 all'opposizione perielica (fenomeno che si verifica ogni due anni circa e quindi rende il pianeta difficile da osservare). A causa dell'eccentricità orbitale la sua distanza relativa varia a ogni opposizione determinando piccole e grandi opposizioni, con un diametro apparente da 3,5 a 25,1 secondi d'arco.
Parametri orbitali
Marte orbita attorno al Sole a una distanza media di circa 228 · 106 km (1,52 UA) e il suo periodo di rivoluzione è di circa 687 giorni o 1 anno, 320 giorni e 18,2 ore terrestri. Il giorno solare di Marte (il Sol) è poco più lungo del nostro: 24 ore, 39 minuti e 35,244 secondi.
L'inclinazione assiale marziana è di 25° e 19' che risulta simile a quella della Terra. Per questo motivo le stagioni si assomigliano eccezion fatta per la durata doppia su Marte. Inoltre il piano dell'orbita si discosta di circa 1,85° da quello dell'eclittica. Marte ha superato il suo perielio l'ultima volta nel giugno 2007 e il suo afelio nel maggio 2008. L'ultimo periastro si è verificato nell'aprile 2009.
A causa della discreta eccentricità della sua orbita, pari a 0,09341233, la sua distanza dalla Terra all'opposizione può oscillare fra circa 100 e circa 56 milioni di chilometri. Solo Mercurio ha un'eccentricità superiore nel Sistema Solare. Tuttavia in passato Marte seguiva un'orbita molto più circolare: circa 1,35 milioni di anni fa la sua eccentricità era equivalente a 0,002 che è molto inferiore a quella terrestre attuale. Marte ha un ciclo di eccentricità di 96 000 anni terrestri paragonati ai 100 000 della Terra. Negli ultimi 35 000 anni l'orbita marziana è diventata sempre più eccentrica a causa delle influenze gravitazionali degli altri pianeti e il punto di maggior vicinanza tra Terra e Marte continuerà e diminuire nei prossimi 25 000 anni.
Marte infine ha una massa pari ad appena l'11% di quella terrestre; il suo raggio equatoriale misura 3 392,8 km.
Atmosfera di Marte
L'atmosfera di Marte, a causa della bassa gravità del pianeta, è estremamente rarefatta e completamente priva dei gas più leggeri; la pressione rilevata dalle sonde automatiche inviate sul pianeta è di circa 7-9 hPa nelle depressioni più profonde (la pressione media dell'atmosfera terrestre, a titolo di paragone, è di 1015 hPa). Precedenti osservazioni dei transiti di Marte davanti alle stelle, effettuate da Terra, già prima dell'era spaziale avevano suggerito una simile situazione.
L'atmosfera appare ricca di polveri che le conferiscono una caratteristica colorazione arancione-marrone quando osservata dalla superficie del pianeta; i dati registrati dai Mars Exploration Rover indicano una dimensione media delle particelle sospese di circa 1,5 micrometri.
La mancanza di ozono permette alle radiazioni ultraviolette solari, letali per ogni forma di vita conosciuta, di raggiungere la superficie.
Diossido di carbonio 95%
Ossigeno 0,13%
Azoto 2,6%
Argon 1,6%
Monossido di carbonio 0,07%
Vapore acqueo 0,03%
Ossido nitrico 0,01%
Clima
Tra tutti i pianeti del sistema solare Marte è quello con il clima più simile a quello terrestre per via dell'inclinazione del suo asse di rotazione. Le stagioni tuttavia durano circa il doppio dato che la distanza dal Sole lo porta ad avere una rivoluzione di poco meno di 2 anni. Le temperature variano dai −140 °C degli inverni polari a 20 °C dell'estate. La forte escursione termica è dovuta anche al fatto che Marte ha un'atmosfera sottile (e quindi una bassa pressione atmosferica) e una bassa capacità di trattenere il calore del suolo.
Una differenza interessante rispetto al clima terrestre è dovuta alla sua orbita molto eccentrica. Infatti Marte è prossimo al periastro quando è estate nell'emisfero meridionale (e l'inverno in quello settentrionale) e vicino all'afastro nella situazione opposta. La conseguenza è un clima con una maggiore escursione termica nell'emisfero sud rispetto a quello nord che è costantemente più freddo. Infatti le temperature estive dell'emisfero meridionale possono essere fino a 30 °C più calde di quelle di un'equivalente estate in quello nord.
Rilevanti sono anche le tempeste di sabbia che possono estendersi su una piccola zona così come sull'intero pianeta. Solitamente si verificano quando Marte si trova prossimo al Sole ed è stato dimostrato che aumentano la temperatura atmosferica del pianeta, per una sorta di effetto serra.
Entrambe le calotte polari sono composte principalmente da ghiaccio ricoperto da uno strato di circa un metro di anidride carbonica solida (ghiaccio secco) al polo nord, mentre lo stesso strato raggiunge gli otto metri in quello sud, la sovrapposizione del ghiaccio secco sopra a quello d'acqua è dovuto al fatto che il primo condensa a temperature molto più basse e quindi successivamente a quello d'acqua in epoca di raffreddamento. Entrambi i poli presentano dei disegni a spirale causati dall'interazione tra il calore solare disomogeneo e la sublimazione e condensazione del ghiaccio. Le loro dimensioni variano inoltre a seconda della stagione.
Gravità
Sulla superficie di Marte l'accelerazione di gravità è mediamente pari a 0,376 volte quella terrestre. A titolo di esempio, un uomo con una massa di 70 kg che misurasse il proprio peso su Marte facendo uso di una bilancia tarata sull'accelerazione di gravità terrestre registrerebbe un valore pari a circa 26,3 kg.
Satelliti naturali
Marte possiede due satelliti naturali: Phobos e Deimos. Entrambi i satelliti vennero scoperti da Asaph Hall nel 1877. I loro nomi, Paura e Terrore, richiamano la mitologia greca secondo la quale Phobos e Deimos accompagnavano il padre Ares, Marte per i Romani, in battaglia. Non è ancora chiaro come e se Marte abbia catturato le sue lune. Entrambe hanno un'orbita circolare, prossima all'equatore, cosa piuttosto rara per dei corpi catturati. Tuttavia la loro composizione suggerisce proprio che entrambe siano oggetti simili ad asteroidi.
Phobos è la maggiore delle due lune misurando 26,6 km nel suo punto più largo. Si presenta come un oggetto roccioso dalla forma irregolare, segnata da numerosi crateri tra cui spicca per dimensioni quello di Stickney che copre quasi metà della larghezza complessiva di Phobos. La superficie del satellite è ricoperta da regolite che riflette solo il 6 % della luce solare che lo investe. La sua densità media molto bassa inoltre ricorda la struttura delle meteoriti di condrite carbonacea e suggerisce che la luna sia stata catturata dal campo gravitazionale di Marte. La sua orbita attorno al Pianeta rosso dura 7 ore e 39 minuti, è circolare e si discosta di 1º dal piano equatoriale; tuttavia, essendo piuttosto instabile, può far pensare che comunque la cattura sia stata relativamente recente. Phobos ha un periodo orbitale più breve del periodo di rotazione di Marte sorgendo così da ovest e tramontando a est in sole 11 ore. L'asse più lungo del satellite inoltre punta sempre verso il pianeta madre mostrandogli così, come la Luna terrestre, solo una faccia. Poiché si trova sotto l'altitudine sincrona, Phobos è destinato, in un periodo di tempo stimato in 50 milioni di anni, ad avvicinarsi sempre più al pianeta fino a oltrepassare il limite di Roche e disintegrarsi per effetto delle intense forze mareali.
Deimos invece è la luna più esterna e piccola essendo di 15 km nella sua sezione più lunga. Essa presenta una forma approssimativamente ellittica e, a dispetto della sua modesta forza di gravità, trattiene un significativo strato di regolite sulla sua superficie, che ne ricopre parzialmente i crateri facendola apparire più regolare rispetto a Phobos. Analogamente a quest'ultimo inoltre, Deimos, presenta la stessa composizione della maggior parte degli asteroidi. Deimos si trova appena al di fuori dell'orbita sincrona e sorge a est impiegando però circa 2,7 giorni per tramontare a ovest, nonostante la sua orbita sia di 30 ore e 18 minuti. La sua distanza media da Marte è di 23 459 km. Come Phobos, mostra sempre la medesima faccia al cielo di Marte essendo il suo asse più lungo sempre rivolto verso di esso.
