Acesta este un articol de calitate. Faceți clic aici pentru informații mai detaliate

Planetă

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Notă despre dezambiguizare.svg Dezambiguizare - "Planete" se referă aici. Dacă căutați alte semnificații, consultați Planeta (dezambiguizare) și Planete (dezambiguizare) .
Planeta omului trăiește pe: Pământul

O planeta este un corp ceresc care orbitele o stea și care, spre deosebire de acest lucru, nu produce energie prin fuziune nucleară , a cărei masă este suficientă pentru a da o formă sferoidală , în cazul în care sa dominanță gravitațională îi permite să păstreze sale libere. Fasciei orbitale de la alte corpuri de dimensiuni comparabile sau mai mari. [1]

Această definiție a intrat oficial în nomenclatura astronomică pe 24 august 2006, cu promulgarea sa oficială de către Uniunea Astronomică Internațională . Anterior, nu exista o definiție precisă, ci o indicație străveche derivată din astronomia greacă veche, pentru care orice corp ceresc cu masă semnificativă care se deplasa pe orbite fixe era considerat o planetă.

Originea și evoluția termenului

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Definiția planetei .
Sistemul geocentric sau ptolemeic

În cele mai vechi timpuri, așa cum este dezvăluit de etimologia termenului de planetă (în greaca veche πλάνητες ἀστέρες plànētes astéres , stele rătăcitoare [2] [3] ), toate stelele care se mișcau pe cerul nopții în raport cu fundalul stelelor fixe au fost considerate astfel. sau Luna , Soarele , Mercur , Venus , Marte , Jupiter și Saturn , [4] excluzând cometele , care au fost considerate fenomene atmosferice . [5]

În secolul al XVI-lea , odată cu apariția sistemului heliocentric , a devenit clar că Luna și Soarele nu împărtășeau de fapt natura fizică și caracteristicile orbitale ale celorlalte planete și că Pământul trebuia să fie inclus și în grupul planetelor. . [6]

În 1781, a fost descoperit Uranus [7] , prima planetă care nu era cunoscută de astronomii greci. În următorii 150 de ani, alte două planete, Neptun [8] și Pluto , ar fi fost identificate succesiv; aceasta din urmă a fost numărată printre planetele de la descoperirea din 1930 până în 2006, anul în care a fost decisă noua definiție a planetei. [9]

Mai mult, începând din 1801, au fost descoperite progresiv peste o sută de mii de corpuri de dimensiuni subplanetare, care orbitează Soarele în principal în regiunea spațiului dintre orbitele marțiene și Jupiter, așa - numita centură principală . Deși la început aceste corpuri au fost desemnate ca planete, în virtutea numărului lor din ce în ce mai mare, au fost în curând definite ca o clasă de obiecte în sine: asteroizii . [10] Dintre acestea, doar câteva zeci se caracterizează printr-o formă aproximativ sferică.

Promulgarea noii definiții

Schema celor nouă planete clasice a rămas neschimbată până în anii nouăzeci ai secolului XX ; cu toate acestea, la sfârșitul anului 2002, tehnicile de observație moderne permiteau deja identificarea a peste o sută de corpuri de acest tip, inclusiv exoplanete și planetoide înghețate care orbitează în regiunile periferice ale sistemului solar exterior . În special în cazul acesteia din urmă, descoperirea corpurilor de dimensiuni comparabile sau chiar mai mari decât cele ale lui Pluto, cea mai mică dintre cele nouă planete, a reaprins o dezbatere puternică asupra necesității de a oferi o definiție precisă a unei planete . [11] [12] Problema a apărut din faptul că clasificarea corpurilor cerești derivată parțial din astronomia Greciei antice , care s-a limitat la clarificarea faptului că o planetă este orice corp ceresc care se mișcă de-a lungul orbitelor fixe (sau „scheme”) . Această descriere a fost depusă de-a lungul timpului până la cea actuală, care, totuși, a lipsit de vagitate și generalitate.

