Download Origine del sistema solare, della Terra e della sua atmosfera

Origine del sistema solare,
della Terra e della sua atmosfera
…A mixed italian-english lecture…
II sec D.C.
Tolomeo Teoria
Geocentrica:
Ta terra è al centro
dell’universo.
XVI sec., Copernico
(Niklas Koppernigk)
Teoria Eliocentrica – I
pianeti orbitano attorno al
sole. Nella sua opera De
revolutionibus orbium
coelestium (1543),
Copernico recuperò
l'ipotesi eliocentrica di
Aristarco di Samo (III sec.
a.C.): tutti i pianeti e la
Terra compiono le loro
rivoluzioni intorno al Sole,
immobile al centro
dell'universo.
Gallileo Gallilei. Nel
1609 mise a punto il
cannocchiale col
quale scoprì i satelliti
di Giove che davano
chiaro supporto alle
teorie copernicane,
cosa che alla Chiesa
non piacque:
processato per eresia
nel 1632 venne
riabilitato nel 1992.
Oggi: La Terra è uno dei molti pianeti che orbitano attorno al sole.
Il nostro sistema solare è uno dei tanti sistemi stellari dell’universo.
Origine del sistema solare. Ogni modello sull’origine del sistema solare
deve spiegare le caratteristiche attuali del sole e dei pianeti:
1.
I pianeti terrestri, composti essenzialmente da sostanze rocciose,
sono relativamente piccoli, mentre i pianeti gioviani, composti
essenzialmente da idrogeno e elio, sono relativamente grandi.
Origine del sistema solare. Ogni modello sull’origine del
sistema solare deve spiegare le caratteristiche attuali del sole e dei pianeti:
2.
Tutti i pianeti orbitano attorno al sole nello stesso senso su un
piano circa comune detto eclittica (eccetto Mercurio e Plutone che
hanno orbite inclinate), e lungo orbite grossomodo circolari.
Origine del sistema solare. Ogni modello sull’origine del
sistema solare deve spiegare le caratteristiche attuali del sole e dei pianeti:
3.
4.
5.
I pianeti terrestri orbitano vicini al sole, mentre i pianeti gioviani
orbitano lontano dal sole.
Tutti i pianeti ruotano su se stessi attorno ad assi grossomodo
perpendicolari al piano dell’eclittica (eccetto Urano e Plutone che
hanno asse di rotazione molto inclinato).
Tutti i pianeti ruotano su se stessi nella stessa direzione di
rivoluzione attorno al sole, e così fanno le loro lune (eccetto
Venere che ha rotazione retrograda).
Abbondanze degli elementi
•  Quasi tre quarti della massa del sole + pianeti è costituita da
idrogeno.
•  Circa un quarto è fatto da elio.
•  Idrogeno e elio da soli costituiscono circa il 98% della massa
del sistema solare.
•  Tutti gli altri elementi (e.g., ossigeno, carbonio, azoto, ferro,
silicio) costituiscono il restante 2%.
N protoni
Abbondanze degli elementi
•  La dominanza di idrogeno e elio è comune a tutte le stelle e
galassie dell’universo.
•  Idrogeno e elio si sono formati durante il Big Bang 13.7
miliardi di anni fa.
•  Tutti gli elementi più pesanti sono stati sintetizzati dalle stelle
in tempi successivi al Big Bang, tramite reazioni termonucleari
e in seguito all’esplosione di stelle massive (supernovae).
•  Alla morte di una stella, gli elementi pesanti sintetizzati vengono
eiettati nello spazio interstellare.
•  Generazioni successive di stelle si formano in spazi interstellari
arricchiti in elementi pesanti.
•  Il sistema solare contiene elementi pesanti ‘reciclati’ da stelle
estinte.
Età del sistema solare
•  L’età del sistema solare è stimata nell’ordine di 4.56 miliardi di
anni (~65 milioni di volte una vita umana).
•  Il decadimento radioattivo di alcuni isotopi è usato per stimare
l’età delle rocce. Alcuni isotopi (padri) decadono naturalmente
in altri isotopi (figli) con tassi di decadimento costanti.
•  Misurando le quantità relative di isotopi padri e figli, e
conoscendo il tasso di decadimento, si possono ottenere stime
dell’età di inizio decadimento, che in prima approssimazione e
sotto alcune condizioni rappresenta l’età di formazione della
roccia contenente gli isotopi.
