sabato 24 novembre 2018

esplorazione Sistema solare


Il nostro nuovo logo ritrae una mappa galattica che potrebbe consentire a civiltà aliene intelligenti di localizzare il Sole e la Terra. Scopriamo come!

L'ispirazione per il nostro logo arriva dalla mappa di pulsar incisa sul disco placcato in oro inviato nello spazio profondo a bordo della sonda Voyager.
Su questo disco, destinato alle civiltà intelligenti che nel futuro potrebbero recuperare la sonda, oltre alla mappa di pulsar sono rappresentate anche due figure umane, un uomo e una donna; l'immagine della sonda stessa, e una sintesi del Sistema Solare con il percorso fatta dalla Voyager prima di uscire dal nostro sistema planetario.
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Ma vediamo alla mappa che ha ispirato il nostro nuovo logo.

Lo scopo della mappa è quella di permettere di localizzare la terra alla civiltà aliena che potrebbe recuperare la sonda.
La localizzazione è fatta rapportando la posizione di 14 pulsar alla posizione del Sole.

Nella nostra galassia ogni pulsar ha una sua frequenza che la contraddistingue dalle altre in maniera unica. Ecco il motivo per la quale sono state usate come paletti per definire una mappa in cui collocare il Sole.
In questo approfondimento puoi capire cosa sono le pulsar e perché sono così particolari da essere usate nello spazio come punti di riferimento. Pulsar e stelle di neutroni

Nella mappa ogni pulsar è collegata al sole da una linea continua. La lunghezza della linea rappresenta la distanza relativa della pulsar dal Sole.
Incise lungo ognuna delle linee che unisce le pulsar al Sole, ci sono dei trattini verticali e orizzontali che rappresentano un numero binario.
La speranza è che una civiltà intelligente possa comprendere il sistema binario, che, essendo alla base delle nostre moderne tecnologie (i computer) dovrebbe essere conosciuto anche da una civiltà più intelligente della nostra.

Quando moltiplicato per una misura nota di tempo, quel numero rivela la frequenza della pulsar all'estremità della linea, cioè quanto velocemente gira e lampeggia.

Sulla Terra, la nostra unità di tempo è il secondo. Diciamo che una pulsar ruota a n volte al secondo.
Ma altre civiltà usano sicuramente altre metriche per misurare il tempo. Quindi per usare una unità comune si è pensato di usare come riferimento il periodo di tempo in cui cambia lo spin dell'elettrone di un atomo di idrogeno rispetto al suo protone.
A questo link di Wikipedia potete capire cos'è lo spin: Spin
Anche questa informazione, come il sistema binario, dovrebbe essere accessibile ad una civiltà intelligente.

Perché l'idrogeno? Perché è l'elemento più abbondante nell'universo, e questo aumenta le possibilità che altri esseri intelligenti lo riconoscano e conoscano la durata del suo spin, che nelle nostre unità di misura temporale è di 0,7 miliardesimi di secondo.

Supponendo che gli alieni conoscano questo numero, potrebbero quindi calcolare l'esatta frequenza delle pulsar disegnate sulla mappa e cercare di abbinarle alle pulsar a loro note.

Ma la mappa è bidimensionale, quindi una civiltà aliena che cercasse di localizzarci avrebbero bisogno di capire anche dove si trovano le pulsar nello spazio 3D.

Per fare questo dovranno capire che devono usare la linea più lunga sulla mappa, quella priva di tacche.
Questa linea illustra la distanza relativa tra il nostro sole e il centro della galassia, rappresentato dall'unica tacca finale.
La linea stabilisce anche il piano galattico bidimensionale: il piano in cui giace la maggior parte della massa della nostra galassia a forma di disco.

Le 14 linee delle pulsar hanno dei segni di graduazione che, in base alla loro distanza dalla fine della linea, forniscono una stima di quanto lontano dal piano galattico si trova ciascuna pulsar: più vicino alla fine della linea è il segno di spunta, più vicino al piano galattico si trova la pulsar.

Ed è così che una civiltà aliena intelligente può prendere la mappa 2D e trasformarla in una mappa 3D.
Una volta che i segni di graduazione vengono presi in considerazione, le linee delle pulsar rientrano nei loro corretti orientamenti 3D, indicando dove le pulsar sono effettivamente in relazione al centro della galassia e al nostro sole.

La mappa è davvero molto complicata, e la sua lettura necessita oltre che di conoscenza, anche di molta intuizione.
Ma la specie umana è riuscita a concepire tutto ciò, pur dimostrando tutti i giorni di non essere così intelligente come si vanta di essere, allora non dovrebbe essere un problema decifrarla per una civiltà più intelligente della nostra.

martedì 9 ottobre 2018

Saturno Sistema solare

Cosa c'è su Titano?


Titano è la più grande luna di Saturno. È l'unico satellite naturale con una atmosfera e dei bacini liquidi in superficie. Questo fa di Titano un luogo incredibile, simile alla Terra e ricco di materiali organici di base.

Tutto ciò che sappiamo su Titano è grazie alla leggendaria sonda Cassini, che all'inizio della sua missione ha sganciato sulla superficie di Titano la sonda Huygens.
La Huygens è miracolosamente atterrata sulla superficie di Titano riuscendo ad inviarci immagini uniche di questo ambiente alieno e dati meteorologici preziosissimi.

Inoltre la Cassini ha studiato, fotografato ed "ascoltato" Titano in diverse occasione durante i suoi 20 anni di sorvoli di Saturno prima che la Nasa la distruggesse.
In questo approfondimento abbiamo parlato del motivo per la quale la Nasa ha distrutto la sonda Cassini nonostante funzionasse ancora molto bene: Perché Cassini è dovuta morire
Titano è un satellite unico nel sistema solare perché ha un'atmosfera densa quasi come quella della Terra: circa 1,5 bar in confronto a quella terrestre che è di 1 bar.
Questa atmosfera dota Titano di molti processi e fenomeni a noi familiari sulla Terra.
L'atmosfera di Titano è in gran parte composta di Azoto, e anche questa è una similitudine molto forte se pensiamo che anche l'80% dell'atmosfera terrestre è composta di Azoto.
Nel cielo ci sono nuvole dall'aspetto simile a quelle terrestri ma sono composte da metano ed etano, e questo le rende davvero diverse dalle nostre che sono invece composte da vapore acqueo.
Nel complesso il clima di Titano è dominato da modelli meteorologici stagionali come sulla Terra. Anche li le giornate possono serene, nuvolose, molto ventose oppure molto piovose.
Tutto ciò crea sulla sua superficie caratteristiche simili a quelle della Terra. Sono presenti dune, fiumi, foci a delta e a estuario, laghi e mari.

Ovviamente, la pioggia su Titano è molto diversa dalla nostra, sia per composizione che per temperatura.
A formare le piogge di Titano è la bassa temperatura.
Alla temperatura di -180°C il metano che è presente nell'atmosfera condensa e diventa liquido. Sulla Terra possiamo ricreare questo fenomeno solamente in laboratorio.

C'è anche da dire che su Titano le piogge non sono così frequenti come sulla Terra, ma quando si verificano possono essere davvero abbondanti.
Su Titano infatti, la luce solare è molto debole, diciamo che è come essere al crepuscolo sulla terra. Ne consegue che anche il ciclo idrologico che genera le piogge è molto allungato generando normalmente rovesci di pochi centimetro all'anno.
Ma allora come fanno ad essersi formati interi laghi di Metano?
Beh, anche se normalmente le piogge sono di bassa portata, tuttavia con cadenze decennali su Titano hanno luogo rovesci decisamente abbondanti in grado di depositano al suolo decine di centimetri di Metano liquido in poche ore! E' probabile che nella storia ci siano state anche vere e proprie alluvioni con innalzamento del livello dei mari di qualche metro.
Quindi stiamo parlando di brevi e molto sporadici periodi alluvionali alternati da lunghissimi periodi di siccità.

Questa alternanza è dovuta all'inclinazione di Titano e alla sua distanza dal sole.
Titano infatti è inclinato di 26° sul suo asse di rotazione, quindi il suo clima ha una forzatura stagionale significativa, ma poiché ci vogliono 29,5 anni terrestri per concludere un intero giro attorno al Sole (assieme a Saturno ovviamente), le sue stagioni sono molto, molto lunghe.
Oltre alle precipitazioni stagionali, il ciclo annuale di Titano si manifesta anche nella circolazione stratosferica, dove avvengono ampie oscillazioni nell'abbondanza di vari gas e sulla formazione delle nuvole

Come abbiamo detto, su Titano ci sono diversi bacini di gas liquido.
Sebbene l'esistenza di questi mari di idrocarburi fosse stata a lungo ipotizzati, la loro presenza fu confermata solamente dalle osservazioni radar di Cassini nel 2006, circa 2 anni dopo che la sonda arrivò nel sistema di Saturno.

