SOLARE, SISTEMA

SOLARE, SISTEMA. - È l'insieme del Sole e dei corpi celesti (pianeti e loro satelliti, pianetini, comete e alcuni numerosi sciami di meteore) che gravitano e si muovono intorno ad esso. I pianeti attualmente conosciuti sono nove: Mercurio, Venere, Marte, Giove, Saturno, Urano, Nettuno e Plutone (in ordine di distanza crescente dal Sole), di cui i dati caratteristici sono compendiati nell'acclusa tabella I, mentre i dati dei 31 satelliti che intorno a questi pianeti ruotano sono espressi nella successiva tabella II (tranne che per la luna [v.]).

Nell'antichità si conoscevano soltanto i primi cinque pianeti (perché i soli visibili ad occhio nudo); solo nel 1781 si aggiunse Urano (scoperto da W. Herschel); nel 1801 il primo dei pianetini (Cerere, scoperto dall'abate

Piazzi a Palermo) e questi divennero presto famiglia numerosa, poi, con la fotografia, numerosissima; nel 1846 fu scoperto Nettuno (previsto col calcolo da U. Le Verrier a Parigi e ritrovato in cielo dal tedesco Galle a Berlino), e infine nel 1930 Plutone (anch'esso previsto teoricamente da P. Lowell e ritrovato fotograficamente da Tombaugh). Tutti questi corpi sono soggetti alla gravitazione universale e si muovono obbedendo alle leggi di Keplero, perturbandosi reciprocamente, ma senza tuttavia alterare la stabilità del sistema. Il suo confine è rappresentato — almeno per quanto se ne sa finora — dall'orbita di Plutone, sorpassata soltanto COMETA (v.) periodiche di più lunga rivoluzione e, nell'afelio, anche dall'orbita di Nettuno.

I pianeti si distinguono in interni o inferiori ed esterni o superiori, a seconda che le loro orbite intorno al Sole sono interne od esterne all'orbita della Terra. I due pianeti interni, Mercurio e Venere, non si allontanano mai troppo in cielo dalla posizione del Sole, e sono quindi visibili soltanto nelle ore che seguono il tramonto o che precedono il sorgere dell'astro del giorno. Rispetto alle densità e ai volumi, i pianeti si dividono nettamente in due gruppi, uno dei pianeti simili alla Terra (Mercurio, Venere, Terra, Marte e forse Plutone) con volumi modesti e abbastanza forti densità (pianeti terrestri) e l'altro dei grandi pianeti (Giove, Saturno, Urano e Nettuno) di dimensioni notevolmente superiori e invece più moderate densità.

Per quanto riguarda la distribuzione delle distanze dei pianeti dal Sole, sembra che esse siano rette da una legge di tipo esponenziale, che nella prima forma, detta di Bode o di Titius (nome latinizato di J. G. Tietz) del 1778 esprime che la distanza di un pianeta di posto n può essere espressa dalla formula D=0,4÷0,3 · 2ⁿ. Gli scarti che si ottengono tra le distanze reali e quelle fornite da questa legge sono generalmente deboli per tutti i pianeti, meno che per Nettuno e Plutone. Più semplice è la legge recente di G. Armellini: D=1,53^°, la quale contiene un solo parametro, invece di due, e tuttavia dà con maggiore approssimazione le reali distanze planetarie. In essa bisogna porre n=2 per Mercurio, -1 per Venere,

nere, 0 per la Terra, 1 per Marte, 2 e 3 per i pianetini (che hanno le orbite generalmente comprese tra quelle di Marte e Giove), 4 per Giove, 5 per Saturno, 7 per Urano ed 8 per Nettuno. Questa legge fornisce due distanze per i pianetini; e ciò è in buon accordo con la realtà rappresentando il principio e la fine dell'anello asteroidico, ma lascia purtroppo un posto vacante tra Saturno e Urano. È importante rilevare che tutte queste leggi, se pur lasciano adito a qualche discussione, affermano però tutte il fatto notevolissimo che le distanze dei pianeti dal Sole procedono secondo una legge esponenziale. Tuttavia sfugge ancora la ragione intima di questo fatto, che deve però avere indubbiamente notevoli riflessi cosmologici e cosmogonici. Le distanze planetarie elencate nella tabella I sono le distanze medie dei pianeti dal Sole; in realtà esse oscillano tra un valore massimo ed un minimo abbastanza vicino tra loro, per effetto delle eccentricità delle orbite ellittiche che essi descrivono intorno al Sole, eccentricità che è massima per Plutone (0,25) e notevole solo per Mercurio (0,21). Si danno qui alcuni cenni descrittivi dei singoli componenti il s. s.