When did Earth form? Insights from Chondrites
A specimen of the NWA
869 chondrite (type L4-6),
showing chondrules and
metal flakes (Wikipedia)
When did Earth form? Insights from Chondrites
CAIs (white specks) in chondrite
Meteorite (American Museum Nat.
History)
When did Earth form? Insights from Chondrites
CAI = oldest dated solar system material: 4.56 By
Età del sistema solare
•  Alcune meteoriti (i.e., piccoli asteroidi che cadono sulla
superficie terrestre) sono costituite dalle rocce più antiche del
sistema solare (4.56 miliardi di anni).
•  Le rocce lunari più antiche hanno circa 4.5 miliardi di anni.
•  Sulla terra sono occasionalmente presenti rocce antiche fino a
circa 4 miliardi di anni, ma la maggior parte delle rocce esposte
sulla terra è molto più giovane, nell’ordine delle decine o
centinaia di milioni di anni.
Origine del Sistema Solare
Ipotesi della ”Nebulosa” (Nebula Theory)
In the General History of Nature and Theory of the
Heavens (Allgemeine Naturgeschichte und Theorie
des Himmels) (1755), Immanuel Kant laid out the
Nebular hypothesis, in which he deduced that the
Solar System formed from a large cloud of gas,
a nebula.
Kant correctly deduced that the Milky Way was a large disk of stars,
which he theorized also formed from a (much larger) spinning cloud of
gas. He further suggested the possibility that other nebulae might also
be similarly large and distant disks of stars. These postulations opened
new horizons for astronomy: for the first time extending astronomy
beyond the solar system to galactic and extragalactic realms.
The Nebula Theory: Laplace and the early stages of the theory
Woolfson 2000
Ipotesi della nebulosa solare
•  Il sole e i pianeti si formarono da una nebulosa solare comune.
•  Una nebulosa solare è un ammasso in rotazione di gas e
polveri nello spazio interstellare
Ipotesi della nebulosa solare
•  La nebulosa in rotazione
iniziò a contrarsi per gravità
circa 4.56 miliardi di anni fa.
•  La contrazione gravitazionale
produsse densità maggiori di
polveri e gas nelle regioni
centrali della nebulosa, con
formazione di un protosole.
•  Contrazione e rotazione
produssero un appiattimento
della nebulosa, che assunse
forma discoidale, ed un
aumento della sua velocità di
rotazione.
Ipotesi della nebulosa solare
•  Al protrarsi della contrazione gravitazionale, il protosole
diventò via via più denso e la sua temperatura aumentò
poiché l’energia gravitazionale veniva convertita in energia
termica.
•  Dopo circa 10 milioni di anni dall’inizio della contrazione
della nebulosa, il centro del protosole raggiunse una
temperatura di alcuni milioni di °K.
•  A queste temperature, le prime reazioni nucleari si
innescarono con conversione di idrogeno in elio. Il
protosole diventò una stella. Le reazioni nucleari
continuano tutt’oggi.
Formazione dei pianeti
Disco protoplanetario; il disco in rotazione di gas e polveri che circondava il
protosole, e che per forze centrifughe non è collassato su di esso, è ritenuto il
luogo di formazione dei pianeti.
Le sostanze componenti il disco protoplanetario sono allo stato solido o gassoso. La
temperatura di condensazione determina se una sostanza è allo stato solido o
gassoso. Sopra la temperatura di condensazione, stato gasso; sotto la temperatura
di condensazione, stato solido.
•  Idrogeno e elio sono sempre allo stato gassoso poiché la temperatura di
condensazione è vicina allo zero assoluto.
•  Sostanze come acqua (H2O), metano (CH4) e ammoniaca (NH3) hanno
temperature di condensazione basse, tra 100 e 300 °K, cioè sono solide sotto forma
di particelle di ghiaccio solo a temperature relativamente basse.
•  Elementi pesanti come ferro, silice, magnesio, zolfo, e loro composti con
l’ossigeno, hanno temperature di condensazione comprese tra circa 1300 e 1600
°K, cioè sono solidi sotto forma di grani di polvere anche a temperature
relativamente alte.
Formazione dei pianeti
•  Nella nebulosa, la temperatura decresce all’aumentare della distanza dal
centro.
•  Nelle regioni interne e calde, prossime al centro della nebulosa, solo gli
elementi pesanti e i loro composti con l’ossigeno rimangono allo stato solido
sotto forma di grani di polvere.
•  Nelle regioni esterne e fredde, lontane dal centro della nebulosa, le particelle
di ghiaccio potevano sopravvivere.