(da Wikipedia)
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FASCIA DEGLI ASTEROIDI
La fascia principale degli asteroidi è una regione del sistema solare compresa fra le orbite di Marte e Giove, che contiene la maggiore concentrazione di asteroidi del sistema solare. Il termine generico fascia degli asteroidi è a volte impropriamente utilizzato come sinonimo, e può invece riferirsi a una qualunque regione dove si concentrano asteroidi con orbite simili, detta cintura asteroidale.
Quasi metà della massa della fascia principale è contenuta nei quattro asteroidi più importanti: Cerere, 4 Vesta, 2 Pallas e 10 Hygiea, che hanno tutti diametri di oltre 400 km. Cerere in particolare ha un diametro di circa 950 km ed è l'unico identificato come pianeta nano. I rimanenti oggetti della fascia hanno dimensioni molto inferiori, fino a poco più che particelle di pulviscolo.
Origine
Si ritiene che, durante i primi milioni di anni di vita del sistema solare, i pianeti si siano formati mediante accumulo di planetesimi. Collisioni ripetute portarono alla formazione dei pianeti terrestri e dei giganti gassosi.
Nella zona compresa tra Marte e Giove la forte interazione gravitazionale di quest'ultimo impedì la formazione di un grosso pianeta, e i planetesimi non poterono unirsi. Essi invece continuarono ad orbitare attorno al Sole in maniera indipendente, con collisioni occasionali tra loro. Nelle regioni dove la frequenza delle collisioni era troppo alta, l'effetto distruttivo prevaleva sui fenomeni di accrezione impedendo così l'aggregazione di corpi di dimensioni maggiori. Secondo questa teoria, oggi comunemente accettata, la fascia principale degli asteroidi può essere considerata un relitto del sistema solare primitivo. Molte osservazioni inducono tuttavia a pensare che la fascia sia in veloce evoluzione, e gli asteroidi siano oggi molto diversi da com'erano all'inizio; gli asteroidi della fascia di Kuiper sono probabilmente molto più simili alle loro condizioni iniziali.
L'alto numero di asteroidi presenti porta, infatti, ad un ambiente molto attivo, dove le collisioni reciproche avvengono piuttosto frequentemente (in termini astronomici). Una collisione può spezzare un asteroide in molti piccoli frammenti (portando alla formazione di una famiglia di asteroidi), o può unire due asteroidi se avviene ad una bassa velocità relativa. Dopo cinque miliardi di anni, la fascia degli asteroidi odierna somiglia quindi molto poco a quella originale.
Durante le prime fasi di vita del sistema solare, gli asteroidi andarono incontro a qualche processo di fusione permettendo così una differenziazione degli elementi al loro interno in base alla massa. È anche possibile che in qualcuno dei corpi progenitori siano avvenuti fenomeni di vulcanismo esplosivo che ha dato luogo ad oceani di magma. Tuttavia date le modeste dimensioni di questi corpi, l'attività di fusione deve essere stata relativamente breve in confronto a quella dei grandi pianeti ed è generalmente terminata dopo poche decine di milioni di anni dalla loro formazione. Studi effettuati su cristalli di zircone trovati nell'Antartico in un meteorite che si ritiene proveniente da 4 Vesta, suggeriscono che il meteorite (e per estensione l'intera cintura asteroidale) si sia formato in tempi piuttosto rapidi nei primi dieci milioni di anni dalla formazione del sistema solare.
(da Wikipedia)
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GIOVE
Giove è il quinto pianeta del sistema solare in ordine di distanza dal Sole ed il più grande di tutto il sistema planetario: la sua massa corrisponde a 2,468 volte la somma di quelle di tutti gli altri pianeti messi insieme. È classificato, al pari di Saturno, Urano e Nettuno, come gigante gassoso.
Giove ha una composizione simile a quella del Sole: infatti è costituito principalmente da idrogeno ed elio con piccole quantità di altri composti, quali ammoniaca, metano ed acqua. Si ritiene che il pianeta possegga una struttura pluristratificata, con un nucleo solido, presumibilmente di natura rocciosa e costituito da carbonio e silicati di ferro, sopra il quale gravano un mantello di idrogeno metallico ed una vasta copertura atmosferica[12] che esercitano su di esso delle altissime pressioni. L'atmosfera esterna è caratterizzata da numerose bande e zone di tonalità variabili dal color crema al marrone costellate da formazioni cicloniche ed anticicloniche, tra le quali spicca la Grande Macchia Rossa. La rapida rotazione del pianeta gli conferisce l'aspetto di uno sferoide oblato e genera un intenso campo magnetico che dà origine ad un'estesa magnetosfera; inoltre, a causa del meccanismo di Kelvin-Helmholtz, Giove (come tutti gli altri giganti gassosi) emette una quantità di energia superiore a quella che riceve dal Sole.
A causa delle sue dimensioni e della composizione simile a quella solare, Giove è stato considerato per lungo tempo una "stella fallita": in realtà solamente se avesse avuto l'opportunità di accrescere la propria massa sino a 75-80 volte quella attuale il suo nucleo avrebbe ospitato le condizioni di temperatura e pressione favorevoli all'innesco delle reazioni di fusione dell'idrogeno in elio, il che avrebbe reso il sistema solare un sistema stellare binario. L'intenso campo gravitazionale di Giove influenza il sistema solare nella sua struttura perturbando le orbite degli altri pianeti e lo "ripulisce" da detriti che altrimenti rischierebbero di colpire i pianeti più interni. Intorno a Giove orbitano numerosi satelliti e un sistema di anelli scarsamente visibili; l'azione combinata dei campi gravitazionali di Giove e del Sole, inoltre, stabilizza le orbite di due gruppi di asteroidi troiani. Il pianeta, conosciuto sin dall'antichità, ha rivestito un ruolo preponderante nel credo religioso di numerose culture, tra cui i Babilonesi, i Greci e i Romani, che lo hanno identificato con il sovrano degli dei. Il simbolo astronomico del pianeta (♃) è una rappresentazione stilizzata del fulmine, principale attributo di quella divinità.
Osservazione
Giove appare ad occhio nudo come un astro biancastro molto brillante a causa della sua elevata albedo. È il quarto oggetto più brillante nel cielo, dopo il Sole, la Luna e Venere con cui, quando quest'ultimo risulta inosservabile, si spartisce il ruolo di "stella del mattino" o "stella della sera".Il periodo sinodico del pianeta è di 398,88 giorni, al termine dei quali il corpo celeste inizia una fase di moto retrogrado, in cui sembra spostarsi all'indietro nel cielo notturno rispetto allo sfondo delle stelle "fisse" eseguendo una traiettoria sigmoide. Giove, nei 12 anni circa della propria rivoluzione, attraversa tutte le costellazioni dello zodiaco.
Il pianeta è interessante da un punto di vista osservativo in quanto già con piccoli strumenti è possibile apprezzarne alcuni caratteristici dettagli superficiali. I periodi più propizi per osservare il pianeta corrispondono alle opposizioni e in particolare alle "grandi opposizioni", che si verificano ogni qual volta Giove transita al perielio. Queste circostanze, in cui l'astro raggiunge le dimensioni apparenti massime, consentono all'osservatore amatoriale, munito delle adeguate attrezzature, di scorgere più facilmente gran parte delle caratteristiche del pianeta. Un binocolo 10×50 o un piccolo telescopio rifrattore consentono già di osservare attorno al pianeta quattro piccoli punti luminosi, disposti lungo il prolungamento dell'equatore del pianeta: si tratta dei satelliti medicei. Poiché essi orbitano abbastanza velocemente intorno al pianeta, è possibile notarne i movimenti già tra una notte e l'altra: il più interno, Io, arriva a compiere tra una notte e la successiva quasi un'orbita completa.
Un telescopio da 60 mm permette già di osservare le caratteristiche bande nuvolose e, qualora le condizioni atmosferiche siano perfette, anche la caratteristica più nota del pianeta, la Grande Macchia Rossa che però è maggiormente visibile con un telescopio di 25 cm di apertura che consente di osservare meglio le nubi e le formazioni più fini del pianeta.
Nubi e bendaggio atmosferico
La copertura nuvolosa di Giove è spessa circa 50 km e consiste almeno di due strati di nubi di ammoniaca: uno strato inferiore piuttosto denso ed una regione superiore più rarefatta. I sistemi nuvolosi sono organizzati in fasce orizzontali lungo le diverse latitudini. Si suddividono in zone, di tonalità chiara, e bande, le quali appaiono scure per via della presenza su di esse di una minore copertura nuvolosa rispetto alle zone. La loro interazione dà luogo a violente tempeste, i cui venti raggiungono, come nel caso delle correnti a getto delle zone, velocità superiori ai 100-120 m/s (360-400 km/h).