1. MERCURIO

Di difficilissima osservazione a causa della sua grande vicinanza al Sole (dal quale non se ne distacca angolarmente mai più di 28^°); sulla sua superficie non si distinguono che poche macchie oscure, le quali tuttavia hanno permesso di rivelarne una rotazione di 88 giorni, pari cioè al periodo della rivoluzione intorno al Sole, onde il pianeta dirige verso l'astro maggiore sempre la stessa faccia, allo stesso modo (e per le stesse ragioni) che fa la Luna rispetto alla Terra. Dal punto di vista fisico, Mercurio rassomiglia però molto di più alla Luna che alla Terra. Le sue dimensioni e la sua massa sono solo un po' maggiori di quelle del nostro satellite. Il suo suolo dovrebbe presentare la stessa natura tormentata della Luna, poiché Mercurio riflette la luce del Sole come la Luna. E come per questa, anche per Mercurio l'atmosfera originaria si deve essere rapidamente dissipata, a causa dei piccoli valori della gravità su Mercurio. Mercurio è il pianeta più caldo del s. s. nell'emisfero rivolto costantemente verso il Sole (oltre 400^° C secondo le misure più recenti), e nello stesso tempo il pianeta più

TABELLA I. - Pianeti (del s. s.)

TABELLA II. - Satelliti (del s. s.)

freddo nell'emisfero della notte eterna, probabilmente la temperatura si avvicina alla zero assoluto (—273° C), più bassa quindi di quella dello stesso Plutone. L'orbita di Mercurio, se si eccettua quella di Plutone, è la più inclinata sull'eclittica (7°) e la più eccentrica. La sua distanza dal Sole varia tra 46 e 70 milioni di km. Mercurio è il pianeta che presenta la più grande velocità orbitale media, ca. 48 km/sec. Non ha satelliti.

II. VENERE

È il più brillante dei pianeti e anche di tutti gli oggetti celesti dopo il Sole e la Luna, diventando talora visibile ad occhio nudo di pieno giorno. Venere compie la sua rivoluzione intorno al Sole ad una distanza media di 107 milioni di km descrivendo un'orbita di piccola eccentricità in 225 giorni. Pochi dettagli si scorgono sulla superficie (donde ancora un po' incerto è il valore del periodo della sua rotazione), la quale appare sempre di un bianco pressoché uniforme. Si pensa che ciò che si può osservare è solo la parte esterna di uno spesso strato di nubi che avvolgono tutto il pianeta. L'analisi spettroscopica non vi ha rivelato però traccia sensibile di vapor d'acqua né di ossigeno, ma solo una grande quantità di anidride carbonica. Le misure bolometriche hanno mostrato una temperatura di 55° C nella faccia illuminata dal Sole; ma si tratta naturalmente della temperatura degli strati nuvolosi. La temperatura del suolo dovrebbe aggirarsi sui 100° C a causa dell'effetto di serra che vi produce

l'anidride carbonica delle nubi, che arresta l'irraggiamento infrarosso riemesso dal suolo stesso. Le condizioni fisiche su Venere, contrariamente a quanto prima si pensava, debbono essere quindi assai differenti da quelle terrestri. Venere non ha satelliti.

III. MARTE

È il primo dei pianeti esterni, i quali sono molto più facili ad osservarsi di Mercurio e Venere, poiché presentano i loro dischi completamente illuminati dal Sole allorché si trovano alla minima distanza dalla Terra. A differenza di Mercurio e Venere, presentano inoltre solo piccole variazioni di fase. Marte ha un diametro di poco maggiore di quello terrestre e la sua massa ne è 10 volte minore. La sua distanza dalla Terra varia tra i 55 e 101 milioni di km. Le numerose osservazioni, che si sono potute fare allorché il pianeta si trova alla minima distanza dalla Terra (grandi opposizioni, che si riproducono ogni 16 anni ca., cioè quando Marte si trova in vicinanza del suo periello: l'ultima si è avuta nel 1939, la prossima sarà nel 1956), hanno mostrato che la metà ca. della superficie di Marte presenta una colorazione rosso-arancione sulla quale si distaccano alcune macchie oscure, a volte di un netto colore blu-verdastro, alcune abbastanza estese, altre sottili ed allungate, appena percettibili, sotto forma di canali. Durante gli inverni marziani una grande macchia bianca ricopre i poli del pianeta. Il periodo di rotazione del pianeta si conosce con