Dust grain
Formazione dei pianeti
•  Nelle regioni interne della nebulosa, reiterate collisioni di grani di polvere
produssero, nel corso di alcuni milioni di anni, planetesimi, cioè oggetti solidi
del diametro di circa un chilometro.
•  L’azione di forze gravitazionali causò reiterate collisioni tra planetesimi con
formazione di protopianeti, oggetti di dimensione e massa simili a quelli della
luna.
•  Successive collisioni gravitazionali di protopianeti condussero alla formazione
dei pianeti terrestri.
Formazione dei pianeti
•  Nelle regioni esterne della nebulosa, più materiale allo stato solido
era disponibile per la formazione dei planetesimi. Oltre ai grani di
polvere, anche le particelle di ghiaccio erano disponibili. I
planetesimi esterni erano dunque formati da un misto di materiale
roccioso e ghiaccio.
•  Atomi gassosi leggeri come idrogeno ed elio, muovendosi verso le
regioni esterne fredde della nebulosa, rallentavano il loro moto
(diminuzione agitazione termica) e potevano facilmente venire
catturati gravitazionalmente ai planetesimi-protopianeti in
formazione.
•  Il risultato fu la formazione di pianeti di elevate dimensioni con una
spessa atmosfera di idrogeno avviluppante un nucleo roccioso di
5-10 volte la massa della terra; esempio: Giove.
A Hubble Space Telescope view of a small portion of the Orion
Nebula. Four of the stars are surrounded by gas and dust
trapped as the stars formed, but were left in orbit about the
star. These are possibly protoplanetary disks that might evolve
on to agglomerate planets.
Planet Formation
Stages 1–2
Planet Formation
Stage 3: Runaway Growth
Planet
Formation
Stage 4
Luna
•  Derivata dalla terra durante le fasi iniziali
dell’evoluzione terrestre.
•  Impatto con gigantesco corpo di dimensioni tipo Marte.
•  Materiale di impatto condensato nella protoluna,
intrappolata dalla gravità terrestre.
•  Fusione e differenziazione terrestre (vedi più avanti)
Formazione della luna
•  La velocità di rotazione terrestre aumentò.
•  L’asse di rotazione terrestre si inclinò (23.5° sull’eclittica)
http://www.boulder.swri.edu/~robin/
Stages 3-4. The last phases in the growth of terrestrial planets involves the collisional
accretion of a population of planetary embryos and planetesimals.
Raymond, Quinn & Lunine (2006) attempted to reproduce the inner Solar System. The
simulation starts from 1885 roughly Moon-sized planetary embryos from 0.5-5 AU,
and includes a fully-formed Jupiter at 5.5 AU. Note that Red = dry and blue = wet.
Beta Pictoris – a solar system in the making?
This new and very detailed image
of the famous circumstellar disk
around the southern star Beta
Pictoris. It shows (in false colours)
the scattered light at wavelength
1.25 micron (J band) and is one of
the best images of this interesting
feature obtained so far.
The disk around Beta Pictoris is
probably connected with a
planetary system. In particular,
various independent observations
have led to the conclusion that
comets are present around this star,
and variability of its intensity has
been tentatively attributed to the
occultation (partial eclipse) by an
orbiting planet.
Pianeti extra-sistema solare
•  Il primo pianeta al di fuori del sistema solare fu scoperto nel
1995 da Michel Mayor e Didier Qeloz dell’osservatorio di
Ginevra (su osservazioni condotte in Cile).
•  Al primo pianeta se ne sono rapidamente aggiunti altri, fino
ad arrivare al numero attuale di 884 pianeti.
http://exoplanet.eu/
Cosa spiega la teoria della nebulosa?
1.  Il collasso gravitazionale di una nebulosa rotazionale con
formazione di un disco rotazionale spiega la concentrazione di
massa nel piano dell’eclittica e il fatto che quasi tutti i pianeti
orbitano attorno al sole nello stesso senso.
2.  Poiché le regioni interne della nebulosa erano calde, solo grani di
roccia e metalli potevano condensare, da cui l’origine dei pianeti
terrestri interni.
3.  Il fatto che le regioni esterne della nebulosa erano fredde spiega la
presenza di abbondante ghiaccio e idrogeno gassoso nei pianeti
esterni gioviani.
4.  Se un oggetto presente nelle regioni esterne fredde mai raggiunse
massa sufficiente a catturare idrogeno, esso rimase allo stato di
piccolo pianeta di ghiaccio, come Plutone, le comete e alcune lune
dei pianeti più esterni.