În 2005, Uniunea Astronomică Internațională (UAI) a înființat Comitetul pentru Definirea Planetei (PDC), format din șapte experți recunoscuți la nivel global, cărora le-a fost atribuită sarcina de a oferi o definiție precisă a termenului. În timpul celei de-a 26-a Adunări Generale a UAI, care a avut loc în perioada 14-25 august 2006, rezoluția propusă de comitet a fost discutată și modificată, iar la 24 august 2006 a fost oficializată. [N 1] Considerată anterior o planetă, din această dată Pluto a fost redefinit, împreună cu alte corpuri recent descoperite, ca o planetă pitică .

Mitologie

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: numele zilelor săptămânii în diferite limbi .
Zeitățile olimpice de la care au fost luate numele planetelor sistemului solar

Numele planetelor din cultura occidentală sunt derivate din obiceiurile romanilor , care derivă în cele din urmă din cele ale grecilor și babilonienilor . În Grecia antică, Soarele și Luna erau numite Ἥλιος Elio și Σελήνη Selēnē ; cea mai îndepărtată planetă a fost numită Φαίνων Phàinōn , „cea mai strălucitoare”; penultima planetă a fost Φαέθων Phaéthon , „genialul”; planeta roșie a fost denumită Πυρόεις Pyróeis , „focul”; cea mai strălucitoare era cunoscută sub numele de Φωσφόρος Phōsphóros , „aducătorul luminii”, în timp ce planeta cea mai interioară trecătoare se numea Στίλβων Stílbōn , „splendidul”. Mai mult, grecii au asociat fiecare planetă cu o zeitate a panteonului lor, olimpicii : Helium și Selene erau atât numele planetelor, cât și zeii; Phainon a fost sacru pentru Cronus , titanul care a generat olimpicii; Faeton a fost sacru pentru Zeus , fiul lui Cronos; Pyroeis lui Ares , fiul lui Zeus și zeul războiului; Phosphoros era condus de Afrodita , zeița iubirii; în timp ce Hermes , mesagerul zeilor și zeul învățării și ingeniozității, domina Stilbon . [13]

Obiceiul grec de a da numele zeilor lor planetelor derivat aproape sigur din cel al babilonienilor, care au indicat Phosphoros cu numele zeiței iubirii lor, Ishtar ; Pyroeis a fost identificat de zeul războiului, Nergal ; Stilbon de la zeul înțelepciunii, Nabu și Phaethon de la șeful zeilor, Marduk . [14] Există prea multe concordanțe între cele două sisteme de nomenclatură pentru a fi dezvoltate independent. [13] Corespondența dintre zeități nu era perfectă. De exemplu, Nergal a fost identificat cu Ares; cu toate acestea, Nergal era pentru babilonieni, precum și pentru zeul războiului, și divinitatea pestilor și a vieții de apoi. [15]

Astăzi numele folosite pentru a desemna planetele în majoritatea culturilor occidentale derivă din cele ale zeilor olimpici , adesea într-o versiune împrumutată din mitologia romană . De fapt, influența Imperiului Roman mai întâi și a Bisericii Catolice au dus mai târziu la adoptarea de nume în limba latină . Mai mult, panteonul roman, ca o consecință a originii sale indo-europene comune, avea numeroase asemănări cu cel grecesc, deși îi lipsea o bogată tradiție narativă. În ultima perioadă a Republicii Romane, scriitorii romani s- au bazat pe miturile grecești și le-au extins la propriile zeități, până la punctul în care cele două panteoane au devenit aproape indistincte. [16] [N 2] Mai târziu, când romanii au studiat textele astronomice ale grecilor, au dat planetelor numele zeităților lor: Mercur (pentru Hermes), Venus (pentru Afrodita), Marte (pentru Ares), Jupiter ( pentru Zeus) și Saturn (pentru Cronus). [17] Când au fost descoperite noi planete în secolele al XVIII - lea și al XIX- lea, comunitatea internațională a ales să continue în tradiție și a fost numită Uranus și Neptun .