grande precisione, ed è sensibilmente uguale a quello della Terra, come del pari uguale è l'inclinazione dell'equatore marziano sul piano della sua orbita (24°), onde Marte presenta stagioni del tutto analoghe a quelle terrestri, ma ca. due volte più lunghe a causa della maggior durata dell'anno marziano. La differenza delle stagioni tra i due emisferi marziani è però più pronunciata che sulla Terra a causa della assai più grande eccentricità dell'orbita. Il segno principale delle stagioni marziane è fornito dal più o meno grande sviluppo delle calotte polari, e da alcune variazioni periodiche e regolari di colore che alcune macchie presentano (aree verdi) e che potrebbero essere indizio di sviluppo stagionale della vegetazione.

La situazione attuale della aerografia, cioè dello studio della superficie di Marte (a somiglianza di «geografia» per la Terra) è però in una fase di scetticismo e di discussione, dacché le nuove (teorie ottiche (iniziate da V. Cerulli e M. Maggini) fanno pensare che molte delle apparenze che sembra di scorgere e individuare sulla superficie di Marte debbono essere piuttosto considerate come semplici illusioni ottiche. Infatti, quando l'occhio umano si sforza di distinguere i dettagli di un oggetto che si vede male (a causa della scarsa illuminazione o della grande distanza, e quest'ultimo è il caso di Marte), si ha inconsciamente la tendenza a congiungere («integrare») i punti più notevoli con segmenti di retta. Alcuni anni fa questa tendenza si è mostrata anche nei riguardi dei famosi canali (denominazione per prima introdotta dal p. Angelo Secchi S. J. e poi ripresa da G. V. SCHIAPARELLI, LUIGI e da P. Lowell e diffusa in tutto il mondo) e della loro presunta «geminazione». Recenti fotografie, ottenute con tecnica nuova all'osservatorio del Pic-du-Midi sugli alti Pirenei, hanno invece mostrato effettivamente specie di canali, benché sotto aspetti variati e differenti dalle forme geometriche che gli osservatori visivi avevano la tendenza a misurare. In definitiva, anche se questi canali esistono, se ne ignora completamente la natura. Gli astronomi si ripromettono nuovi risultati dal telescopio gigante di Monte Palomar, che nel 1956 potrà per la prima volta essere adibito all'osservazione di Marte. Più sicure sembrano invece le nostre conoscenze su altre caratteristiche fisiche della superficie marziana ricavate da osservazioni spettroscopiche e polarimetriche, specialmente nell'infrarosso. Marte possiede una tenue atmosfera, che dovrebbe avere un'altezza di ca. 80 km e nella quale non si sono trovate tracce né di ossigeno né di vapor d'acqua (se esistono questi due elementi, essi non possono superare il 0,15% delle quantità presenti nell'atmosfera terrestre). Tuttavia le calotte polari debbono essere costituite da acqua ghiacciata, probabilmente però in uno strato sottilissimo dell'ordine di un decimo di millimetro di spessore, in sospensione nell'atmosfera molto fredda del pianeta. Le misure bolometriche della temperatura della superficie marziana hanno mostrato che essa raggiunge i +10° C all'equatore in estate, mentre è prossima a -70° C al polo in inverno. Le aree verdi sarebbero dovute a forme elementari di vegetazione come muschi o licheni, particolarmente quest'ultimi per la possibilità di fissare l'azoto direttamente dal suolo anziché dall'atmosfera.

Marte ha due satelliti (Fobos e Deimos), entrambi molto piccoli e molto vicini al pianeta. Il periodo di rivoluzione di Fobos è di 7h39m, e cioè minore del periodo rotazione del pianeta, onde esso, visto da Marte, apparirebbe sorgere a ponente e tramontare a levante.