Cosa spiega la teoria della nebulosa?
L’atmosfera dei pianeti terrestri è di origine interna
(degassazione vulcanica), mentre i pianeti gioviani
svilupparono un’atmosfera per cattura gravitazionale. I
pianeti di ghiaccio non hanno atmosfera poiché erano
troppo piccoli per catturarne una e troppo freddi per
emetterla.
6.  Asteroidi (corpi fatti di roccia) e comete (corpi fatti di
ghiaccio) sono ‘avanzi’ inutilizzati nella formazione dei
pianeti.
7.  Le età più antiche riscontrate nel sistema solare sono tutte
concentrate attorno ad un valore di 4.56 miliardi di anni
poiché tutto si formò assieme e allo stesso tempo.
5.
…ma ci sono eccezioni alla teoria
della nebulosa
•  Mercurio e Plutone hanno orbite inclinate rispetto a quelle degli altri
pianeti;
•  Venere ha rotazione retrograda;
•  Urano e Plutone hanno asse di rotazione molto inclinato sull’eclittica;
…varie spiegazioni adottate, solitamente
comprendenti collisioni catastrofiche con
planetesimi…
Inoltre, la questione del trasferimento del
momento angolare è ancora dibattuta.
Dalla Nebula alla Terra:
età di formazione e differenziazione
Oldest
Meteorites
Oldest
Moon Rocks
Oldest
Earth Rocks
Press & Siever, Fig. 1.10
Formazione della Terra stratificata…
•  Se la terra si fosse accresciuta da planetesimi avrebbe avuto una
struttura inizialmente omogenea.
•  Come e quando sviluppò una composizione stratificata?
- e.g., nucleo, mantello, crosta, atmosfera.
Differentiation
Press & Siever, Fig. 1.6
Terra
omogenea
primordiale
•  Composta da
planetesimi
accrezionati.
•  Soggetta a
bombardamento
continuo.
Press & Siever, Fig. 1.6
Fusione & Differenziazione
•  Oggetto gigantesco
(~Marte) collise con la
terra ca. 45 Ma dopo
inizio formazione
sistema solare.
•  Energia da impatto
trasformata in calore;
terra in fusione.
•  Il materiale pesante
affondò.
•  Il materiale leggero
galleggiò.
•  Gli ejecta diventarono
la luna
Terra
stratificata
Press & Siver, Fig. 1.6
•  Differenziazione:
-  Nucleo di metalli
pesanti.
-  Mantello viscoso
silicatico.
-  Crosta leggera
silicatica.
•  Traporto di calore
verso la superficie,
dove viene disperso.
•  Guida la tettonica
delle placche.
Terra (3rzo dal sole; 5nto in dimensioni)
(diametro: 12,756 km; distanza dal sole: 149,000,000 km)
• 
• 
• 
• 
Atmosfera moderata: 77% N, 21% O; CO2, H2O.
Temperature moderate (~14° C); pressione: 1 atm.
Gli Oceani coprono il 71% della superficie della terra.
Intensa attività tettonica e vulcanica (le rocce superficiali hanno
mediamente <500 Ma).
Composizione della Terra
Press & Siever, Fig. 1.7
Composizione della Terra
Press & Siever, Fig. 1.7
Origine dell’atmosfera
The first atmosphere
•  The original atmosphere
–  Probably made up of hydrogen and helium.
–  These are fairly common in the universe.
•  Original atmosphere stripped away by the solar wind
–  H and He are very light
•  Hydrogen and helium have the smallest atoms by
mass.
–  The early earth was not protected by a magnetic field.
–  Thus the current atmosphere is secondary
The source of the solar wind is the Sun's hot corona. The temperature of the
corona is so high that the Sun's gravity cannot hold on to it. The coronal gases are
super-heated to temperatures greater than 1,000,000ºC. At these high temperatures
both hydrogen and helium (the two dominant elements) are completely stripped of
their electrons. Even minor elements like carbon, nitrogen, and oxygen are stripped
down to bare nuclei. Only the heavier trace elements like iron and calcium are able
to retain a few of their electrons in this intense heat. These highly ionized elements
stream off of the Sun in all directions at speeds of about 400 km/s.
The Earth magnetic field
Schematic diagram
illustrating Elsassar’s
model for the Earth’s
magnetic field. The solid
mantle rotates at a different
rate from the liquid outer
core, which is molten Fe
and Ni alloys.