I radar hanno individuato centinaia di piccoli laghi a circa 70° di latitudine.
Il primo mare invece ad essere scoperto fu il Mare Ligeia, un bacino largo dai 300 ai 400 km. Per fare un paragone, più della distanzia che separa la Sardegna dalla Sicilia.
Ma il Mare Ligeia non è l'unico mare di Titano. Vicino al polo nord troviamo il Mare Punga, anch'esso con un diametro di circa 350km.
Ma il primato di mare più grande di Titano va al Mare Kraken, che si estende per circa 1.000 km (più o meno la lunghezza dell'Italia) e si trova verso le medie latitudini dell'emisfero nord.

L'emisfero meridionale ha solo un modesto bacino: il Lago Ontario, che misura circa 70 km per 250. Modesto per modo di dire, è grande il doppio del lago di Garda!
Questo bacino è di fatto il più studiato perché nel periodo tra il 2004 e il 2010 l'emisfero sud è stato illuminato meglio dell'emisfero nord facilitando il rilevamento a distanza nella banda infrarossa usata da Cassini per rilevare l'etano.
Le osservazioni mettono in evidenza che il Lago Ontario negli ultimi anni si sta ritirando, probabilmente in concomitanza delle siccità stagionali.
Infatti sembra essere circondato da un anello di fango che, per la sua composizione, potrebbe essere cosparso di componenti organici base.
Ovviamente questo fango è molto diverso da quello che troviamo sula Terra, e ovviamente i composti organici che potrebbe contenere sarebbero anch'essi differenti da quelli a cui siamo abituati a pensare.

Ora la domanda potrebbe sorgere spontanea: Come mai nell'emisfero nord ci sono tanti bacini mentre al sud no?
Essendo Titano un corpo molto diverso dalla Terra è difficile dare una riposta ma è molto probabile che la presenza dei mari nell'emisfero settentrionale sia una conseguenza della configurazione astronomica delle stagioni di Titano.
L'estate nell'emisfero settentrionale è meno calda rispetto all'emisfero meridionale, ma di durata maggiore.
Questo fa si che la "stagione delle piogge" sia più lunga e permette al metano e all'etano liquidi di accumularsi.
Questa configurazione stagionale dura diverse decine di migliaia di anni, proprio come le ere glaciali della Terra.

Chiudiamo con una curiosità.
I mari e i laghi di Titano sembrerebbero essere pressoché privi di onde.
E questo è un vero enigma se pensiamo che su Titano la gravità e molto bassa, l'atmosfera è piuttosto densa, e i venti spirano abbastanza forti da aver generato sulla superficie delle dune simili quelle marziane.

Un motivo per l'assenza di onde potrebbe essere ricercato nella fase stagionale in cui Titano è stato osservato dalla sonda Cassini. La sonda infatti non ha rilevato venti abbastanza sostenuti da generare onde.
Un'altro motivo, legato comunque alla velocità del vento, potrebbe essere che i mari siano troppo poco viscosi. la presenza o meno di onde sulla superficie dei bacini di Titano è sotto i riflettori perché fa una grande differenza su come potrebbero essere i litorali e le coste di Titano, e su quali sedimenti potrebbero trovarsi sulle spiagge.

In teoria la velocità del vento necessaria per la generazione delle onde su mari di metano ed etano, è di circa 0,4 - 0,6 m/s .
Tali velocità non sono state rilevate durante la missione Cassini, ma nei prossimi anni, mentre Titano si sposta verso il solstizio estivo, i modelli atmosferici sulla circolazione globale prevedono un aumento significativo dei venti.
Questo porterà senz'altro allo sviluppo di onde che potrebbero raggiungere anche gli 80cm di altezza.

Insomma, il paesaggio, l'atmosfera e il sistema climatico di Titano hanno molte similitudini con la Terra e questo genera molto interesse per le implicazioni astrobiologiche che offre.
Titano potrebbe essere molto ricco di sostanze organiche e questo fa di lui un obiettivo importante per l'esplorazione futura.




Pianeta:Saturno
Distanza dal pianeta:1.200.000 km (3 volte la distanza Luna-Terra)
Diametro:5.150 km (1,5 volte la luna)

martedì 4 settembre 2018

Sistema solare Sole

La posizione della Terra rispetto all'inclinazione del Sole fa la differenza sulla nostra percezione del vento solare. Ecco quali sono i fattori che ci aiutano nelle previsioni del tempo spaziali.

Il vento solare è un flusso di protoni ed elettroni rilasciato dal Sole.
Questo flusso di particelle varia costantemente in termini di velocità, densità e temperatura.
L'intensità più alta di tutti questi fattori si verifica quando il vento solare fuoriesce da un foro coronale, oppure quando segue una una espulsione di massa coronale.

Il vento solare che ha origine da un buco coronale, è un flusso costante di particelle ad alta velocità mentre quello derivante da un'espulsione di massa coronale è più simile a un'enorme nuvola di plasma solare che si muove rapidamente e dai margini definiti.

Quando il flusso di particelle che costituiscono il vento solare arriva sulla Terra, incontra il campo magnetico terrestre che veicola le particelle verso i poli magnetici del pianeta per poi spingerle nell'atmosfera.
A questo punto le particelle del vento solare si scontrano con gli atomi di azoto e di ossigeno che formano la nostra atmosfera, i quali cedono parte della loro energia alle particelle entranti. Le particelle provenienti dal sole infine rilasciano lentamente sotto forma di luce l'energia ricevuta dagli atomi dell'atmosfera terrestre.
Ecco che si accende la magia delle aurore boreali.

Ma come sappiamo ormai da anni, il vento solare non è responsabile solo delle stupende aurore boreali che vediamo ai poli, e che in casi di vento davvero intenso riescono a lambire anche le nostre zone.
Il vento solare infatti, è responsabile anche di disturbi nelle telecomunicazioni e in alcuni casi estremi di collassi delle centrali elettriche "a portata di soffio".
In questi casi si parla di vere e proprie tempeste elettromagnetiche.

La velocità del vento solare è un fattore importante.
Le particelle con una maggiore velocità colpiscono più forte il campo magnetico terrestre e hanno una maggiore probabilità di causare condizioni geomagnetiche disturbate mentre comprimono la magnetosfera.
La velocità del vento solare sulla Terra si trova normalmente intorno ai 300km/sec, ma aumenta quando arriva un flusso coronale ad alta velocità.
Durante un impatto generato da una espulsione di massa coronale, la velocità del vento solare può saltare improvvisamente fino a 500-1000 km/sec.

Un'altro fattore importante è la densità del vento solare
Questo parametro ci mostra quanto è denso il flusso di particelle.
Più particelle sono presenti nel vento solare, più il vento e denso e maggiori sono le possibilità che si abbiano aurore boreali e tempeste geomagnetiche.
La scala utilizzata per misurare l'intensità del vento solare è di particelle per centimetro cubo: p/cm³. Un valore superiore a 20p/cm³ è un buon inizio per una tempesta geomagnetica.

Come abbiamo detto prima, diverse regioni del Sole producono vento solare di diverse velocità. I fori coronali producono un vento solare ad alta velocità, tra i 500 a gli 800 chilometri al secondo.
I poli nord e sud del Sole hanno fori coronali grandi e persistenti, quindi le alte latitudini del sole producono un vento solare veloce.
Nel piano equatoriale invece, dove orbitano la Terra e gli altri pianeti, il vento solare si allontana dal Sole a bassa velocità, circa 400 chilometri al secondo.
Questa parte del vento solare forma la "Corrente eliosferica diffusa".

Durante i periodi di calma, l'intensità della Corrente eliosferica diffusa può essere quasi piatto. Con l'aumentare dell'attività solare, la superficie del Sole si riempie di regioni attive, fori coronali e altre strutture complesse, che modificano così il vento solare e la Corrente eliosferica.
Scopri tutte queste formazioni nel nostro approfondimento: Cosa c'è sulla superficie delle stelle
Poiché il Sole ruota in 27 giorni, il vento solare diventa una spirale complessa con una alternanza di velocità e densità alte e basse. Questa alternanza crea un effetto simile alla gonna di una ballerina (vedi immagine).
Quando il vento solare ad alta velocità supera il vento a bassa velocità, crea una regione di altissima velocità ed intensità chiamata "regione di corotazione" che costituiscono la base di forti tempeste geomagnetiche.