Potrivit unei credințe care a luat naștere în Mesopotamia , s-a dezvoltat în Egiptul elenistic și s-a răspândit mai târziu și printre romani, [18] cele șapte zeități de la care au fost numite planetele au avut grijă de afacerile Pământului cu schimbări orare, stabilite pe baza distanței de pe planeta noastră în următoarea ordine: Saturn, Jupiter, Marte, Soarele, Venus, Mercur și Lună. [19] Ziua a fost dedicată zeului care a condus prima oră, așa că ziua dedicată lui Saturn, care a condus prima oră a primei zile și a săptămânii, a fost urmată de cea dedicată Soarelui, care a condus cele douăzeci și două. a cincea oră a săptămânii și a doua zi, urmată de zilele dedicate Lunii, Marte, Mercur, Jupiter și Venus. Acest ordin a fost apoi preluat din ordinea zilelor săptămânii din calendarul roman care a înlocuit ciclul nundinal și care se păstrează și astăzi în numeroase limbi și culturi. [20] În majoritatea limbilor romane , numele primelor cinci zile ale săptămânii sunt traduceri directe ale expresiilor originale latine: de exemplu, din lunae dies derivă luni , în italiană; lundi în franceză , lunes în spaniolă . S-a întâmplat diferit în zilele de sâmbătă și duminică , ale căror nume au fost influențate de tradiția Bisericii. În schimb, în limbile germanice s-a păstrat semnificația originală a numelor acestor două zile. Cu titlu de exemplu, cuvintele în engleză Sunday și Saturday traduse literalmente înseamnă „ziua Soarelui” și „ziua lui Saturn”; la fel s-a întâmplat și pentru luni. În schimb, numele celorlalte zile ale săptămânii au fost reatribuite zeilor considerați similari sau echivalenți cu zeitățile romane corespunzătoare. [21] [N 3]

Deoarece Pământul a fost clasificat doar ca planetă în secolul al XVII-lea , [6] nu este în general asociat cu numele unei zeități. În limbile romanice numele său derivă din cuvântul latin „terra”; [22] în timp ce în limbile germanice din cuvântul * erțā , din care derivă formele Pământ în engleză, Erda și, mai recent, Erde în germană , Aarde în olandeză și Jorden (formă determinată de jord ) în limbile scandinave ; [23] [24] toate cu sensul de „sol”. [25] [26] Numele original a fost păstrat în greacă: Γῆ Ghê ( Gea sau Gaia ).

Culturile non-europene adoptă alte sisteme de nomenclatură planetară. În India se bazează pe Navagraha , care include cele șapte planete tradiționale ( Sūrya pentru Soare, Chandra pentru Lună și Budha , Shukra , Mangala , Bṛhaspati și Shani pentru planetele Mercur, Venus, Marte, Jupiter și Saturn) și ascendent noduri și descendent al orbitei Lunii ca Rahu și Ketu . China și țările din Orientul Îndepărtat influențate de cultura sa (precum Japonia , Coreea și Vietnam ) folosesc o nomenclatură bazată pe Wu Xing (teoria celor cinci elemente): Mercurul este identificat cu apa , Venus cu metalul , Marte cu focul , Jupiter cu lemn și Saturn cu pământ . [20]

Descriere

Caracteristici dinamice

Orbită

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Legile lui Kepler .
Parametrii caracteristici ai unei orbite eliptice

Toate planetele, cu excepția planetelor interstelare, orbitează în jurul stelelor sau, în orice caz, a obiectelor sub-stelare. Orbita călătorită de o planetă în jurul propriei stele este descrisă de legile lui Kepler : „planetele orbitează pe orbite eliptice , dintre care steaua ocupă unul dintre focare ”. În sistemul solar, toate planetele orbitează Soarele în aceeași direcție de rotație ca Soarele, deci în sens invers acelor de ceasornic, când sunt privite din polul nord al stelei noastre. Cu toate acestea, s - a constatat că cel puțin o exoplanetă, WASP-17b , se mișcă în direcția opusă celei în care se rotește steaua. [27]