È stata ipotizzata la presenza di un sottile strato di vapore acqueo al di sotto delle nubi di ammoniaca, come dimostrerebbero i fulmini registrati dalla sonda Galileo, che raggiungono intensità anche decine di migliaia di volte superiori a quelle dei fulmini terrestri: la molecola dell'acqua, essendo polare, è infatti capace di assumere una parziale carica in grado di creare la differenza di potenziale necessaria per generare la scarica. Le nubi d'acqua, grazie all'apporto del calore interno del pianeta, possono quindi formare dei complessi temporaleschi simili a quelli terrestri.
La Grande Macchia Rossa e altre tempeste
L'atmosfera di Giove ospita centinaia di vortici, strutture rotanti circolari che, come nell'atmosfera della Terra, possono essere divisi in due classi: cicloni ed anticicloni; i primi ruotano nel verso di rotazione del pianeta (antiorario nell'emisfero settentrionale ed orario in quello meridionale), mentre i secondi nel verso opposto. Una delle principali differenze con l'atmosfera terrestre è che su Giove gli anticicloni dominano numericamente sui cicloni, dal momento che il 90% dei vortici con un diametro superiore ai 2000 km sono anticicloni. La durata dei vortici varia da diversi giorni a centinaia di anni in base alle dimensioni: per esempio, la durata media di anticicloni con diametri compresi tra i 1000 ed i 6000 km è di 1–3 anni. Non sono mai stati osservati vortici nella regione equatoriale di Giove (entro i 10° di latitudine), in quanto la circolazione atmosferica di tale regione li renderebbe instabili. Come accade su ogni pianeta rapidamente rotante, gli anticicloni su Giove sono centri di alta pressione, mentre i cicloni lo sono di bassa pressione.
Il vortice sicuramente più noto è la Grande Macchia Rossa (GRS, dall'inglese Great Red Spot), una vasta tempesta anticiclonica posta 22º a sud dell'equatore del pianeta. La formazione presenta un aspetto ovale e ruota in senso antiorario con un periodo di circa 6 giorni. Le sue dimensioni, variabili, sono 24-40 000 km × 12-14 000 km: è quindi abbastanza grande da essere visibile già con telescopi amatoriali. Si tratta di una struttura svincolata da altre formazioni più profonde dell'atmosfera planetaria: le indagini infrarosse hanno mostrato che la tempesta è più fredda rispetto alle zone circostanti, segno che si trova più in alto rispetto ad esse: lo strato più alto di nubi della GRS infatti svetta di circa 8 km sugli strati circostanti. Anche prima che le sonde Voyager dimostrassero che si trattava di una tempesta, vi era già una forte evidenza che la Macchia fosse una struttura a sé stante, come d'altronde appariva dalla sua rotazione lungo il pianeta tutto sommato indipendente dal resto dell'atmosfera.
La Macchia varia notevolmente di colore gradazione, passando dal rosso mattone al salmone pastello, e talvolta anche al bianco; non è ancora noto cosa determini la colorazione rossa della macchia. Alcune teorie, suffragate dai dati sperimentali, suggeriscono che possa essere causata dai medesimi cromofori, in quantità differenti, presenti nel resto dell'atmosfera gioviana.
Non è noto se i cambiamenti che la Macchia manifesta siano il risultato di normali fluttuazioni periodiche, né tantomeno per quanto ancora essa durerà; i modelli fisico-matematici suggeriscono però che la tempesta sia stabile e quindi possa costituire, al contrario di altre, una formazione permanente del pianeta.
Satelliti naturali
Giove è circondato da una nutrita schiera di satelliti naturali, i cui membri attualmente identificati sono 63, che lo rendono il pianeta con il più grande corteo di satelliti con orbite ragionevolmente sicure del sistema solare. Otto di questi sono definiti satelliti regolari e possiedono orbite prograde (ovvero, che orbitano nello stesso senso della rotazione di Giove), quasi circolari e poco inclinate rispetto al piano equatoriale del pianeta. La classe è suddivisa in due gruppi:
1) Gruppo di Amaltea o interno, che costituisce il gruppo di satelliti più vicino al pianeta; ne fanno parte Metis, Adrastea, Amaltea e Tebe, che sono la sorgente delle polveri che vanno a formare il sistema di anelli del pianeta.
2) Gruppo principale o Satelliti medicei o galileiani; vi appartengono Io, Europa, Ganimede e Callisto e sono gli unici a presentare, in virtù della loro massa, una forma sferoidale.
Le restanti 54–55 lune sono annoverate tra i satelliti irregolari, le cui orbite, sia prograde sia retrograde (che orbitano in senso opposto rispetto al senso di rotazione di Giove), sono poste a una maggiore distanza dal pianeta madre e presentano alti valori di inclinazione ed eccentricità orbitale. Questi satelliti sono spesso considerati più che altro degli asteroidi (cui spesso assomigliano per dimensioni e composizione) catturati dalla grande gravità del gigante gassoso e frammentati a seguito di collisioni.
Impatti
Giove è stato spesso accreditato come lo "spazzino" del sistema solare, per via del suo immane pozzo gravitazionale e della sua posizione relativamente vicina al sistema solare interno, che lo rendono l'attrattore della maggior parte degli oggetti vaganti nelle sue vicinanze; per tale ragione è anche il pianeta con la maggior frequenza di impatti dell'intero sistema solare.
Tra gli impatti degni di nota è da ricordare quello della cometa Shoemaker-Levy 9 nel 1994.
(da Wikipedia)
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SATURNO
Saturno è il sesto pianeta del Sistema solare in ordine di distanza dal Sole ed il secondo pianeta più massiccio dopo Giove. Saturno, con Giove, Urano e Nettuno, è classificato come gigante gassoso. Il nome deriva dall'omonimo dio della mitologia romana. Il suo simbolo astronomico è una rappresentazione stilizzata della falce del dio dell'agricoltura e dello scorrere del tempo (in greco, Kronos).
Saturno è composto per il 95% da idrogeno e per il 3% da elio a cui seguono gli altri elementi. Il nucleo, consistente in silicati e ghiacci, è circondato da uno spesso strato di idrogeno metallico e quindi di uno strato esterno gassoso.
Le velocità dei venti nella atmosfera di Saturno possono raggiungere i 1 800 km/h, significativamente più veloci di quelle su Giove.
Saturno ha un esteso e vistoso sistema di anelli che consiste principalmente in particelle di ghiacci e polveri di silicati. Della sessantina di lune conosciute che orbitano intorno al pianeta, Titano è l'unica luna del Sistema solare ad avere un'atmosfera significativa.
Cenni storici
Saturno è l'ultimo dei pianeti visibili a occhio nudo ed era conosciuto sin dall'antichità. Il primo astronomo a osservarne la forma peculiare fu Galileo che nel 1610 non riuscì a risolvere completamente la figura del pianeta circondato dai suoi anelli. Inizialmente il pianeta gli apparve accompagnato da altri due corpi sui lati, e pertanto lo definì "tricorporeo".
Osservazione dalla Terra
Il momento migliore per osservare Saturno e i suoi anelli è l'opposizione (quando l'elongazione del pianeta è di 180º, e si trova quindi nella parte di cielo opposta al Sole).
In tutti questi casi il diametro di Saturno è troppo piccolo per poterlo percepire a occhio nudo e il pianeta apparirà sempre come un punto. È necessario un telescopio di modesta potenza (almeno 40 ingrandimenti, che pochi binocoli sono in grado di fornire) per poter distinguere il disco del pianeta e gli anelli e il materiale dal quale è costituito.
Parametri orbitali
Saturno orbita attorno al Sole ad una distanza media di 1,427 · 109 km, percorrendo una rivoluzione completa in 29,458 anni terrestri. La sua orbita è inclinata di 2,488º rispetto all'eclittica ed è eccentrica di un fattore 0,0560. Alla sua distanza, la luce del Sole appare 100 volte meno intensa rispetto alle misure effettuate da Terra.
Con una massa pari a 95,181 volte e un volume pari a 744 volte quello terrestre, Saturno è il secondo pianeta più grande del sistema solare dopo Giove.
L'asse di rotazione è inclinato di 26,731°, regalando al pianeta un ciclo di stagioni più o meno analogo a quello terrestre e marziano, ma assai più lungo.
Il periodo di rotazione di Saturno sul proprio asse varia a seconda della quota; gli strati superiori, nelle regioni equatoriali, impiegano 10,23378 ore a compiere un giro completo, mentre nucleo e mantello ruotano in 10,67597 ore.