Al di sopra della Corrente eliosferica diffusa, il vento solare ad alta velocità ha in genere una polarità magnetica dominante in una direzione, e al di sotto la polarità è nella direzione opposta.
Mentre la Terra si muove attraverso questa "gonna ballerina", a volte è all'interno della Corrente eliosferica, altre volte si trova sopra e altre ancora si trova sotto di esso.
Quando il campo magnetico del vento solare cambia polarità, è una forte indicazione che la Terra ha attraversato la Corrente eliosferica diffusa.
La posizione della Terra rispetto alla Corrente eliosferica è importante perché le conseguenze geomagnetiche dipendono fortemente dalla velocità del vento solare, dalla densità del vento solare e dalla direzione del campo magnetico incorporato nel vento solare.

Oggi lo strumento per eccellenza per la misurazione del vento solare è la sonda spaziale "Deep Space Climate Observatory (DSCOVR)".
Questa sonda è posizionata su un'orbita attorno al punto 1 di Lagrange Sole-Terra.
Puoi capire meglio cosa siano i punti di Lagrange e leggere una curiosità su quelli di Marte a questo approfondimento: Marte ospita i resti di un antico mini-pianeta nella sua orbita

Questo è un punto nello spazio che si trova sempre tra il Sole e la Terra dove la gravità del Sole e della Terra hanno un'uguale attrazione sulla sonda, il che significa che può rimanere in un'orbita stabile.
Questa sonda ci avvisi sulla struttura del vento solare con una anticipo che va dai 15 ai 60 minuti, a seconda della velocità delle particelle.

mercoledì 25 luglio 2018

comete Sistema solare


Le comete sono tra gli oggetti più intriganti del sistema solare. La sonda Rosetta ha raggiunto la cometa 97P ed a confermato molte ipotesi su questi oggetti e svelando diversi segreti sulla superficie delle comete. Ecco una panoramica approfondita di alcune caratteristiche trovate sulla superficie della cometa P97P.
Potete trovare la prima parte di questo con tante altre scoperte sulle comete qui:Rosetta e 97P, tutti i segreti della cometa - parte 1
Su una scala di 15-25 metri, la superficie della cometa 97P sembra essere molto omogenea e dominata dalle polveri e da molecole ricche di carbonio ma in gran parte priva di ghiaccio.
Su scale più grandi, su molte pareti rocciose sono sono state viste molte fratture con orientamenti e direzioni casuali.
La loro formazione è legata ai rapidi cicli di riscaldamento e di raffreddamento che si verificano nel corso delle giornate che sulla 97P dura solo 12 ore. E' chiaro quindi che gli sbalzi di temperatura alla quale è sottoposta la superficie dall'estremo freddo all'estremo caldo sono molto frequenti. Inoltre la cometa ha un orbita che dura circa 6 anni e mezzo, e questo fa si che si trovi per periodi molto prolungati in zone del sistema solare estremamente fredde (lontana dal sole), e altri periodi in cui si trova in zone molto calde (perielio). Un particolare molto interessante è stato visto sulla zona del "collo" tra i due lobi, dove è presente un crepaccio lungo 500 metri.
Questo crepaccio assieme al fatto che in questa zona ci sono le maggiori emissioni di materiale che compongono la coda fa pensare ai planetologi che probabilmente in futuro la 97P potrebbe spaccarsi proprio in questo punto e tornare ad essere costituita da due oggetti separati.

Un'altra caratteristica che Rosetta a rivelato è la presenza di grandi fori cilindrici che hanno l'aspetto pozzi (immagine sotto). Sono stati localizzati su uno dei due lobi. Questi pozzi quasi perfettamente cilindrici sembrano scavati per raggiungere le profondità del nucleo.
Questi pozzi hanno un diametro medio di circa 200m e sono profondi dai 100 ai 250 metri.
Elaborando le immagini a falsi colori, e confrontando queste zone sia nei momenti distanti che vicini al sole, i planetologi sono giunti alla conclusione questi da questi pozzi fuoriesce la maggior parte del materiale che genera la coda.



E non è tutto. Le immagini della Rosetta hanno scorto anche un altro ancora scientificamente ancora più interessante. Questo pozzo presenta sui bordi e sulle pareti interne delle specie di bolle solidificate. Perdonateci il paragone ma l'effetto è lo stesso che si ha guardando le pelle di una gallina spennata, o sulla pelle del braccio quando abbiamo la "pelle d'oca".
Queste conformazioni sembrano avvalorare la teoria con la quale oggi spieghiamo la formazione delle comete, e cioè che siano il risultato di un lungo agglomeramento di frammenti "avanzati" dalla formazione dei pianeti.

Durante le fasi di avvicinamento al sole la sonda Rosetta è riuscita anche a misurare il tasso di evaporazione che ha subito la 97P e ha calcolato che nei primi periodi di risveglio della coda la cometa perde circa 0,3 litri di acqua al secondo. Le cose ovviamente cambiano di molto nel periodo in cui la 97P si trova nei pressi del perielio: li la quantità di acqua che si riversa nella coda è di 1,5 litri al secondo che, come abbiamo già detto poco sopra, fuoriescono principalmente dalla zona del collo!

L'acqua che fuoriesce dalla cometa è accompagnata anche da altri gas, tra cui monossido di carbonio e anidride carbonica.
Osservando il fenomeno di formazione della coda da così vicino, Rosetta è riuscita a calcolare il rapporto della sua composizione tra gas e polveri, stimando che la massa dispersa nello spazio è costituita per 4/5 da polveri e da 1/5 da gas. La sonda ha anche monitorato il movimento dei granelli di polvere attorno alla cometa e li ha classificati in due distinte popolazioni.
Mentre la prima popolazione è composta da tutte quelle polveri che escono dalla cometa e si riversano nella cosa, la seconda popolazione rimane sospesa in orbita attorno alla cometa andando a costituire una sorta di atmosfera polverosa e molto rarefatta. Si pensa addirittura che le polveri più lontane siano rimaste in orbita dall'ultimo perielio della cometa.

E per finire veniamo alla composizione della cometa 97P.
La Rosetta ha riscontrato sulla superficie della cometa non solo la presenza di ossigeno, metano, vapore acqueo, monossido di carbonio e anidride carbonica. Ma anche acetilene, alcol, ammoniaca, amminoacidi, idrogeno solforato, metano e formaldeide. Tutte sostanze chimiche piuttosto tossiche e disgustosamente maleodorante.
Per cui... quando l'uomo passeggerà su una cometa, dovrà tenersi stretta una mascherina!

Potete trovare la prima parte di questo con tante altre scoperte sulle comete qui:Rosetta e 97P, tutti i segreti della cometa - parte 1

Tipo:Perseo
Origine stimata:Cintura di Kuiper
Periodo orbitale:11 anni
Dimensioni8km x 6kn | 21,4 km cubici
Massa10 miliardi di tonnellate
Densità:470 kg per metro cubo
Tasso di evaporazione:0,3 | 1,5 litri al secondo
ComposizionePolvere: 4/4 | Gas: 1/5
Composizione chimicaossigeno, metano, vapore acqueo, monossido di carbonio e anidride carbonica, acetilene, alcol, ammoniaca, amminoacidi, idrogeno solforato, metano e formaldeide


sabato 14 aprile 2018

esplorazione Giove Sistema solare

Le ultime scoperte su Giove

Una visione 3D dei cicloni del polo nord di Giove e una mappa dettagliata del campo magnetico. Ecco i progressi della sonda Juno sullo studio del re del Sistema Solare.

La sonda Juno è stata lanciata verso Giove il 5 agosto 2011. Il 5 luglio 2016, dopo 5 anni di viaggio interplanetario, è arrivata a destinazione ed ha iniziato ad inviare dati preziosissimi sul re dei pianeti.
Nonostante il termine della sua missione sia stata stimata per il febbraio 2018, la sonda sta ancora continuando ad inviare dati!
Oggi, Aprile 2018, ha compiuto circa 200 milioni di chilometri nell'orbita di Giove.

Quello che vi mostriamo oggi in questo video della NASA rappresenta i progressi compiuti dai planetologi nello studio dell'atmosfera di Giove.


In particolare stiamo guardando una visione 3D dell'atmosfera sopra al polo nord del pianeta, osservata nell'infrarosso. Questa visione consente di riprendere i segnali delle temperature provenienti dalle nubi del pianeta.
In questa regione ci sono cicloni anticicloni molto densi e ravvicinati. Le immagini in 3D di questi cicloni hanno una profondità che arriva fino a 70 chilometri sotto al limite superiore delle nubi.
E' evidente che il polo nord di Giove è dominato da un ciclone centrale circondato da ben otto cicloni circumpolari.
Le dimensioni di questi cicloni? vanno dai 4.000 a 4.600 chilometri, stranamente hanno estensioni simili ai grandi cicloni tropicali che si verificano sulla Terra.
Le aree gialle sono più calde e quindi più profonde nell'atmosfera di Giove, e hanno temperature di -13° C. Invece le aree scure sono più fredde e più ad alta quota nell'atmosfera: li la temperatura è di -83° C.
Prima che Juno raggiungesse il pianeta, non avevano idea di come fossero i poli di Giove, perché la sua angolazione non ci permette dalla terra una visuale favorevole. Ma con i sorvoli ravvicinati sopra i poli ad una distanza così ravvicinata, l'umanità sta raccogliendo immagini a infrarossi che permetteranno di studiare nel dettaglio i modelli meteorologici polari del più grande pianeta del Sistema Solare.