Perioada necesară unei planete pentru a face o revoluție completă în jurul stelei este cunoscută ca perioada siderală sau anul . [28] Distanța maximă dintre planetă și centrul orbitei se numește axa semi-majoră . Anul unei planete depinde de valoarea axei semi-majore a orbitei pe care o parcurge: cu cât este mai mare, cu atât este mai mare distanța pe care planeta trebuie să o parcurgă de-a lungul orbitei sale și cu o viteză mai mică, deoarece este mai puțin atrasă de gravitație a stelei. Distanța dintre planetă și stea variază în perioada siderală. Punctul în care planeta este cea mai apropiată de stea se numește periastro ( periheliu în sistemul solar), în timp ce cel mai îndepărtat punct se numește afastro sau apoaster ( afeliu în sistemul solar). [N 4] La periastro viteza planetei este maximă, transformând energia gravitațională în energie cinetică; la apoaster viteza își asumă valoarea minimă. [29] [30]

Orbita lui Neptun în comparație cu cea a lui Pluto . Observați alungirea orbitei lui Pluto în raport cu excentricitatea lui Neptun, precum și unghiul său mare pe ecliptică ( înclinația orbitală ).

Orbita fiecărei planete este descrisă de șase parametri orbitali : axa semi-majoră; excentricitatea , înclinația orbitală , ascensiunea dreaptă a nodului ascendent , argumentul periheliului sau pericentrului și adevărata anomalie . [30] Excentricitatea descrie forma orbitei: orbitele caracterizate de o excentricitate mică sunt mai circulare, [N 5] în timp ce cele cu excentricități mai mari sunt elipse mai aplatizate. Planetele sistemului solar călătoresc pe orbite cu excentricitate redusă și, prin urmare, aproape circulare. [28] Pe de altă parte, cometele și obiectele din centura Kuiper , precum și unele exoplanete, au orbite foarte excentrice și, prin urmare, alungite. [31] [32]

Înclinarea și ascensiunea dreaptă a nodului ascendent sunt doi parametri unghiulari care identifică dispunerea planului orbital în spațiu. Înclinarea este măsurată în raport cu planul orbitei Pământului (planul eclipticii ) pentru planetele sistemului solar, în timp ce pentru exoplanete se folosește planul de vedere al observatorului de la sol. [33] Cele opt planete ale sistemului solar se află foarte aproape de planul eclipticii; cometele și obiectele din centura Kuiper, pe de altă parte, pot fi foarte diferite. [34]

Punctele în care planeta traversează planul ecliptic se numesc noduri , ascendente sau descendente în funcție de direcția de mișcare. [28] Ascensiunea dreaptă a nodului ascendent este măsurată în raport cu o direcție de referință, identificată în sistemul solar din punctul Berbec . [N 6] Argumentul pericentrului specifică orientarea orbitei în planul orbital, în timp ce anomalia realizează poziția obiectului pe orbită în funcție de timp. [28] Acești parametri pot fi plasați unul lângă altul sau înlocuiți cu alții care sunt o reelaborare a acestora, cum ar fi timpul de trecere la periheliu, echivalent în mecanica kepleriană cu indicația argumentului pericentrului sau perioada orbitală , echivalent cu axa majoră pentru a treia lege a lui Kepler.

Mai multe planete și planete pitice din sistemul solar, precum Neptun și Pluto și unele exoplanete, au perioade orbitale care sunt în rezonanță între ele sau cu corpuri mai mici. Acest fenomen este comun și în sistemele de satelit.