The magnetic field is
important for the evolution
of complex life on Earth
since it shields organisms
from cosmic radiation (the
same high-energy particles
that form C-14 in the upper
atmosphere.
Fig. 6.9
The Earth magnetic field protects the atmosphere from
solar wind erosion -
The second atmosphere
•  Formed from degassing of
volcanoes-shielded by magnetic
field
•  Gasses emitted probably similar to
the gasses emitted by volcanoes
today.
–  H2O (water), 50-60%
–  CO2 (carbon dioxide), 24%
–  SO2 (sulfur dioxide), 13%
– 
– 
– 
– 
– 
– 
– 
CO (carbon monoxide),
S2 (sulfur),
Cl2 (chlorine),
N2 (nitrogen),
H2 (hydrogen),
NH3 (ammonia) and
CH4 (methane)
Modern atmosphere
Nitrogen (N2) azoto: 78%,
Oxygen (O2): 21%,
Carbon Dioxide (CO2): 0.03 %,
How did Earth evolve from second to modern
atmosphere?
2nd atmosphere
by Volcanic
outgassing
H2O – 50-60%
Modern
Atmosphere
CO2 – 24%
O2– 21%
SO2 – 13%
CO2– 0.03%
N2 – 78%
1. Where did all the O2 come from?
2. Where did all the CO2 go?
-> a 3-step story…
Step 1 - Formation of
the oceans
When the early heavy
bombardment during
planetary accretion (~4.56–4.4
Ga) ended (Fig.3), the Earth
became cool enough to
allow it thick atmosphere of
volcanic steam (water
vapour) to condense into
oceans. It seems likely that a
consistent volume of water was
also added by the impact of icy
planetary embryos,
carbonaceous chondrites, and
comets on the atmosphere.
CO2 dissolves into the oceans.
Step 2 - Origin of life. Life evolved in the oceans as there was no
oxygen in second atmosphere, thus, no ozone layer, so harmful
ultraviolet radiation flooded the earth’s surface.
•  The ingredients necessary
for life come from
volcanoes
–  NH3 – ammonia
–  CH4 – Methane
–  H2O – Water
•  These can produce amino
acids, the building blocks of
life.
Step 2 continued -Life changed the atmosphere
Photosynthetic organisms evolved. These organisms use
CO2 to generate organic matter and produce oxygen (O2)
as a waste product. When organic matter is buried as
organisms die, the CO2 they contain is subtracted from
the atmosphere to form coal and oil.
CO2 goes into coal and oil
Photosynthetic cyanobacteria
Coal (carbone)
Photosynthetic organisms are very old, older that 3.7-3.8 Ga! And
perhaps even older!
Step 3 - the weathering of silicate rocks on land (reaction B in figure) coupled with
the formation of carbonate rocks in the oceans (reaction C in figure) produces
reaction D: CO2 + CaSiO3 -> CaCO3 + SiO2
CO2 goes into the carbonate rocks
In Summary
•  Where did the O2 come from?
–  Produced by photosynthetic life.
•  Where did the CO2 go?
–  Dissolved in the oceans
–  Used by life by photosynthesis and buried when plants and
micro-organisms die. The source of coal and oil.
–  Trapped into carbonate rocks by the chemical weathering
of silicates+deposition of carbonates in the oceans
Once the output pathways of CO2 subtraction from the atmosphere were set
in motion, presumably soon after early bombardment (~4.56-4.4 Ga) ended,
the input of CO2 from volcanoes attained substantial equilibrium with the
output of CO2 into coal, oil, and carbonate rocks. Thanks to this equilibrium,
the level of CO2 in the atmosphere is relatively steady and the planet is
habitable.
1st
atmosphere
Summary
H and He from
solar nebula
2nd
atmosphere
H20, CO2 and SO2 from volcanic
degassing
Current
atmosphere
N2, O2, little CO2 O2 from
Lost to solar wind
photosynthesis.
CO2 lowered by onset
of efficient output
pathways in rocks (oil,
coal, carbonates). Then,
CO2 input from
volcanoes attained
equilibrium with output
in rocks.
Percent of total
Percent total air by volume
air by volume
ATMOSFERA TERRESTRE
100
80
N (g)
2
60
40
20
0
CO (g)
O (g)
2
H (g)
2
2
4
3
2
Billions of years ago
1
0
Atmospheric Stratification and Important Types of Radiation and Radiation Shields.
The ozone layer protects the earth from harmful ultra violet
radiation from the sun.