Atmosfera
L'atmosfera di Saturno mostra bande simili a quelle di Giove, ma molto più deboli e più larghe vicino all'equatore. Le formazioni atmosferiche (macchie, nubi) sono così deboli da non essere mai state osservate prima dell'arrivo delle sonde Voyager. Da allora i telescopi a terra e in orbita sono migliorati al punto da poter condurre regolari osservazioni delle caratteristiche atmosferiche di Saturno. Sono state trovate tempeste di forma ovale dalla lunga vita e molto simili a quelle di Giove. Nel 1990 il Telescopio Spaziale Hubble osservò un'enorme nube bianca vicino all'equatore del pianeta, e un'altra fu osservata nel 1994. Negli anni ottanta le due sonde del Programma Voyager fotografarono una struttura esagonale presente nei pressi del polo nord del pianeta, che è stata osservata anche dalla sonda Cassini. Non si conoscono ancora le cause della presenza di questa forma geometrica regolare, ma sembra che non sia collegato con la radio-emissione di Saturno e con la sua attività delle aurore polari.
L'atmosfera di Saturno, molto simile a quella di Giove, è composta principalmente di idrogeno ed elio; quella di Saturno contiene tuttavia una percentuale di idrogeno leggermente maggiore, oltre ad una quantità di fosforo ed arsenico circa 10 volte superiore. Anche nel caso di Saturno, come per Giove, è stato possibile individuare tramite la spettroscopia agli infrarossi la presenza di concentrazioni infinitesimali di monossido di carbonio, fosfina, idruro di germanio ed arsina. Forse questi composti chimici, che normalmente non potrebbero esistere in un'atmosfera a base di idrogeno ed elio, si originano in reazioni chimiche sconosciute e sono poi spinti fino al livello atmosferico visibile del pianeta da forti moti convettivi.
Una sostanziale differenza fra le atmosfere di Giove e Saturno è la presenza di bande chiare e scure, specialmente presso l'equatore, molto evidenti nel primo ma estremamente soffuse e poco contrastate nell'altro. Il motivo è probabilmente la minore temperatura atmosferica di Saturno (130 K nell'alta atmosfera), che favorisce la formazione di nubi ad una profondità maggiore rispetto a Giove. Ciò nonostante l'atmosfera saturniana è percorsa da venti fortissimi, che soffiano fino a 1800 km/h presso l'equatore. Sono inoltre presenti cicloni, soprattutto alle alte latitudini, dalla durata relativamente breve e dalle dimensioni massime di circa 1200 km.
Satelliti naturali
Saturno possiede un elevato numero di satelliti naturali: 61 di cui se ne conoscono 49 tra confermati e probabili, 12 dei quali scoperti solo nel 2005 grazie al telescopio giapponese Subaru; solo 30 sono attualmente dotati di nomi propri. Non sarà mai possibile quantificare con precisione il loro numero, perché tecnicamente tutti i minuscoli corpi ghiacciati che compongono gli anelli di Saturno sono da considerarsi satelliti. Il satellite saturniano più interessante è di gran lunga Titano, l'unico satellite del sistema solare a possedere una densa atmosfera.
Il gran numero di satelliti e la presenza degli anelli rende molto complessa la dinamica del sistema di Saturno. Gli anelli sono influenzati dai movimenti dei satelliti, che causano marcate divisioni o lacune, e l'interazione mareale con Saturno porta effetti perturbanti sulle orbite dei satelliti minori.
Anelli
Saturno possiede un magnifico sistema di anelli planetari, composti da milioni di piccoli oggetti ghiacciati, della grandezza che varia dal micrometro al metro, orbitanti attorno al pianeta sul suo piano equatoriale, e organizzati in un anello piatto. Poiché l'asse di rotazione di Saturno è inclinato rispetto al suo piano orbitale, anche gli anelli risultano inclinati. Questa natura "granulare" degli anelli fu dimostrata per via teorica fin dal 1859 dal fisico scozzese James Clerk Maxwell.
Gli anelli iniziano ad un'altezza di circa 6600 km dalla sommità delle nubi di Saturno e si estendono fino a 120 000 km, poco meno di un terzo della distanza Terra-Luna. Il loro spessore è mediamente pari ad appena 10 metri.
La loro scoperta è dovuta a Christiaan Huygens, nel 1655; in precedenza già Galileo Galilei aveva notato delle insolite protuberanze ai lati del pianeta, ma la scarsa potenza del suo telescopio e la particolare posizione di Saturno all'epoca - con gli anelli disposti di taglio per un osservatore terrestre, e quindi periodicamente invisibili - non gli avevano permesso di distinguerne la forma con chiarezza.
Gli anelli sono divisi in sette fasce, separate da divisioni quasi vuote. L'organizzazione in fasce e divisioni risulta da una complessa dinamica ancora non ben compresa, ma nella quale giocano sicuramente un ruolo i cosiddetti satelliti pastori, lune di Saturno che orbitano all'interno o subito fuori dell'anello.
L'origine degli anelli è sconosciuta. Ci sono due ipotesi principali: che siano il risultato della distruzione di un satellite di Saturno, ad opera di una collisione con una cometa o con un altro satellite, oppure che siano un "avanzo" del materiale da cui si formò Saturno che non è riuscito ad assemblarsi in un corpo unico.
Queste due teorie però, probabilmente, andranno presto riconsiderate, invero, esse si basano sul presupposto d'instabilità degli anelli, condannandoli ad una vita relativamente breve (dispersione, o caduta sul pianeta, nel giro di pochi milioni di anni); tuttavia studi recenti hanno ipotizzato che la loro massa sia maggiore di quanto creduto, facendo così spostare la datazione della loro nascita a miliardi di anni indietro.
Nell'ottobre del 2009 grazie al telescopio spaziale Spitzer, è stato scoperto il più grande anello di Saturno mai osservato prima di oggi. Questo enorme anello si trova alla periferia del sistema di Saturno, in un'orbita inclinata di 27º rispetto al piano del sistema di sette anelli principali. Il nuovo anello, che si ritiene sia originato da Febe, è composto di ghiaccio e di polvere allo stato di particelle alla temperatura di -157 °C. Pur essendo molto esteso questo anello è rilevabile solo nello spettro infrarosso, perché non riflette la luce visibile. La massa dell'anello comincia a circa 6 milioni di chilometri dal pianeta e si estende su 11,9 milioni di chilometri. La scoperta potrebbe essere decisiva per risolvere il problema legato alla colorazione del satellite Giapeto: gli astronomi ritengono che le particelle dell'anello, che orbitano Saturno in modo retrogrado (proprio come Febe), vadano a collidere contro la superficie di Giapeto quando esso, durante il suo moto orbitale, attraversa l'anello.
(da Wikipedia)
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URANO
Urano è il settimo pianeta del sistema solare in ordine di distanza dal Sole, il terzo per diametro e il quarto per massa. Porta il nome della divinità greca del cielo Urano, padre di Crono (Saturno) e nonno di Zeus (Giove). Sebbene sia visibile anche ad occhio nudo come gli altri cinque pianeti noti fin dall'antichità non fu mai riconosciuto come tale a causa della sua bassa luminosità e della sua orbita particolarmente lenta; venne scoperto infatti soltanto il 13 marzo 1781 da William Herschel diventando così il primo pianeta ad essere stato scoperto tramite un telescopio. Una curiosità riguardo alla sua scoperta è che essa giunse del tutto inaspettata: i pianeti visibili ad occhio nudo (fino a Saturno) erano conosciuti da millenni e nessuno sospettava l'esistenza di altri pianeti, fino alla scoperta di Herschel che notò come una particolare stellina sembrava spostarsi. Da quel momento in poi nessuno fu più sicuro del reale numero di pianeti del nostro sistema solare.
La composizione chimica di Urano è simile a quella di Nettuno ed entrambi hanno una composizione differente rispetto a quella dei giganti gassosi più grandi Giove e Saturno. Per questa ragione gli astronomi talvolta preferiscono riferirsi a questi due pianeti trattandoli come una classe separata, i "giganti ghiacciati". L'atmosfera del pianeta, sebbene sia simile a quella di Giove e Saturno per la presenza abbondante di idrogeno ed elio, contiene una proporzione elevata di "ghiacci", come l'acqua, l'ammoniaca e il metano, assieme a tracce di idrocarburi. È anche l'atmosfera più fredda del sistema solare con una temperatura minima che può scendere fino a 49 K (−224 °C). Possiede una complessa struttura di nubi ben stratificata in cui si pensa che l'acqua si trovi negli strati inferiori e il metano in quelli più in quota. L'interno del pianeta al contrario sarebbe composto principalmente di ghiacci e rocce.