Juno sta anche iniziando a rivelare come siano gli strati più interni della straordinaria atmosfera Geoviana e quali siano i meccanismi che guidano la rotazione delle grandi bande che osserviamo da decenni dalla Terra.
Juno ha confermato che queste grandi fasce ruotano a velocità diverse e variabili, e ha misurato la loro estensione per circa 3.000 chilometri.
Nelle bande l'idrogeno diventa abbastanza conduttivo da essere trascinato in una rotazione quasi uniforme all'interno di ognuna di esse dal potente campo magnetico del pianeta.

Gli stessi dati usati per analizzare la rotazione di Giove contengono informazioni sulla struttura e sulla composizione interna del pianeta.
Nel secondo video che vi proponiamo, pubblicato dai ricercatori NASA, è stata ricostruita una visione dettagliata del motore che alimenta il campo magnetico di Giove.
Le osservazioni di Juno stanno permettendo la costruzione di un modello per rappresentare il campo magnetico partendo dalle misurazioni effettuate durante otto orbite della sonda.
Da queste osservazioni sono state costruite mappe sia del campo magnetico in superficie che nelle regioni più profonde, dove i planetologi pensano che abbia veramente origine il campo.
Va sottolineato che siccome Giove è un gigante gassoso, per "superficie" si intende il raggio esterno della sua atmosfera, che è di circa 71.450 chilometri.

Queste mappe hanno rivelato irregolarità del campo magnetico inaspettate. Regioni con un'intensità sorprendente affiancate da regioni ad intensità molto più modesta.
Inoltre grazie a Juno sappiamo che il campo magnetico di Giove è più complesso nell'emisfero settentrionale che nell'emisfero meridionale.
Circa a metà strada tra l'equatore e il polo nord si trova un'area in cui il campo magnetico è intenso e positivo. Questa zona però è immersa in aree meno intense e di segno negative.
Nell'emisfero meridionale, invece, il campo magnetico è costantemente negativo, e diventa sempre più intenso a mano a mano che ci spostiamo dall'equatore verso il polo.
Le aree rosse nel video mostrano le linee del campo magnetico che emergono dal pianeta, mentre le aree blu mostrano dove il campo magnetico si tuffa nuovamente nel pianeta.
E' facile notare come i punti in cui nasce il campo magnetico non abbiano per niente una disposizione regolare, ma siano comunque tutti molto prossimi al polo nord.
Diversamente, i punti in cui le fasce magnetiche tornano nel pianeta non si trovano solo nelle zone del polo sud, come ci si aspettava, ma anche nelle zone equatoriali.

Da cosa derivano queste differenze in un pianeta rotante che è generalmente considerato più o meno fluido? I planetologi stanno ancora lavorando a questo enigma e sicuramente Juno sarà loro di grande aiuto!

venerdì 13 aprile 2018

asteroidi Luna Sistema solare

Precisiamo, la quasi seconda luna della Terra. Il dubbio è venuto alla NASA stessa osservando uno strano corpo celeste che sembra orbitare attorno alla terra oltre alla Luna.
Stiamo parlando di 2016-HO3, un asteroide avvistato e scoperto dalla NASA durante le ricerca di asteroidi a rischio impatto per la Terra.
Si tratta di un asteroide davvero molto difficile da osservare e studiare: infatti sebbene il diametro di 2016-H03 non sia ancora molto chiaro, sarebbe però compreso tra i 40 metri e gli 80 metri.
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Secondo le osservazione del "centro di osservazione degli oggetti vicino alla Terra" (NASA cneos), durante i periodi di massimo avvicinamento al nostro pianeta , 2016-H03 raggiunge una vicinanza pari a 56 volte la distanza Terra Luna. Non è poi così vicino.
La magnitudine di 2016-H03 invece è di circa 22! Per farvi capire quanto debole sia la sua luminosità pensate che le stelle più deboli visibili ad occhio nudo, in cieli molto scuri e senza inquinamento luminoso, hanno una magnitudine pari a 5. Le stelle invece più deboli che si riescono a vedere con un binocolo arrivano fino a 9. Plutone, che si trova ai margini della zona planetaria del Sistema Solare, raggiunge una magnitudine di 16.
Scopri i confini del sistema solare qui: quanto è grande il Sistema Solare. Scoprirai anche che Plutone "non è affatto lontano".
Ecco perchè si tratta di un oggetto così difficile da osservare, stiamo parlando di un asteroide grande come un campo da calcio, distante da noi 56 volte la luna, luminoso molto meno di Plutone.
Volete osservarlo? trovate le coordinate aggiornate a questo indirizzo.

Ma perché la NASA stessa ha battezzato 2016-H03 come "quasi luna" ?
In realtà, pur essendo uno stretto compagno della Terra, questo asteroide ruota attorno al Sole come tutti gli altri, e non intorno alla Terra.
La sua orbita però si accosta molto all'orbita terreste, e mentre la percorre, 2016-H03 viene fortemente perturbato dal nostro pianeta a causa della sua vicinanza e della sua posizione.
Questo fa si che oltre a ruotare attorno alla nostra Stella, 2016-H03 ruoti apparentemente anche attorno al nostro pianeta.
Come è possibile tutto ciò? Ce lo spiega molto chiaramente e senza tante parole questa animazione realizzata dalla Nasa.


Diametro:40 / 80 metri
Distanza:56 volte Terra-Luna
Magnitudine:22
Periodo di rotazione:1 anno

domenica 25 marzo 2018

comete esplorazione Sistema solare


Le comete sono tra gli oggetti più intriganti del sistema solare. La sonda Rosetta ha raggiunto la cometa 97P ed a confermato molte ipotesi su questi oggetti e svelando diversi segreti sulla superficie delle comete. Ecco una panoramica approfondita di alcune caratteristiche trovate sulla superficie della cometa P97P.

La sonda Rosetta ha sorvegliato la cometa 97P durante il suo percorso verso il sole, imparando come il suo comportamento cambia quotidianamente e come si evolve la sua superficie mentre interagisce con il vento solare.
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Dopo aver raggiunto la cometa 97P, La sonda Rosetta iniziò immediatamente a raccogliere dati da inviare sulla Terra.
Ha rivelando una notevole serie di caratteristiche superficiali della cometa e molti processi che contribuiscono alla sua attività, dipingendo un quadro complesso della sua evoluzione.
Abbiamo parlato più in generale delle comete in questo nostro approfondimento: Cosa sono le comete e perché hanno due code.
La cometa, come ormai sappiamo dalle numerose immagini che si sono diffuse su internet, ha una forma piuttosto irregolare configurata dalla presenza di due lobi, uno molto più grande dell'altro, collegati da un collo molto più stretto.
Questa forma la classifica come cometa "binaria a contatto". Il termine indica che un tempo, al posto del nucleo della cometa 97P, ci sono stati due oggetti distinti e molto vicini l'uno all'altro. Probabilmente orbitavano anche attorno ad un baricentro comune, rendendosi uno il satellite dell'altro. Con il tempo la bassa velocità di movimento e la leggerezza dei due corpi, li hanno portati a toccarsi e ad unirsi.

Come potete vedere nella galleria fotografica, se ci trovassimo sulla 97P sicuramente rimarremmo affascinati dalle impressionanti pareti rocciose che ci circonderebbero, e che in alcuni casi avrebbero forme alquanto bizzarre. Alzeremmo gli occhi e vedremmo un panorama ancora più esemplare delle Dolomiti. Gli scalatori di tutto il mondo darebbero un occhio alla testa per scalare pareti alte 4km ad una gravità quasi nulla.

Il lobo più piccolo misura 2,6 × 2,3 × 1,8 km, mentre il più grande 4,1 × 3,3 × 1,8 km. Nella sua globalità il nucleo della cometa 97P è lungo circa 4km, come il Monte Bianco, ed ha un volume di 21,4 km cubici.
Rimanendo in un ambito di numeri, la massa della cometa 97P è di circa 10 miliardi di tonnellate, ed ha una densità di 470 kg ogni metro cubo.
Questi numeri possono sembrare incomprensibili, ma si tratta di un corpo talmente leggero che se fosse fermo in un oceano galleggerebbe!