IV. I PIANETINI O ASTEROIDI

Sono così denominati un cospicuo gruppo (oltre 1600 finora conosciuti) di piccoli corpi circolanti intorno al Sole su orbite ellittiche generalmente comprese tra Marte e Giove. Le loro dimensioni sono dell'ordine di una cinquantina di km o ancora meno. Uno solo, Vesta, è appena visibile a occhio nudo. Il loro numero è grandissimo (si pensa oltre cinquantamila) e ogni anno se ne scoprono parecchi nuovi. Il primo, Cerere, fu scoperto dall'abate G. Piazzi a Palermo il 1° genn. 1801; nel 1802 H. W. Olbers ha scoperto il secondo, Pallade; nel 1804 K. L. Harding scoprì il terzo, Giunone; nel 1807 Olbers ancora Vesta. Questi sono i quattro pianetini più grandi che hanno diametri di 770 km per Cerere, 480 per Pallade, 385 per Vesta

e 195 per Giunone. Tutti i pianetini sono troppo piccoli per possedere un'atmosfera. Le loro masse sono poco note: quella di Cerere sarebbe 1/8000 della massa della Terra. Ma si è potuto stimare che la massa totale dei pianetini è certamente inferiore alla massa terrestre, e forse anche a quella della Luna. Circa la loro origine sembra che, almeno per un notevole gruppo di essi, debbano provenire da esplosioni di alcuni pianeti più grandi. Ma gli astronomi non sono tutti d'accordo sopra questa questione, che presenta ancora parecchi punti oscuri. Le orbite dei pianetini mostrano una varietà assai maggiore di quelle dei grandi pianeti. Per la maggioranza la distanza media dal Sole è tra 2 e 3,6 unità astronomiche. Il periodo di rivoluzione ha un valore medio di 4,5 anni, ma i valori estremi sono 2,5 e 12 anni. A causa della forma molto allungata delle loro orbite alcuni pianetini passano molto vicino alla Terra; così Hermes che si avvicina fino a 1,5 milioni di km.

V. GIOVE

Giove è il pianeta più grande del s. s. con un diametro 11 volte maggiore di quello della Terra e 1/10 di quello del Sole. La sua massa, che è oltre 300 volte quella terrestre, è da sola superiore alla massa di tutti i pianeti presi insieme. Esso è anche il pianeta che presenta il massimo valore della velocità di rotazione (periodo 9h50m); onde ne risulta un forte schiacciamento polare, ben visibile anche direttamente nel cannocchiale. Tale schiacciamento è però minore di quello che si avrebbe se il pianeta fosse simile a quello della Terra. Onde si pensa che una parte importante del suo volume sia costituita da un'atmosfera gassosa. La quale è l'unica che si osserva direttamente, apparendo con caratteristiche bande parallele all'equatore, di forma e colorazione variabili di tempo in tempo (tra cui la famosa «macchia rossa»). Le misure radiometriche dirette hanno rivelato una temperatura media di -135° C e questo indica che la superficie del pianeta è riscaldata unicamente dalla radiazione solare. Lo spettro di Giove (come del resto quello degli altri grandi pianeti lontani) mostra bande caratteristiche nella zona del rosso e dell'infrarosso, bande che sono state riconosciute appartenere all'ammoniaca e al metano, di cui la prima deve trovarsi condensata in cristallini alla temperatura di -135° C, mentre il secondo è ancora gassoso. Onde le spese nubi di Giove che si osservano devono essere formate di cristallini di ammoniaca in sospensione in un'atmosfera composta di metano e probabilmente anche di idrogeno. Le varie colorazioni sarebbero poi dovute a composti metallici.

Giove ha 12 satelliti che sono numerati secondo l'ordine di scoperta, tranne i primi cinque che hanno anche un nome proprio. I quattro più grandi, Io, Europa, Ganimede, Callisto, scoperti da Galileo («pianeti medici»), hanno diametri che arrivano a quello della Luna e sarebbero visibili anche a occhio nudo se non fossero annegati nel bagliore del pianeta. Poiché essi si muovono in vicinanza del piano dell'eclittica, sono soggetti periodicamente a passare davanti (transito) o dietro (ecilisi) al disco di Giove. Gli altri 8 satelliti sono di difficile osservazione, e qualcuno di essi può essere un pianetino catturato dall'astro maggiore. Il quinto satellite è il più vicino al pianeta, intorno a cui gira assai rapidamente con una velocità che supera i mille km al minuto.