Una delle caratteristiche più insolite del pianeta è l'orientamento del suo asse di rotazione. Tutti gli altri pianeti hanno il proprio asse quasi perpendicolare al piano dell'orbita, mentre quello di Urano è quasi parallelo. Ruota quindi mantenendo uno dei suoi poli verso il Sole per metà del periodo di rivoluzione con conseguente estremizzazione delle fasi stagional. Inoltre, poiché l'asse è inclinato di poco più di 90°, la rotazione è tecnicamente retrograda: Urano ruota nel verso opposto rispetto a quello di tutti gli altri pianeti del sistema solare (eccetto Venere) anche se, vista l'eccezionalità dell'inclinazione la rotazione retrograda, è solo una nota minore. Il periodo della sua rivoluzione attorno al Sole è di circa 84 anni terrestri e quindi ogni 42 anni cambia il polo esposto alla nostra stella. Inoltre il polo ha una temperatura superiore rispetto a quella dell'equatore. L'orbita di Urano giace in pratica sul piano dell'eclittica (inclinazione di 0,7°).
Come gli altri pianeti giganti, Urano possiede un sistema di anelli planetari, una magnetosfera e numerosi satelliti; visti da Terra, a causa dell'inclinazione del pianeta, i suoi anelli possono talvolta apparire come un sistema concentrico che circonda il pianeta come fossero anelli di un bersaglio e le sue lune girargli attorno come fossero lancette di un orologio, anche se nel 2007 e 2008 gli anelli apparissero di taglio. Nel 1986 la sonda Voyager 2 mostrò Urano come un pianeta senza alcun segno distintivo sulla sua superficie, come bande e tempeste tipiche invece degli altri pianeti gassosi. Le osservazioni condotte dalla Terra hanno mostrato delle evidenze di cambiamenti legati alle stagioni e un aumento dell'attività climatica, come il pianeta si è avvicinato all'equinozio. La velocità dei venti su Urano può raggiungere i 250 m/s, pari a 900 km/h.
Osservazione
Il pianeta manifesta fluttuazioni nella luminosità, ben documentate, determinate sia da cambiamenti fisici dell'atmosfera del pianeta, sia da considerazioni geometriche e prospettiche. La luminosità di Urano è influenzata dalla sua distanza dal Sole, dalla distanza dalla Terra e dalla particolare vista che offre al nostro pianeta: Urano appare leggermente più grande e più luminoso quando mostra le regioni polari alla Terra. Inoltre è stata individuata una correlazione tra l'attività solare e la luminosità del pianeta: durante i periodi di intensa attività solare, le fluttuazioni nella luminosità del pianeta sono più pronunciate.
Tra il 1995 ed il 2006 la magnitudine apparente di Urano è variata fluttuando tra +5,5 e +6,0, ponendolo giusto al di sopra del limite per la visibilità ad occhio nudo, intorno +6,5. All'opposizione, è visibile come una debole stella quando il cielo è scuro e può essere osservato anche in ambiente urbano usando un binocolo. Dalla terra ha un diametro compreso tra 3,4 e i 3,7 secondi d'arco. Con un telescopio a 100 ingrandimenti si riesce ad intravedere la forma di un disco, fino ad arrivare a 500× dove raggiunge le dimensioni angolari della Luna. Anche usando grossi telescopi non può essere visto nessun dettaglio del suo disco. In ogni modo studi all'infrarosso della sua atmosfera mediante l'utilizzo di ottiche adattive e del Telescopio spaziale Hubble hanno riportato dati interessanti nei vari anni dopo il passaggio della sonda Voyager 2.
L'osservazione dei satelliti del pianeta è difficoltosa. Oberon e Titania possono essere individuati con un telescopio da 8'', in un cielo particolarmente buio. Aperture di 12-14 '' e 16 '' dovrebbero permettere l'individuazione di Ariel ed Umbriel rispettivamente. Miranda può essere osservata solo con grandi telescopi.
Atmosfera
L'atmosfera è spessa 7600 km ed è composta da idrogeno (83%), elio (15%), metano (2%) e con tracce di acqua ed ammoniaca. Nel 1986 la sonda spaziale Voyager 2 rilevò nubi trasportate da correnti d'aria di velocità compresa tra i 100 ed i 600 km/h. Nel 1998 il telescopio spaziale Hubble ha fotografato, a differenti altitudini, circa 20 formazioni nuvolose tra le più luminose presenti nel sistema solare esterno. Le nubi sono probabilmente formate da cristalli di metano che condensano come bolle calde di gas risalenti dalle profondità di Urano. La parte sottostante, più dell'80% della massa del pianeta, è formata da un liquido composto principalmente da materiali "ghiacciati" di acqua, metano ed ammoniaca, mentre la parte centrale è formata da materiale più denso.
Il colore ciano del pianeta è dovuto alla presenza di metano nell'atmosfera, che assorbe la luce rossa e riflette quella blu. La temperatura della superficie delle nuvole che ricoprono Urano è di circa 55 K (−218 °C). Urano è talmente distante dal Sole che la differenza di temperatura tra l'estate e l'inverno è quasi nulla.
Inclinazione dell'asse
La principale particolarità di Urano sta nell'inclinazione del suo asse che si trova inclinato di 98° sul piano dell'orbita. Si può pertanto affermare che l'asse di rotazione di Urano giace quasi sul suo piano orbitale. Di conseguenza, uno dei due poli vedrà il Sole per metà dell'orbita, e per la successiva metà dell'orbita cadrà nella zona in ombra. Nel tratto intermedio all'inversione dei due poli rispetto al Sole, si verifica la situazione in cui il Sole sorge e tramonta intorno all'equatore normalmente.
Quando la sonda Voyager 2 visitò il pianeta nel 1986 il polo sud di Urano era diretto verso il Sole. Da notare che l'assegnazione di questo polo come polo sud è attualmente in discussione. Urano può essere descritto come pianeta che ha un'inclinazione dell'asse leggermente maggiore di 90° o come pianeta che ha un'inclinazione leggermente inferiore a 90° e una rotazione retrograda. Queste due descrizioni sono esattamente equivalenti come descrizione fisica di un pianeta, ma il risultato è che la definizione di Polo Nord e Polo Sud è una l'opposta dell'altra.
Un risultato di questo strano orientamento è che le regioni polari di Urano ricevono una grande quantità di energia dal Sole in maniera maggiore rispetto alle regioni prossime all'equatore. Tuttavia Urano è più caldo all'equatore che ai poli, anche se il meccanismo responsabile di ciò non è attualmente conosciuto. È sconosciuta anche la ragione per cui l'asse di rotazione di Urano è così inclinato. Per spiegare quest'ultimo fatto è stata presentata un'ipotesi che si basa su una possibile collisione di Urano, durante le fasi di formazione, con un altro protopianeta, con risultato finale questa strana inclinazione dell'asse.
Sembra anche che l'estrema inclinazione dell'asse di rotazione di Urano causi delle variazioni estreme nelle stagioni per quanto riguarda il tempo meteorologico. Durante il viaggio del Voyager 2 le nubi di Urano erano estremamente deboli e miti, mentre osservazioni più recenti (2005) fatte tramite il telescopio spaziale Hubble hanno rilevato una presenza molto più accentuata e turbolenta di allora, quando l'inclinazione dell'asse stava portando l'equatore nella direzione perpendicolare al Sole (tale allineamento si è avuto nel 2007).
Satelliti naturali
I satelliti naturali di Urano fino ad oggi (2005) scoperti sono 27, tra questi i 5 principali sono: Ariel, Umbriel, Titania, Oberon, Miranda.
(da Wikipedia)
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NETTUNO
Nettuno è l'ottavo e più lontano pianeta del Sistema solare partendo dal Sole. Si tratta del quarto pianeta più grande, considerando il suo diametro, e addirittura il terzo se si considera la sua massa. Nettuno ha 17 volte la massa della Terra ed è leggermente più massiccio del suo quasi-gemello Urano, la cui massa è uguale a 15 masse terrestri, ma è meno denso di Nettuno. Il nome del pianeta è dedicato al dio romano del mare; il suo simbolo è , una versione stilizzata del tridente di Nettuno.
Scoperto la sera del 23 settembre 1846 da Johann Gottfried Galle con il telescopio dell'Osservatorio astronomico di Berlino, e Heinrich Louis d'Arrest, uno studente di astronomia che lo assisteva, Nettuno fu il primo pianeta ad essere stato trovato tramite calcoli matematici più che attraverso regolari osservazioni: cambiamenti insoliti nell'orbita di Urano lasciarono credere agli astronomi che vi fosse, all'esterno, un pianeta sconosciuto che ne perturbasse l'orbita. Il pianeta fu scoperto entro appena un grado dal punto previsto. La luna Tritone fu individuata poco dopo, ma nessuno degli altri 12 satelliti naturali di Nettuno fu scoperto prima del XX secolo. Il pianeta è stato visitato da una sola sonda spaziale, la Voyager 2 che transitò vicino ad esso il 25 agosto 1989.