Le rilevazioni della sonda Rosetta confermano quello che i planetologi immaginavano circa la morfologia delle comete: la cometa 97P ha una struttura interna formata in predominanza da grumi di ghiaccio legati tra loro da accumuli di polvere. Sotto alla superficie ci sarebbero anche molte aree cave e vuote. Nel complesso questa morfologia da alla cometa una porosità del 70-80%.

Sulla superficie della cometa 97P, in base alla composizione della superficie, gli scienziati hanno identificato 19 regioni separate e con confini distinti. Queste zone sono state suddivise in cinque categorie di terreno di base:
  • superfici coperte di polvere;
  • Superfici fragili con pozzi e strutture circolari;
  • Superfici con depressioni su larga scala;
  • Superfici liscie;
  • Superfici più consolidate e simili a rocce.

Guardando le immagini inviate dalla sonda Rosetta ai planetologi è subito parso chiaro che gran parte dell'emisfero settentrionale è coperto di polvere.
Quando la cometa viene riscaldata, il ghiaccio sottostante si trasforma direttamente in gas che sfugge portando con se anche il pulviscolo, andando formare la coda e una lieve atmosfera.
La polvere viene trascinata insieme al gas a velocità più basse e le particelle che non viaggiano abbastanza velocemente da superare la debole gravità ricadono sulla superficie. Le zone più attive in questo senso sembrano essere quelle del collo, la zona che unisce i due lobi.
La presenza di queste emissioni è testimoniata anche da increspature simili a dune sulla superficie. Alcune pietre più grandi hanno anche generato delle "code di vento": facendo da ostacoli naturali al flusso di gas hanno creato strisce di materiale nella direzione 'sottovento'.

Osservando la cometa 97P da così vicino è emerso che la polvere che copre la cometa della cometa, in alcuni punti è spessa diversi metri e le misure della temperatura superficiale e del sottosuolo hanno messo in evidenza che questa polvere svolge un ruolo chiave nell'isolare l'interno della cometa della cometa dalle radiazioni solari, contribuendo a proteggere i ghiacci presenti sotto la superficie.

In alcune zone però questa coperture è più sottile, e in alcun casi sulla superficie è stato possibile vedere piccole aree di ghiaccio non coperte che affiorano fino in superficie. Sono aree molto piccole e risultano molto luminose per la riflessione che fanno della
Tipicamente, sono associate a superfici in cui si è verificato il collasso di materiale più leggero che ha lasciato spazio al ghiaccio sottostante.

Tipo:Perseo
Origine stimata:Cintura di Kuiper
Periodo orbitale:11 anni
Dimensioni8km x 6kn | 21,4 km cubici
Massa10 miliardi di tonnellate
Densità:470 kg per metro cubo
Tasso di evaporazione:0,3 | 1,5 litri al secondo
ComposizionePolvere: 4/4 | Gas: 1/5
Composizione chimicaossigeno, metano, vapore acqueo, monossido di carbonio e anidride carbonica, acetilene, alcol, ammoniaca, amminoacidi, idrogeno solforato, metano e formaldeide


mercoledì 31 gennaio 2018

comete Sistema solare
Le comete sono corpi piccoli e fragili. Grossi massi di roccia ricoperti di neve, le cui orbite possono essere lunghe anche più di un anno luce. Composte principalmente da una miscela di ghiaccio d'acqua, polvere e materiali a base di carbonio e silicio. Spesso hanno una forma irregolare. Le loro orbite molto ellittiche le portano dagli estremi esterni del Sistema solare fino poche migliaia di chilometri dal Sole.

Le comete sono parte del materiale rimasto dalla formazione dei pianeti.
Il nostro intero Sistema solare, comprese le comete, si è formato con il collasso di una gigantesca e diffusa nube di gas e polvere circa 4,6 miliardi di anni fa.
Potete trovare un approfondimento sul tipo di nebulose che ha formato il Sistema solare a questo link: Nebulose diffuse.
Gran parte della materia presente nella nebulosa si è fusa ed ha formato il Sole e i pianeti. Ma durante la formazione molte "briciole" sono rimaste sparse nel Sistema solare e hanno formato piccoli agglomerati di gas e polvere congelati.
Fino a poco tempo fa gli astronomi erano convinti che cioè fosse avvenuto nelle regioni più esterne del Sistema solare, dove le temperature erano abbastanza fredde da produrre ghiaccio. Stiamo parlando, come vedremo più avanti, della nube di Oort e della fascia di Kuiper.
Oggi però, in seguito alle ultime missioni Nasa e alle recenti osservazioni, sta prendendo forma una nuova teoria secondo la quale questi corpi si siano formati all'interno del Sistema solare e siano stati espulsi fuori in un secondo momento dalle perturbazioni gravitazionali dei pianeti giganti: Giove, Saturno, Urano e Nettuno.

Osservando una cometa possiamo distinguere tre parti principali: il nucleo, la chioma e la coda. Il nucleo rappresenta la parte solida, che sviluppa un chioma con una o più code quando la cometa si avvicina al Sole. 
La chioma è la nuvola polverosa e sfocata che si sviluppa attorno al nucleo della cometa quando questa si avvicina al Sole e l'acqua congelata inizia ad evaporare a causa del calore della nostra stella.

Come abbiamo accennato poco fa, le comete provengono da due regioni principali del Sistema solare molto lontane dalla terra: la fascia di Kuiper e la lontanissima nube di Oort. Potete scoprire dove si trovano in questo approfondimento sul Sistema solare: Quanto è grande il Sistema solare?

La loro provenienza le classifica anche in due categorie: comete di breve periodo e comete di lungo periodo.
Le comete di breve periodo sono comete che molto probabilmente provengono dalla fascia di kuiper, che pur essendo lontana si trova pur sempre più vicina della nube di Oort. Queste comete hanno orbite relativamente corte e impiegano a percorrerle non più di 200 anni. Ne sono esempi la cometa di Halley, con un periodo orbitale di 87 anni.
Gli astronomi stimano che la cintura di kuiper,  contenga almeno 200 milioni di oggetti, che si ritiene siano rimasti sostanzialmente immutati dalla nascita del Sistema solare 4,6 miliardi di anni fa.
Le comete a breve periodo si possono a loro volta dividere in due sotto classi: Le comete ti tipo "Halley", con un periodo orbitale che va oltre i 20 anni, e le comete di tipo "Gioviane": con un periodo inferiore ai 20 anni.

Le comete a lungo periodo invece hanno periodi orbitali maggiori di 200 anni. Ne è un esempio la favolosa cometa Hale-Bopp, che compie un giro completo intorno al Sole e si fa vedere dalla Terra ogni 4.000 anni. Queste comete a lungo periodo provengono dalla nube di Oort, da una distanza dalla terra che va da circa un anno luce fino a due anni luce. Avete capito bene, la metà della distanza che ci separa dalla stelle a noi più vicina: Alfa centauri.
Gli astronomi ritengono che che la nube di Oort sia una bolla di corpi e che si estenda per 50.000 volte la distanza dalla Terra al Sole.
Le comete che arrivano da questa distanza impiegano migliaia di anni per compiere la loro orbita e quindi generazioni e generazioni umane. Per gli astronomi sono di gran lunga le comete più interessanti da studiare perché rappresentano le tracce del Sistema solare primordiale.

Come abbiamo accennato sopra, i planetologi oggi ritengono che le comete abbiano avuto origine nella regione del Sistema solare tra Giove e Nettuno, e che siano poi state espulse dalla Nube di Oort da effetti fionda causati da incontri ravvicinati con i pianeti giganti.

Oggi, questi "detriti dormienti" che compongono la fascia di Kuiper e la nube di Oort vengono di tanto in tanto disturbati gravitazionalmente da pianeti, stelle vicine, o asteroidi nelle loro vicinanze.
Nella fascia di Kuiper la maggior sorgente di perturbazione è costituita dall'attrazione gravitazionale di Giove. Un'altra causa non meno frequente è l'avvicinamento di oggetti simili sempre all'interno della fascia di Kuiper.

I detriti che invece si trovano nella più lontana nube di Oort possono essere disturbati da altri detriti che si muovono caoticamente nei loro pressi, oppure dal passaggio nelle vicinanze (in termini astronomici) di altre stelle.

Tutte queste "perturbazioni gravitazionali" sbalzano letteralmente i detriti lontano dal luogo in cui si trovano. Alcuni di questi vengono allontanati per sempre dal Sistema solare, altri vengono spinti verso l'interno.
E' in questo momento che acquisiscono orbite più o meno allungate e che, a mano a mano che entrano nel Sistema solare interno e si avvicinano al Sole diventando comete con code e chiome.