VI. SATURNO

È il più lontano pianeta conosciuto dagli antichi e l'unico ad essere dotato di un magnifico sistema di anelli, concentrici al pianeta e situati nel suo piano equatoriale. Intravisti da Galileo («attissimum planetam tergeminum observavi») e riconosciuti nella loro natura di anelli da G. Huygens nel 1655, essi appaiono divisi in 3 anelli separati, di cui quello più esterno ha un diametro esterno di 280 mila km, ossia 2,3 volte il diametro equatoriale del pianeta. Il loro spessore è estremamente piccolo, forse solo di una dozzina di km. Gli anelli sono costituiti da un insieme di piccolissimi satelliti rotanti separatamente intorno al pianeta secondo le leggi della gravitazione, onde quelli più interni ruotano più velocemente degli esterni. Secondo le ricerche di G. Kuiper (1950) essi sarebbero costituiti da piccoli frammenti di acqua ghiacciata. La massa totale degli anelli è molto piccola, dell'ordine di un milionesimo della massa del pianeta.

Un'altra caratteristica notevole di Saturno è la sua debole densità (0,71, inferiore a quella dell'acqua), la più piccola fra tutti i corpi del s. s. Infatti mentre il diametro medio è 9 volte più grande di quello della Terra, e quindi il suo volume 750 volte maggiore, la massa di Saturno è solo 95 volte maggiore di quella della Terra. A simiglianza di Giove, Saturno dev'essere circondato da una spessa atmosfera opaca la cui apparenza mostra un aspetto del disco planetario con bande parallele all'equatore, composte anch'esse di ammoniaca e di metano, ma le bande dell'ammoniaca vi sono più deboli e quelle del metano più intense.

Saturno ha 9 satelliti, di cui il maggiore, Titano, è anch'esso circondato da un'atmosfera di metano, unico esempio di presenza di atmosfera fra tutti i satelliti del s. s.

VII. URANO E NETTUNO

Questi due pianeti, molto simili tra loro, sono gli ultimi, i più lontani, del gruppo dei giganti. Entrambi hanno un diametro che è ca. 4 volte il diametro terrestre; Urano è un po' più grosso di Nettuno, e quindi quest'ultimo è invece più massivo. A causa della loro grande distanza, poco si vede sul disco di Urano e praticamente nulla su quello di Nettuno. Entrambi appaiono con una tinta leggermente verdastroazzurrina. Lo spettroscopio vi rivela le stesse bande spettrali dell'ammoniaca e del metano; ma quelle dell'ammoniaca vi sono molto più deboli, e rafforzate invece quelle del metano, che ricoprono pressoché completamente le regioni rosse e gialle del loro spettro, e questo spiega la colorazione verdastra di questi due pianeti. Come gli altri pianeti giganti, Urano e Nettuno ruotano molto rapidamente intorno ai rispettivi assi, e quindi hanno anch'essi uno schiacciamento polare notevole. Particolarità di Urano è di avere il piano equatoriale pressoché perpendicolare al piano dell'orbita descritta intorno al Sole. E poiché l'angolo dei due piani oltrepassa di poco i 90°, il moto di rotazione di Urano vien considerato come retrogrado. Urano ha 5 satelliti e Nettuno 2.

VIII. PLUTONE

Molto poco si sa intorno a questo pianeta lontanissimo, che appare nel cannocchiale di un leggero colore giallastro. Molto si spera di poter riconoscere allorché esso passerà al periello nel 1989, poiché allora esso sarà ad una distanza dal Sole pari a quella di Nettuno. Per adesso si è riusciti solo a misurarne il diametro col grande telescopio di Monte Palomar (Kuiper e Humason) e dedurre da esso il diametro effettivo, e quindi, attraverso il valore della massa, ottenuta a sua volta dalle perturbazioni su Nettuno, il valore del suo volume. La massa di Plutone sarebbe dell'ordine di 0,8 di quella della Terra. Onde esso non rassomiglia affatto ai pianeti giganti, ma piuttosto ai terrestri. In base alla sua luminosità apparente, Plutone dovrebbe avere un debole potere riflettente (o albedo), simile cioè a quello della Luna, o anche minore; onde si deduce che esso non dovrebbe essere circondato da alcuna atmosfera opaca. La maggioranza dei gas debbono essere infatti allo stato liquido o solido a causa della bassissima temperatura che regna sulla superficie del pianeta. Lucio Gialanella