Nettuno ha una composizione simile a quella di Urano ed entrambi hanno composizioni differenti da quelle dei più grandi pianeti gassosi Giove e Saturno. Per questo sono talvolta classificati in una categoria separata, i cosiddetti "giganti ghiacciati". L'atmosfera di Nettuno, sebbene simile a quelle sia di Giove che di Saturno essendo composta principalmente da idrogeno ed elio, possiede anche maggiori proporzioni di "ghiacci", come acqua, ammoniaca e metano, assieme a tracce di idrocarburi e forse azoto. In contrasto, l'interno del pianeta è composto essenzialmente da ghiacci e rocce come il suo simile Urano. Le tracce di metano presenti negli strati più esterni dell'atmosfera contribuiscono a conferire al pianeta Nettuno il suo caratteristico colore azzurro intenso.
Nettuno possiede i venti più forti di ogni altro pianeta nel Sistema Solare. Sono state misurate raffiche a velocità superiori ai 2 100 km/h. All'epoca del sorvolo da parte della Voyager 2, nel 1989, l'emisfero sud del pianeta possedeva una Grande Macchia Scura comparabile con la Grande Macchia Rossa di Giove; la temperatura delle nubi più alte di Nettuno era di circa −218 °C, una delle più fredde del Sistema solare, a causa della grande distanza dal Sole. La temperatura al centro del pianeta è di circa 7 · 103 °C, comparabile con la temperatura superficiale del Sole e simile a quella del nucleo di molti altri pianeti conosciuti. Il pianeta possiede inoltre un debole sistema di anelli, scoperto negli anni sessanta ma confermato solo dalla Voyager 2.
Osservazione
Nettuno è invisibile ad occhio nudo dalla Terra; la sua magnitudine apparente, sempre compresa fra la 7,7 e la 8,0, necessita almeno di un binocolo per permettere l'individuazione del pianeta.
Visto attraverso un grande telescopio, Nettuno appare come un piccolo disco bluastro dal diametro apparente di 2,2–2,4 secondi d'arco simile nell'aspetto ad Urano. Il colore è dovuto alla presenza di metano nell'atmosfera nettuniana, in ragione del 2%. Si è avuto un netto miglioramento nello studio visuale del pianeta dalla Terra con l'avvento del Telescopio spaziale Hubble e dei grandi telescopi a terra con ottiche adattive. Le immagini migliori ottenibili dalla Terra permettono oggi di individuarne le formazioni nuvolose più pronunciate e le regioni polari, più chiare del resto dell'atmosfera. Con strumenti meno precisi è impossibile individuare qualsiasi formazione superficiale del pianeta, ed è preferibile dedicarsi alla ricerca del suo satellite principale, Tritone.
Ad osservazioni nelle frequenze radio, Nettuno appare essere la sorgente di due emissioni: una continuata e piuttosto debole, l'altra irregolare e più energetica. Gli studiosi ritengono che entrambe siano generate dal campo magnetico rotante del pianeta. Le osservazioni nell'infrarosso esaltano le formazioni nuvolose del pianeta, che brillano luminose sullo sfondo più freddo, e permettono di determinarne agevolmente le forme e le dimensioni.
Fra il 2010 ed il 2011 Nettuno ha completato la sua prima orbita attorno al Sole dal 1846, quando venne scoperto da Johann Galle, ed è stato quindi osservabile in prossimità delle coordinate a cui è stato scoperto.
Parametri orbitali
Il pianeta compie una rivoluzione attorno al Sole in circa 164,79 anni. Con una massa pari a circa 17 volte quella terrestre ed una densità media di 1,64 volte quella dell'acqua, Nettuno è il più piccolo e più denso fra i pianeti giganti del sistema solare. Il suo raggio equatoriale, ponendo lo zero altimetrico alla quota in cui la pressione atmosferica vale 1 000 hPa, è di 24 764 km.
L'orbita di Nettuno è caratterizzata da un'inclinazione di 1,77° rispetto al piano dell'eclittica e da un'eccentricità di 0,011. In conseguenza di ciò la distanza tra Nettuno ed il Sole varia di 101 milioni di chilometri tra perielio ed afelio, i punti dell'orbita in cui il pianeta è rispettivamente più vicino e più lontano al Sole.
Nettuno compie una rotazione completa intorno al proprio asse in circa 16,11 ore. L'asse è inclinato di 28,32° rispetto al piano orbitale, valore simile all'angolo d'inclinazione dell'asse della Terra (23°) e di Marte (25°). Di conseguenza i tre pianeti sperimentano cambiamenti stagionali simili. Tuttavia il lungo periodo orbitale implica che su Nettuno ciascuna stagione abbia una durata di circa quaranta anni terrestri.
Poiché Nettuno non è un corpo solido, la sua atmosfera presenta una rotazione differenziale: le ampie fasce equatoriali ruotano con un periodo di circa 18 ore, inferiore al periodo di rotazione del campo magnetico del pianeta che è pari a 16,1 ore; le regioni polari invece completano una rotazione in 12 ore. Nettuno presenta la rotazione differenziale più marcata del sistema solare che origina forti venti longitudinali.
Massa e dimensioni
Con una massa di 1,0243 · 1026 kg Nettuno è un corpo intermedio fra la Terra ed i grandi giganti gassosi: la sua massa è diciassette volte quella della Terra, ma è appena un diciannovesimo di quella di Giove. Il raggio equatoriale del pianeta è di 24 764 km, circa quattro volte maggiore di quello della Terra. Nettuno ed Urano sono spesso considerati come una sottoclasse di giganti, chiamata "giganti ghiacciati", a causa delle loro dimensioni inferiori e alla più alta concentrazione di sostanze volatili rispetto a Giove e Saturno. Nella ricerca di pianeti extrasolari Nettuno è stato usato come termine di paragone: i pianeti scoperti con una massa simile sono detti infatti "pianeti nettuniani", così come gli astronomi si riferiscono ai vari "pianeti gioviani".
Atmosfera
Ad alta quota, l'atmosfera di Nettuno è formata all'80% da idrogeno ed al 19% da elio, e tracce di metano. Notevoli bande di assorbimento del metano si trovano vicino alla lunghezza d'onda dei 600 nm nella parte rossa ed infrarossa dello spettro. Così come per Urano, quest'assorbimento della luce rossa da parte del metano atmosferico contribuisce a conferire a Nettuno il suo caratteristico colore azzurro intenso, sebbene il colore azzurro differisca dal più tenue acquamarina tipico di Urano. Dato che la quantità di metano contenuta nell'atmosfera di Nettuno è simile a quella di Urano, ci dev'essere qualche altra sostanza non conosciuta che contribuisca in modo determinante a conferire questa tonalità così intensa al pianeta.
L'atmosfera di Nettuno è suddivisa in due regioni principali: la bassa troposfera, dove la temperatura decresce con l'altitudine, e la stratosfera, dove la temperatura aumenta con l'altitudine; il confine fra le due, la tropopausa si trova a circa 0,1 bar. La stratosfera dunque è seguita dalla termosfera alla pressione inferiore a 10−4−10−5 µbar. L'atmosfera sfuma gradualmente verso l'esosfera.
Fenomeni meteorologici
Una differenza fra Nettuno e Urano è il livello tipico di attività meteorologica. Quando la sonda spaziale Voyager 2 sorvolò Urano, nel 1986, questo pianeta era visivamente privo di attività atmosferica. In contrasto Nettuno mostrava notevoli fenomeni climatici durante il sorvolo della sonda, avvenuto nel 1989.