Mentre i pianeti hanno orbite quasi circolari, le comete hanno percorsi estremamente allungati intorno al Sole. Si dice che una cometa è in "afelio" quando la sua posizione è nel punto più lontano dal Sole. Al contrario, è al "perielio" quando si trova nel punto più vicino al Sole.
A causa del momento angolare, quando le comete arrivano al perielio viaggiano molto più velocemente di quando si trovano distanti dal Sole, e questo è il motivo per la quale quando compaiono abbiamo pochi giorni per osservarle davvero bene e al massimo del loro splendore.

Infine, spendiamo due parole sulle code delle comete, anche se il tema in realtà e molto ampio e in futuro ne faremo sicuramente un approfondimento.

Le comete hanno generalmente due tipi di coda: La classica coda di polvere e una coda al plasma.

La coda di polvere è spesso la più luminosa e di colore biancastro. 
Spesso appare curvata e con delle striature filamentose. Questa coda è composta di particelle di polvere e nebbia di vapore acqueo. 

La magia della classica coda di polvere inizia quando la cometa si avvicina al Sole fino al punto in cui il calore solare riesce a sciogliere il ghiaccio che la ricopre. Da questo momento in avanti la superficie del nucleo della cometa inizia a perdere dietro di sé le molecole d'acqua rilasciate dal ghiaccio sciolto. Contestualmente anche le particelle di polvere rimaste intrappolate nel ghiaccio fino a quel momento, iniziano a disperdersi dietro all'astro. Sia il vapore che il pulviscolo vengono illuminati dal Sole donando alla cometa la sua coda più luminosa. 
Questa coda si estende sempre dietro alla cometa, in direzione opposta alla sua corsa.

Il riscaldamento di una cometa da parte del Sole però non è uniforme, sopratutto a causa della forma irregolare che spesso hanno i nuclei cometari.
Quindi, a causa della forma irregolare e della rotazione di una cometa, alcune parti della superficie possono essere riscaldate dalla luce solare, mentre altre parti rimangono fredde. Questo può generare code multiple, che creano effetti sorprendenti laddove diverse regioni di una cometa emettono flussi volatili.

Se la terra durante la sua orbita dovesse incrociare il sentiero di una cometa passata di li in precedenza, i detriti rilasciata dalla coda di polvere precipitano sulla terra dando luogo al fenomeno delle stelle cadente. Potete scoprirne di più in questo approfondimento: Lacrime di San Lorenzo, Lacrime di cometa.

La coda al plasma invece, o coda di ioni, è composta da ioni ed è generata dal vento solare.
Quando la cometa si trova abbastanza vicina al Sole, spesso molto più vicina di quando compare la coda di polveri, le radiazioni e le particelle provenienti dal Sole sotto forma di vento solare, ionizzano e caricano di energia il vapore acqueo che sta evaporando dalla cometa. Queste particelle poi continuano il loro percorso allontanandosi dal Sole generando una coda azzurra/blu che si estende dalla cometa in direzione sempre opposta al Sole.

Per ora con le comete abbiamo finito, prossimamente faremo sicuramente degli altri approfondimenti su questi oggetti del Sistema solare che ancora oggi sono misteriosi e pieni di fascino sia per i grandi astronomi che per i piccolo astrofili.

giovedì 18 gennaio 2018

marte Sistema solare
Il più grande canyon del Sistema Solare taglia in due il pianta Marte lungo l'equatore. La Valles Marineris si estende per oltre 3.000 km, è larga fino a 600 chilometri. Con i suoi 8 Km di profondità rappresenta un vero capolavoro della natura in fatto di canyon.
In confronto, il Grand Canyon in Arizona, sulla Terra, è uno scherzo: lungo 800 km, largo 30 km e profondo 2 km.


Se questo mostruoso canyon si trovasse sulla Terra, si estenderebbe lungo tutti gli Stati Uniti, da Los Angeles alla costa atlantica.
E' talmente grande che dalla Terra, attraverso un telescopio lo si può vedere come una cicatrice scura sulla superficie del pianeta.
Immaginatevi una lunga crepa suol suolo di Marte lunga come 3 volte l'Italia, larga come metà della nostra nazione, e profonda come.... come ciò che vedreste se vi trovaste in cima al monte K2 e guardaste verso il mare!!

L'origine di Valles Marineris rimane sconosciuta, anche se un'ipotesi dominante afferma che sia una crepa originatasi miliardi di anni fa quando il pianeta si è raffreddato.

Recentemente, sono stati identificati diversi processi geologici nel canyon.
In realtà non si parla di un solo canyon, ma di un sistema formato da tanti canyon e depressioni.
Ne sono alcuni esempi le due formazioni parallele Ius e Tithonium, che si estendono dal limite ovest verso est e contengono flussi di lava.

Ci sono poi le voragini Melas, Candor e Ophir. Queste contengono materiale eroso e ceneri vulcaniche. Il fondo dell'abisso di Melas contiene il punto più profondo di tutta la Valle Marineris.

Ci sono anche valli delimitate da depositi stratificati e ben definiti. Ne è un esempio la depressione Coprates. Questo è il canyon più basso di tutta la Valle Mariners. Una volta questa regione ha probabilmente ospitato laghi isolati, e i depositi che vediamo oggi possono essersi formati da frane o materiale portato dai forti venti che un tempo soffiavano su Marte, dopo che i laghi si sono asciugati.

In questo canyon sono presenti anche alcuni vulcani, anche se sono piccoli rispetto al maestoso Olympus Mons. Si tratta più che altro di piccoli conici vulcanici che hanno altezze di soli 400 metri. Sono stati scoperti soltanto recentemente con le telecamere ad alta risoluzione montate sulla Mars Express, una delle sonde orbitanti attorno al pianeta.

Con l'aiuto delle sonde sono venuti alla luce anche dettagli morfologici come zone di rigonfiamento della lava solidificata causata dall'iniezione sotto alla crosta indurita di lava più recente. Queste formazioni assomigliano molto a cioò che vediamo anche in alcuni campi di lava sulla Terra.
In termini geologici, questi coni vulcanici sono molto giovani, hanno un'età che va soltanto dai 200 milioni ai 400 milioni di anni. Ciò è sorprendente, dato che la maggior parte del vulcanismo marziano si è verificata circa 3,5 miliardi di anni fa.

Il sistema Valles Marineris sembra sfociare nella regione Chryse, una delle regioni più basse su Marte.
Questa zona è una enorme depressione che si trova a nord del canyon, ha un diametro di 1.500km (più grande dell'Italia), e si trova 2,5 km sotto all'altitudine media di Marte, quello che sarebbe il livello del mare se ci fosse.
Nel passato qualsiasi acqua proveniente dalla Valles Marines potrebbe essere finita in questa depressione e potrebbe aver creato un lago o un oceano antico.

L'ESA, Agenzia Spaziale Europea, usando le immagini ad alta risoluzione della sua sonda orbitante attorno al pianeta rosso ha generato il video che vi proponiamo qui sotto. In questo video "potrete volare" all'interno della zona più a est di quello che è a tutti gli effetti il canyon più grande e profondo del sistema solare: la Valles. Più sotto ancora invece, un video che vi da l'idea di questo canyon visto da sopra il pianeta.

Continuate a seguirci, in uno dei prossimi approfondimenti vi parleremo di come si è formato questo enorme complesso geologico marziano.


Lunghezza:3.000 km (3 volte l'Italia)
Larghezza:600 km (metà dell'Italia)
Profondità:8 Km (Come il monte k2)









domenica 31 dicembre 2017

Sistema solare

Tracce di Via Lattea sulla Terra

Il sistema solare, assieme alla terra, ai pianeti e alle comete, si muove attraverso una nube galattica ad una velocità di 80.000 km all'ora.
Questa corsa sfrenata crea un vento interstellare di particelle, alcune delle quali possono arrivare fino alla Terra e fornire informazioni sul nostro circondario galattico. Sono vere e proprie tracce di Via Lattea.


I cosmologi hanno raccolto queste particelle attraverso diverse missioni come per esempio la sonda IBEX della NASA, la sonda Ulysses, il programma SOLARD, la sonda Mariner, oppure ancora con la sonda MESSENGER in orbita attorno a Mercurio.


Rielaborando i dati raccolti da 11 sonde spaziali negli ultimi 40 anni è emerso chiaramente che dalla prospettiva terrestre, questo vento interstellare fluisce da un punto appena al di sopra della costellazione dello Scorpione. E le analisi mostrano che questa direzione è cambiata da 4 a 9 gradi dagli anni '70.
Proprio così, come succede al vento nel bel mezzo di una tempesta, gli scienziati hanno scoperto che le particelle che fluiscono nel sistema solare dallo spazio interstellare hanno cambiato direzione negli ultimi 40 anni. Tali informazioni possono aiutarci a tracciare il nostro posto all'interno della galassia che ci circonda e aiutarci a capire il nostro posto nello spazio.
Scopri come vediamo la nostra galassia dal pianeta terra a questo link: Cosa vediamo della Via Lattea?

L'impronta del vento interstellare che scorre nel'eliosfera, la vasta bolla riempita dal vento solare: flusso costante di particelle emesse dal sole, è uno dei modi in cui gli scienziati possono osservare ciò che si trova appena al di fuori della nostra casa, nella galassia attraverso cui viaggia il sistema solare.
L'eliosfera si trova vicino al bordo interno di una nube interstellare, ed entrambe si sfiorano "strofinando" i propri bordi. E' proprio questo movimento movimento a creare un vento di atomi interstellari neutri, come l'elio, che soffiano fino sulla Terra.

I primi dati storici sul vento interstellare provengono dagli anni '70 dal Programma di Test dello Spazio del Dipartimento di Difesa degli Stati Uniti 72-1 e dal SOLRAD 11B, dal Mariner della NASA e dal Prognoz 6 (Russo).
Gli strumenti sono migliorati molto dagli anni '70 ai nostri giorni, e confrontando le informazioni di diversi campioni osservativi, i ricercatori hanno acquisito confidenza con i risultati di quei primi dati.

Tutti questi dati mostrano che la direzione del vento interstellare è cambiata da 4 a 9 gradi negli ultimi 40 anni.
In precedenza pensavamo che il mezzo interstellare locale fosse molto costante, invece questi risultati mostrano che è altamente dinamico. Così come lo è l'interazione l'eliosfera e la nube galattica che confina con il sistema solare.

Anche se la ragione di questo cambiamento nella direzione del flusso galattico non è ancora chiaro, gli scienziati sanno con certezza che il nostro sistema solare si trova vicino al bordo della nube interstellare locale. Una tale area della galassia potrebbe subire turbolenze e, mentre ci muoviamo attraverso lo spazio, l'eliosfera potrebbe essere esposta a diverse direzioni del vento.

Ma come si misurano queste tracce provenienti dalla Via Lattea?
Le varie serie di osservazioni si basavano su tre diversi metodi per misurare il vento interstellare in arrivo. IBEX e Ulisse misurano direttamente gli atomi di elio neutro mentre attraversano il sistema solare interno. Le misurazioni dell'IBEX sono fatte vicino alla Terra, mentre le misure di Ulisse raggiungono l'orbita di Giove.

Le prime misurazioni degli anni '70 hanno osservato la fluorescenza che si verifica quando l'estrema radiazione ultravioletta proveniente dal sole si disperde dal vento dell'elio interstellare che passa dal sole. Gli atomi di elio neutri vengono catturati dalla gravità del sole, formando un cono di messa a fuoco. Quando le radiazioni del sole rimbalzano su questi atomi, emettono luce. Misurare la luce fornisce informazioni sulla direzione di afflusso di elio.

La terza tecnica per misurare il vento di elio si basa sul fatto che dopo questa interazione con la radiazione solare, una frazione di atomi di elio neutri ottengono un elettrone e quindi si caricano. Molti strumenti nello spazio sono studiati per analizzare particelle cariche, come gli strumenti STEREO della NASA e ACE. Tali strumenti possono misurare la direzione longitudinale del vento delle particelle, fornendo un'ultima serie di osservazioni storiche per completare l'immagine.


venerdì 24 novembre 2017

Sistema solare
Il nostro sistema solare si trova a circa due terzi dai confini della via lattea rispetto al centro galattico. Ma come sarebbe se invece si trovasse presso i margini estremi dei suoi bracci? 

Il nostro sistema solare si trova a circa due terzi dai confini della via lattea rispetto al centro galattico.
Per avere un quadro approfondito di come è fatta la via lattea potete leggere questo approfondimento: Morfologia della via lattea

La prima cosa da dire per immaginare un sistema solare presso i margini galattici è che le zone più centrali della galassia sono molto più metalliche delle zone periferiche. 
Ciò significa che più ci si allontana dal centro galattico e più la percentuale di elementi che pesano più dell'idrogeno e dell'elio diminuisce. 

Ora, come sappiamo in una eventuale nube protostellare che sta dando origine ad un sistema stellare, gli elementi più pesanti costituiscono la materia prima per la formazione di corpi rocciosi come i pianeti, le lune e le comete.

Diciamo subito che in una nube protostellare ai margini della via lattea gli elementi necessari per la formazione della vita potrebbero anche esistere. Ciò però che potrebbe mancare sono le condizioni di stabilità affinché la vita possa crescere svilupparsi in forme complesse.
Vediamo perché.

Gli scienziati pensano che presso la periferia galattica, anche se troviamo all'incirca un terzo della quantità di elementi metallici che si trovano nelle vicinanze del nostro sole, si potrebbero comunque formare dei di piccoli pianeti rocciosi come la terra.
Questi elementi pesanti necessari alla terra-formazione, avrebbero però una diffusione pari a circa il 20% di quella che abbiamo nella nostra zona galattica.
Di conseguenza il sistema solare avrebbe per forza un aspetto diverso.

La differenza più importante sarebbe la mancanza di pianeti giganti come Giove, Saturno e Urano.
Si pensa che i giganti gassosi abbiano in realtà dei nuclei rocciosi. In principio quindi la loro formazione è simile a quella dei pianeti rocciosi: attraverso l'accrescimento di polvere e detriti si forma un piccolo nucleo roccioso che poi si aggrega ad altri frammenti crescendo sempre di più e diventando più grosso della terra. (ma comunque più piccolo dei giganti gassosi)
Ad un certo punto la gravità del macro-pianeta pianeta intrappola anche la grande quantità di gas che si trovano nella nube protostellare, creando un'enorme atmosfera e generando ancora più forza di gravità
Ecco che è nato un pianeta gigante gassoso.

Ovviamente abbiamo sintetizzato e semplificato molto il processo di formazione, ma nella periferia della galassia, essendoci meno materiale pesante e quindi meno particelle, questi nuclei impiegherebbero troppo tempo a formarsi prima che i gas disponibili vengano dispersi o attratti dalla stella del nascente sistema solare.

Questo avrebbe una conseguenza catastrofica per la nascita della vita.
La mancanza di un pianeta con le dimensioni di Giove potrebbe avere effetti profondi sull'abitabilità dei mondi rocciosi.
Giove infatti ha sempre interpretato il ruolo del fratello maggiore della Terra, proteggendoci da comete ed asteroidi che senza la sua attrazione gravitazionale sarebbe finite per scontrarsi con il nostro pianeta con una frequenza molto maggiore di quanto non sia avvenuto.

Quindi, se il sistema solare si trovasse ai margini della via lattea sarebbe composto da piccoli pianeti rocciosi, magari innumerevoli, senza però avere la protezione di giganti gassosi come avviene dalle nostre parti.


Molto probabilmente questi pianeti non potrebbero essere abitati da forme di vita complesse, in quanto non avrebbero il tempo e la tranquillità ambientale per svilupparsi a causa del continuo bombardamento da parte di asteroidi e comete.




giovedì 26 ottobre 2017

Luna Sistema solare

Il sorriso della luna

Cosa da al nostro satellite il suo sorriso? quali sono gli elementi topografici che hanno dato il famoso volto alla luna? e che caratteristiche hanno? il Mare Imbrium, il Mare della serenità, il Sinus Aestuum, in questo articolo vi parliamo di cosa da luce al viso della Luna.

Tutti noi sicuramente, da bambini, guardando la luna dalla finestra di casa abbiamo notato un volto. Un volto che con il tempo ci è diventato famigliare, ben sapendo che quel volto in realtà è una illusione ottica generata da montagne, distese pianeggianti e crateri presenti sulla superficie del nostro satellite.

Ma iniziamo dall'inizio: Cosa sono i mari lunari?
L'origine dei così detti mari lunari è comune a tutti loro: catastrofici impatti meteorici e successivi fenomeni vulcanici.

In un lontano periodo prossimo alla nascita del sistema solare (periodo del bombardamento tardivo), i violenti impatti si meteoriti caduti sul fresco suolo lunare hanno generato vasti crateri. 
Per gli amanti della fotografia astronomica, potete trovare a questo link un elenco dei 100 particolari più interessanti da fotografare sul nostro satellite.