Il tempo meteorologico di Nettuno è caratterizzato da sistemi tempestosi estremamente dinamici, con venti che raggiungono la velocità quasi supersonica di 600 m/s. Più tipicamente, tracciando il movimento delle nubi persistenti, la velocità del vento sembra variare dai 20 m/s in direzione est fino ai 235 m/s in direzione ovest. Sulla cima delle nubi, i venti predominanti variano in velocità dai 400 m/s lungo l'equatore ai 250 m/s sui poli. Molti dei venti di Nettuno si muovono in direzione opposta rispetto alla rotazione del pianeta. Il livello generale dei venti mostra una rotazione prograda alle alte latitudini e retrograda alle basse latitudini; la differenza della direzione dei flussi ventosi si crede sia un effetto superficiale e non dovuto ad alcun processo atmosferico più profondo. A 70° S di longitudine, un getto ad alta velocità viaggia a 300 m s−1. L'abbondanza di metano, etano e acetilene all'equatore di Nettuno è 10–100 volte superiore di quella dei poli; ciò è interpretato come un'evidenza della presenza di fenomeni di risalita all'equatore e di subsidenza verso i poli. Nel 2007 fu scoperto che gli strati superiori della troposfera del polo sud di Nettuno erano di circa 10 °C più tiepidi che nel resto del pianeta, con una media di circa −200 °C. Il differenziale di calore è sufficiente per consentire al gas metano, che in altri punti si gela nell'alta atmosfera del pianeta, di essere espulso verso lo spazio. Il relativo "hot spot" è dovuto all'inclinazione dell'asse di Nettuno, che ha esposto il polo sud al Sole per l'ultimo quarto di anno nettuniano, pari a circa 40 anni terrestri; similmente a come avviene nella Terra, l'alternanza delle stagioni farà in modo che il polo esposto al Sole sarà in seguito il polo nord, causando così il riscaldamento e la successiva emissione di metano dall'atmosfera in quest'ultimo polo. A causa del cambiamento stagionale, le bande di nubi dell'emisfero sud di Nettuno sono aumentate in dimensioni e albedo; questo processo fu osservato inizialmente nel 1980 e ci si aspetta che finirà attorno al 2020. Il lungo periodo orbitale di Nettuno causa un alternarsi stagionale in quarant'anni.
Tempeste
Nel 1989 fu scoperta dalla sonda Voyager 2 la Grande Macchia Scura, un sistema di tempeste anticiclonico delle dimensioni di 13000 × 6600 km, La tempesta ricordò la Grande Macchia Rossa di Giove; tuttavia, il 2 novembre 1994, il Telescopio Spaziale Hubble non riuscì ad osservare questa macchia scura sul pianeta. Al suo posto, apparve una nuova tempesta simile alla Grande Macchia Scura nell'emisfero nord.
Lo "Scooter" è un'altra tempesta, una nube bianca posta più a sud della Grande Macchia Scura; il suo nome deriva dal fatto che quando fu osservata per la prima volta nel mese precedente al sorvolo della sonda Voyager 2, si muoveva più velocemente della Grande Macchia Scura. Immagini successive rivelarono delle nubi più rapide. La Piccola Macchia Scura è invece una tempesta ciclonica meridionale, la seconda tempesta più potente osservata durante il transito del 1989; inizialmente era completamente scura, ma come la sonda si avvicinò iniziò a mostrarsi una macchia più chiara, visibile in tutte le immagini ad alta risoluzione.
Le macchie scure di Nettuno si crede siano apparse nella troposfera ad altezze inferiori rispetto alle nubi più bianche e luminose del pianeta, così appaiono come dei buchi nello strato di nubi sovrastante; dal momento che sono delle strutture stabili che possono persistere per diversi mesi, si crede che siano delle strutture a vortice. Spesso nei pressi di queste strutture si trovano delle nubi di metano più brillanti e persistenti, che si formano presumibilmente all'altezza della tropopausa.
La persistenza di nubi compagne mostra che alcune macchie oscure continuano ad esistere come cicloni, sebbene non siano più visibili come punti scuri; le macchie scure potrebbero anche dissiparsi quando migrano troppo vicino all'equatore, oppure tramite degli altri meccanismi non conosciuti.
Satelliti naturali
Nettuno possiede tredici satelliti naturali conosciuti, il maggiore dei quali è Tritone; gli altri satelliti principali sono Nereide, Proteo e Larissa.
Tritone è l'unico satellite di Nettuno che possiede una forma ellissoidale; fu individuato per la prima volta dall'astronomo William Lassell appena 17 giorni dopo la scoperta del pianeta madre. Orbita in direzione retrograda rispetto a Nettuno, a differenza di tutti gli altri satelliti principali del sistema solare; è in rotazione sincrona con Nettuno e la sua orbita è in decadimento costante.
A parte Tritone il satellite più interessante è Nereide, la cui orbita è fra le più eccentriche dell'intero sistema solare.
Fra il luglio ed il settembre 1989 la sonda statunitense Voyager 2 ha individuato sei nuovi satelliti fra i quali spicca Proteo, le cui dimensioni sarebbero quasi sufficienti a conferirgli una forma sferoidale. È il secondo satellite del sistema di Nettuno, pur con una massa pari ad appena lo 0,25% di quella di Tritone.
Una nuova serie di scoperte è stata annunciata nel 2004 e si tratta di satelliti minori e fortemente irregolari.
(da Wikipedia)
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PLUTONE
Plutone è un pianeta nano orbitante nelle regioni periferiche del sistema solare, con un'orbita eccentrica a cavallo dell'orbita di Nettuno; fu scoperto nel 1930 da Clyde Tombaugh e inizialmente classificato come il nono pianeta.
Il nuovo corpo celeste venne battezzato in onore di Plutone, divinità romana dell'Oltretomba; le prime lettere del nome, PL, sono anche le iniziali dell'eminente astronomo Percival Lowell che per primo ne postulò l'esistenza. Il suo simbolo astronomico è la versione stilizzata delle iniziali di Lowell.
Precedentemente considerato un pianeta vero e proprio, il 24 agosto 2006 Plutone è stato riclassificato come pianeta nano dall'Unione Astronomica Internazionale, ricevendo il nome di 134340 Pluto. In virtù dei suoi parametri orbitali, Plutone è anche considerato un classico esempio di oggetto trans-nettuniano.
Plutone è stato assunto quale elemento di riferimento della classe dei pianeti nani trans-nettuniani, denominati ufficialmente plutoidi dalla Unione Astronomica Internazionale.
Osservazione dalla Terra
La magnitudine apparente di Plutone dalla Terra è pari a 14,5, mentre il suo diametro angolare è soltanto in media di 0,14 secondi d'arco, caratteristiche che ne rendono difficile l'osservazione dalla Terra e che giustificano la sua individuazione solamente nella prima metà del XX secolo.
Parametri orbitali
Plutone possiede un'orbita molto eccentrica e notevolmente inclinata rispetto all'eclittica, e in un breve periodo della sua rivoluzione si trova più vicino al Sole di Nettuno. Tuttavia i due oggetti orbitano in risonanza 2:3, e quindi non si verificano incontri ravvicinati tali da perturbare l'orbita di Plutone.
A partire dagli anni novanta del XX secolo sono stati scoperti diversi planetoidi della fascia di Edgeworth-Kuiper in risonanza orbitale 2:3 con Nettuno: oggi tali corpi vanno sotto la denominazione comune di plutini, e Plutone ne è considerato il prototipo.
Atmosfera
Il sistema di Plutone non è mai stato visitato da alcuna sonda spaziale, e pertanto molte misurazioni relative alla sua natura fisica sono approssimative e non confermate. Si ritiene comunque che esso possieda una debole atmosfera, composta prevalentemente da metano gassoso, quindi da argon, azoto, monossido di carbonio, ossigeno. Probabilmente la pressione atmosferica, comunque estremamente bassa, varia sensibilmente al variare della distanza del corpo dal Sole e con il ciclo delle stagioni: è presente quando il pianeta nano si trova vicino al perielio, nel momento in cui la pressione al suolo raggiungerebbe dai 3 ai 160 microbar, mentre a distanze maggiori dal Sole congela e precipita sulla superficie.
Superficie
La superficie di Plutone, composta da ghiaccio d'acqua e di metano, non è uniforme, come dimostrano le sensibili variazioni di albedo riscontrabili dalla Terra nel corso della rotazione del pianeta.
La temperatura superficiale si aggira tra i 40 e i 60 K.
Satelliti naturali
Plutone possiede cinque satelliti naturali conosciuti: il più massiccio, Caronte, fu identificato nel 1978, mentre altri due, di dimensioni minori, Notte e Idra, sono stati scoperti nel maggio 2005. La loro individuazione da parte di astronomi dell'Università Johns Hopkins è stata resa possibile dall'analisi delle fotografie scattate dal telescopio spaziale Hubble fra il 15 e il 18 maggio 2005; la loro esistenza è stata confermata con precovery dalle immagini dell'Hubble del 14 giugno 2002.
Si ritiene che entrambi i due satelliti minori abbiano masse minori dello 0,3% di Caronte (o 0,03% della massa di Plutone). Una ricerca approfondita condotta dalla Terra fino alla magnitudine visuale 27 e fino a una distanza di 5 secondi d'arco ha escluso l'esistenza di altri satelliti di dimensioni maggiori di 12 km.