Alcuni di questi impatti sono stati talmente violenti rompere in profondità la crosta e causare una fuoriuscita di lava che ha inondato il cratere di scuro materiale basaltico. In alcuni casi invece il materiale lavico è uscito da antiche fratture vulcaniche presenti quando la luna era ancora "geologicamente attiva". 
Il risultato di tutto ciò sono le enormi superfici piatte e scure che oggi chiamiamo mari.
Man mano che i bacini si riempivano, il peso che il fondo del cratere ha dovuto sopportare è stato via via maggiore verso il centro e minore ai bordi. 
Pertanto al centro dei bacini il mare tende a sprofondare dando origine a dei corrugamenti e a delle spaccature. 
Ai ai bordi invece la crosta fresca tende a flettersi e a dilatarsi creando valli e depressioni, i cosiddetti graben.
Sono proprio questi mari ad aver giocato l'illusione ottica che da dato vita al viso della luna

Gli occhi: Mare Imbrium e Mare Tranquillitatis 
Il mare imbrium disegna l'occhio destro del volto, alla nostra sinistra, e misura circa 1.200 km di diametro (poco più della lunghezza dell'Italia).
Il mare Imbrium è il più grande bacino della luna, una immensa zona lavica costituita prevalentemente da basalto. 

Grazie ai campioni prelevati dall'apollo 15 (sbarcato sul bordo dell'Imbrium) la Nasa stima che si sia formato circa 3,85 miliardi di anni fa e che si sia successivamente riempito di basalto. 
Il mare è circondato da due catene montuose chiamate "Appennino Montes" e "Alpi Montes", probabilmente nate anch'esse dall'impatto, e la loro altezza va dai 1.800 ai 2.400 metri.
L'origine di tutto ciò è stato quasi sicuramente un impatto tra la luna e un proto-pianeta. Inizialmente gli scienziati stimavano il diametro del proto-pianeta intorno agli 80km, basandosi su simulazioni al computer.
Oggi però analizzando anche le caratteristiche geologiche della zona si arriva a stimare un un diametro del proto-pianeta di circa 400 km. 

Il Mare Imbrium è circondato da scanalature e da solchi abbastanza grandi da essere visibili dalla terra anche con piccoli telescopi, che si irradiano dal centro del bacino come i raggi di una ruota. 
Questi solchi sono stati creati dalle rocce che sono state spazzate via dal cratere nel momento dell'impatto. 
La maggior parte sono concentrati sul lato sud-est del bacino, suggerendo che il proto-pianeta sia giunto da nord-ovest, cadendo con un angolo piuttosto inclinato.

Sulla superficie sono presenti anche una seconda serie di scanalature con un allineamento diverso che sembra provenire da una regione a Nord-Ovest, lungo la traiettoria da cui è venuto il proto-pianeta. 
Questa seconda serie di segni ha rappresentato per anni un vero e proprio mistero dato dal fatto che non sono radiali al cratere e che hanno origine dietro alla regione dell'impatto. Dopo numerose simulazioni gli scienziati sono giunti alla conclusione che queste formazioni si siano generate dall'impatto di piccole pezzi del proto-pianeta che si sono staccate qualche attimo prima che toccasse la superficie lunare. 

Il mare Imbrium e la storia della sua origine, assieme agli altri mari e a molte altre formazioni sulla superficie lunare, ci dicono molto sugli oggetti che popolavano un tempi il sistema solare.
Insomma, il volto sfregiato del nostro satellite ci può dire molto su quello che stava accadendo nel nostro sistema 3.8 miliardi di anni fa".

L'occhio sinistro invece della Luna, alla nostra destra, è il Mare Tranquillitatis, conosciuto anche come Mare Della Tranquillità
Come gli altri maria sulla Luna, il Mare Tranquillitatis è sicuramente un antico bacino d'impatto Il bacino è approssimativamente circolare, e questo è uno dei motivi per la quale l'uomo lo ha sempre associato ad un occhio sul volto della Luna. 

Il Mare Della Tranquillità Ha un diametro di 800 km, come la distanza tra Milano e Napoli: potrebbe quasi contenere l'Italia. 

La sua superficie liscia e soprattutto la sua posizione equatoriale lo hanno reso una posizione ideale per il primo storico atterraggio dell'uomo sulla Luna avvenuto il 20 luglio 1069.
In quella data Neil Armstrong e Buzz Aldrin hanno fatto i primi passi sulle rive di questo mare.

Le rocce portate a terra da Armstrong e Aldrin sull'apollo 11 sono state studiate a fondo e la datazione radiometrica ha mostrato che erano tra i 3,6 ei 3,86 miliardi di anni. Queste rocce basaltiche consistevano in due tipi: uno ricco di titanio e l'altro ricco di potassio. 
Si pensa che la formazione di due tipi differenti di roccia sia dovuta a due diverse attività vulcaniche, avvenute in periodi diversi in un arco temporale di circa 300 milioni di anni.

Tra i punti più alti e quelli più profondi del mare ci sono dislivelli che non superano mai i 500 metri. Il Mare Tranquillitatis ha un margine irregolare, perché diversi bacini, tra cui Serenitatis e Nectaris, si intersecano in questa regione. 

Il naso della luna: il Mare Sinus Aestuum
La sua estensione è di circa 290km e sulla sua superficie, oltre a pochi crateri, ci sono alcune creste simili a delle rughe, che potrebbero essere le sommità di formazioni montuose sepolte dal materiale piroplastico. 
A est e a sud del mare si possono notare alcune zone più scure: agglomerati di ceneri vulcaniche, rimaste intatte a causa della mancanza di atmosfera e di venti dall'età in cui la lava ha inondato il bacino.

Il Mare Sinus Aestuum è l'unica posizione conosciuta sulla Luna dove i dati orbitali hanno rilevato la presenza di un raro minerale a base di ferro, cromo e ossigeno: Lo spinello cromato (https://it.wikipedia.org/wiki/Gruppo_degli_spinelli). 
Le rilevazioni hanno determinato che queste concentrazione corrispondono sempre a crateri d'impatto all'interno del mare. 
Anche se questo materiale è stato trovato sia sui massicci più grandi che si trovano a est e a ovest dell'altopiano, che in zone sepolte all'interno della mare stesso, la maggior parte della sua presenza si identifica nel mare: sotto al deposito piroplastico che da al Sinun Aestum il suo colore scuro.
La spiegazione più accreditata tra i geologi lunari è che lo Spinello sia emerso dalle profondità della crosta durante l'eruzione che ha generato la fuoriuscita del mantello. Durante la fuoruscita si è poi mischiato con il materiale lavico e oggi, attraverso i piccoli crateri di impatto, torna visibile. 

Una delle caratteristiche di questo mare è il basso numero di crateri di impatto. 
Questo suggerisce che i flussi di lava del Sims Aestuum siano relativamente giovani. Questi indizi datano l'età del naso della luna come molto giovane: circa 3 miliardi di anni fa.

La bocca della Luna:Mare Nubium e Mare Cognitum
Il Mare Nubium e il Mare Cognitum disegnano assieme la bocca al volto della luna. 
Il Nubium, o "Mare delle Nubi", ha un diametro di 750 km ed è uno dei più antichi bacini circolari della Luna.
Tuttavia, ci sono prove evidenti che questo bacino non sia stato generato da un unico catastrofico impatto.
E' probabile infatti che abbia avuto origine da almeno quattro grandi collisioni.
Questa idea nasce dal fatto che gli astronomi hanno identificato almeno quattro anelli di bacini minori all'interno e nei pressi del mare Nubium. 
Inoltre ai suoi margini non sono presenti alte creste come per il resto dei crateri di impatto e degli altri mari. Questo è molto probabilmente una prova della sua antichità.
Si pensa infatti che i bordi del cratere siano stati consumati da eventi geologici risalenti ad un lontato periodo in cui la luna era ancora molto attiva. 

Il mare Nubium è cosparso di spaccature dovute al peso generato dalla lava che lo ha riempito al momento del suo raffreddamento.

Il Mare Cognitum invece ha un diametro di 376 km e si trova all'interno di un bacino molto più grande: il bacino Procellarum.
La catena montuosa Montes Riphaeus a nord-ovest del Mare Cognitum potrebbe essere la cresta di un grande cratere ormai sepolto e che lo contiene.
Nel 1964 il mare Cognitum è stato teoatro dell'impatto di una sonda spaziale (La ranger7) che ha inviato immagini fino a qualche secondo prima di distruggersi, rivelando agli studiosi una superficie ricoperta da piccolissimi crateri di impatto impossibili da osservare dalla terra e dalle alte quote orbitali intorno alla Luna.


Occhio destro:Mare Imbrium (1.200 km)
Occhio sinistro:Mare Tranquillitatis (800 km)
Naso:Mare Sinus Aestuum (290km)
Bocca:Mare Nubium (750 km) e Mare Cognitum (376 km)