Il quarto satellite è stato scoperto tramite il telescopio spaziale Hubble il 28 giugno 2011 e altre immagini del 3 e del 18 luglio ne hanno confermato l'esistenza. La sua scoperta è stata annunciata dalla NASA il 20 luglio 2011 e, in attesa di un nome definitivo, gli è stato provvisoriamente assegnato il nome S/2011 P 1 (P4).
Il quinto satellite, chiamato provvisoriamente P5, è stato scoperto dal telescopio spaziale Hubble l'11 luglio 2012.
Status planetario controverso
Fin dalle prime analisi di Plutone è emerso che il pianeta fosse un pianeta anomalo, la sua orbita era molto diversa da quella degli altri pianeti e la sua dimensione era modesta rapportata a quella degli altri pianeti. Nel corso degli anni queste e altre considerazioni astronomiche hanno spinto alcuni astronomi a richiedere la riclassificazione del corpo celeste. Infine il 24 agosto 2006 l'Unione Astronomica Internazionale tramite votazione ha deciso di riclassificare il corpo celeste come pianeta nano.
(da Wikipedia)
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ALTRI PIANETI NANI
Haumea
Haumea è un pianeta nano di discrete dimensioni del sistema solare esterno, tecnicamente un oggetto trans-nettuniano, individuato da una squadra di astronomi californiani dell'osservatorio di Monte Palomar il 28 dicembre 2004.
La scoperta fu annunciata il 29 luglio 2005, lo stesso giorno in cui vennero rese note le scoperte di altri due oggetti trans-nettuniani di notevoli dimensioni, Eris e Makemake. Il 17 settembre 2008, è stato classificato come pianeta nano dall'IAU e denominato Haumea in onore di una dea hawaiana della fertilità.
Per dimensioni, l'oggetto è simile a Plutone. Una particolarità del corpo è che la sua rotazione è estremamente rapida, circa quattro ore, il che gli fa assumere una forma allungata.
Ha due satelliti naturali: Hi'iaka e Namaka, scoperti nel 2005.
Eris
Eris è il più grande pianeta nano conosciuto del sistema solare, e l'oggetto conosciuto più massiccio che ruota attorno al Sole oltre l'orbita di Nettuno. La sua massa è infatti del 27% superiore a quella di Plutone. Si tratta di un oggetto ghiacciato orbitante nel sistema solare esterno.
Ha un'orbita molto eccentrica che lo porta da una distanza minima dal Sole di 5,6 miliardi di km ad una massima di 14,6 miliardi (quest'ultima circa il doppio della distanza massima di Plutone dal Sole).
Eris appartiene al disco diffuso ed è il più grande fra gli oggetti trans-nettuniani. Come sottolineato dagli astronomi californiani dell'Osservatorio di Monte Palomar al momento della scoperta, l'oggetto è sicuramente più grande di Plutone.
Originariamente soprannominato il Decimo Pianeta dagli scopritori, dalla NASA e dai media, l'oggetto è stato classificato come un pianeta nano dall'IAU nella stessa occasione − l'assemblea generale del 24 agosto 2006 − in cui l'organismo ha promulgato definitivamente la definizione ufficiale di pianeta.
La stessa IAU ha ufficialmente battezzato l'oggetto, nel mese successivo, con il nome di Eris, personificazione della discordia secondo la mitologia greca. Eris era precedentemente noto mediante la designazione provvisoria 2003 UB313 o con il nome informale di Xena, in onore della principessa guerriera di una nota serie televisiva statunitense.
Il diametro dell'oggetto, misurato con l'occultazione di una stella, è stimato intorno ai 2 326 km, con un'incertezza di ±12 km. L'albedo superficiale quindi è molto alta (0,97± 0,01) e già le prime osservazioni indicavano che sulla superficie dell'oggetto è presente del metano ghiacciato. Entrambe queste proprietà lo rendono il più simile a Plutone di tutti i grandi planetoidi del sistema solare esterno finora scoperti.
La densità media di Eris è valutata in 2,52 g/cm³.
Eris possiede un satellite, Disnomia, del diametro di circa 250 km.
Makemake
Makemake è il terzo pianeta nano per dimensioni del sistema solare ed è appartenente alla classe dei plutoidi. Il suo diametro è pari all'incirca a 3/4 di quello di Plutone. La sua orbita è interamente situata esternamente rispetto all'orbita di Nettuno, pertanto è corretto definirlo un oggetto trans-nettuniano, appartenente al gruppo dei cubewani. Makemake non ha satelliti e ciò lo rende unico tra gli oggetti della fascia di Kuiper (KBO) di maggiori dimensioni. La temperatura estremamente bassa (circa 30 K) che si registra sulla sua superficie determina che essa sia ricoperta da ghiacci di metano, etano e probabilmente azoto.
La sua scoperta risale al 31 marzo 2005, ad opera di un gruppo di astronomi californiani dell'osservatorio di Monte Palomar. Il suo nome richiama la figura di Makemake, divinità della creazione secondo la mitologia pasquense.
Cerere
Cerere è l'asteroide più massiccio della fascia principale del sistema solare; fu inoltre il primo ad essere scoperto, il 1º gennaio 1801 da Giuseppe Piazzi, e per mezzo secolo è stato considerato l'ottavo pianeta. Dal 2006, inoltre, Cerere è l'unico asteroide del sistema solare interno ad essere considerato un pianeta nano, alla stregua di Plutone, Makemake, Haumea ed Eris.
Il suo diametro è di circa 950 km e la sua massa è pari al 32% di quella dell'intera fascia principale. La fascia di Edgeworth-Kuiper contiene ad ogni modo oggetti molto più grandi di Cerere; oltre ai pianeti nani già citati, basti ricordare Quaoar, Orco e Sedna. Osservazioni astronomiche hanno rivelato che ha forma sferica. La sua superficie è probabilmente composta da un miscuglio di ghiaccio d'acqua e vari minerali, quali carbonati ed argille idrate. Cerere risulta aver subito un processo di differenziazione, che ha condotto alla formazione di un nucleo roccioso e di un mantello di materiali ghiacciati, e potrebbe ospitare un oceano di acqua liquida al di sotto della superficie.
Dalla Terra appare come un oggetto stellare la cui magnitudine varia tra 6,7 e 9,3. La sua luminosità è, conseguentemente, troppo debole perché possa essere vista ad occhio nudo. Il 27 settembre 2007 la NASA ha lanciato la missione Dawn che visiterà Vesta nel biennio 2011–2012 e Cerere nel 2015.
(da Wikipedia)
Edited by Wota il leoncino metallaro - 3/8/2012, 14:48. -
little lioness99.
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wow forte a me affascinano moltissimo le scienze e mi piace guardare documentari al riguardo . -
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anche a me piacciono molto i documentari, di qualsiasi genere. . -
Pumbaa98.
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Wow!! anche io amo l'astronomia! il mio pianeta "preferito" è Saturno, perche mi affascinano molto i suoi satelliti che formano i suoi anelli.
Anch'io amo moltissimo i documentari, e per questo il mio programma preferito è Geo & Geo, lo adoro, è davvero stupendo!. -
.CITAZIONEWow!! anche io amo l'astronomia! il mio pianeta "preferito" è Saturno, perche mi affascinano molto i suoi satelliti che formano i suoi anelli.
E' anche il mio preferito insieme ad Urano.CITAZIONEAnch'io amo moltissimo i documentari, e per questo il mio programma preferito è Geo & Geo, lo adoro, è davvero stupendo!
Qualche anno fa guardavo sempre un documentario chiamato "Gaia, il pianeta che vive" (che ora purtroppo non trasmettono più) in cui si parlava della vita sulla Terra e venivano trattati anche argomenti come l'effetto serra, la geologia, i vulcani, i dinosauri e molte altre cose. Era molto interessante, mi dispiace che non lo trasmettano più.
Fortuna che ci sono ancora Super Quark e Discovery Channel. -
Pumbaa98.
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CITAZIONEper fortuna ci sono ancora Super quark e Discovery channel
anche io adoro super quark, e Piero e Alberto Angela sono i miei preferiti, hanno dei programmi molto interessanti, come Passaggio a nord overst e Ulisse il piacere della Scoperta.
Gaia il pianeta che vive l'ho sentito, da qualche parte , ma non ricordo dove... forse su rai Scuola un po di tempo fa?. -
.CITAZIONEGaia il pianeta che vive l'ho sentito, da qualche parte , ma non ricordo dove... forse su rai Scuola un po di tempo fa?
Lo trasmettevano la sera su Rai tre, forse avrai visto qualche puntata. -
little lioness99.
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anche io adoro super quark è da quando sono piccola che lo guardo e dicevo che Piero si doveva chiamare Angelo e nn Angela perché era maschioXD quanti ricordi! .
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