Rotație

Simularea rotației Pământului

Planetele se învârt în jurul axelor invizibile care trec prin centrul lor. Perioada de rotație a unei planete este cunoscută sub numele de ziua ei. Majoritatea planetelor din sistemul solar se rotesc în aceeași direcție în care orbitează Soarele sau în sens invers acelor de ceasornic când sunt privite din polul ceresc nord ; singurele excepții sunt Venus [35] și Uranus [36] care se rotesc în sensul acelor de ceasornic. Datorită înclinației extreme a axei lui Uranus există două convenții care diferă în polul pe care îl aleg ca la nord și, în consecință, în indicarea rotației în jurul acestui pol ca în sensul acelor de ceasornic sau în sens invers acelor de ceasornic; [37] rotația lui Uranus este retrogradă în raport cu orbita sa, indiferent de convenția adoptată. Mare este variabilitatea în lungimea zilei între planete, Venus realizând o rotație în 243 de zile de pe Pământ, iar giganții gazoși o finalizează în câteva ore. [38] Nu se cunosc perioadele de rotație ale exoplanetelor descoperite până acum. Totuși, în ceea ce privește Jupiterii fierbinți, apropierea lor de stelele în jurul cărora orbitează sugerează că se află în rotație sincronă , adică perioada lor de rotație este egală cu perioada de revoluție; în consecință, ele arată întotdeauna aceeași față stelei în jurul căreia orbitează și în timp ce pe o emisferă este mereu zi, pe cealaltă este permanent noapte. [39]

Înclinarea axială

Înclinarea axei Pământului este de aproximativ 23 °

Axa în jurul căreia se rotește planeta poate fi și este, în general, înclinată față de planul orbital. Aceasta determină faptul că în timpul anului cantitatea de lumină pe care fiecare emisferă o primește de la stea variază: atunci când emisfera nordică este îndreptată spre ea și primește mai multă iluminare, cea sudică se află în starea opusă și invers. Inclinarea axei de rotație este cea care implică existența anotimpurilor și modificările climatice anuale asociate acestora.

Momentele în care steaua luminează suprafața maximă sau minimă a unei emisfere se numesc solstiții . Există două dintre ele în timpul orbitei și corespund cu durata maximă (solstițiul de vară) și cea minimă (solstițiul de iarnă) ale zilei. Punctele orbitei în care planul ecuatorial și planul orbital al planetei ajung să se întindă pe același plan se numesc echinocții . La echinocții durata zilei este egală cu durata nopții, iar suprafața iluminată este împărțită în mod egal între cele două emisfere geografice.

Dintre planetele sistemului solar, Pământul, Marte, Saturn și Neptun au valori ale înclinației axei de rotație apropiate de 25 °. Mercur, Venus și Jupiter se rotesc în jurul axelor înclinate cu câteva grade față de planurile lor orbitale respective, iar variațiile sezoniere sunt minime. Uranus are cea mai mare înclinație axială, egală cu aproximativ 98 ° și se rotește practic pe lateral. Emisferele sale din apropierea solstițiului sunt aproape perpetuamente iluminate sau permanent în umbră. [40] Lungimea anotimpurilor este determinată de mărimea orbitei: pe Venus durează aproximativ 55-58 zile, [N 7] pe Pământ 90-93 zile, pe Marte șase luni, [N 8] pe Neptun patruzeci ani. [40]

Înclinările axiale ale exoplanetelor nu au fost determinate cu certitudine. Cercetătorii cred că majoritatea Jupiterilor fierbinți au înclinări axiale zero sau aproape deloc, ca o consecință a apropierii lor de steaua lor. [41]

Dominația orbitală

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Dominația orbitală .

Caracteristica dinamică care definește o planetă este dominanța orbitală . O planetă este gravitațional dominantă sau își va curăța vecinătatea orbitală (folosind cuvintele folosite în definiția unei planete aprobată de Uniunea Astronomică Internațională) [1] dacă alte corpuri de dimensiuni comparabile cu cele ale planetei care nu orbitează în zona sa orbitală sunt fie sateliții săi , fie în orice caz legați gravitațional de acesta. Această caracteristică este factorul discriminator dintre planete și planete pitice. [1] Deși acest criteriu se aplică în prezent doar sistemului solar, au fost descoperite mai multe sisteme planetare extrasolare în formare în care se observă procesul care va duce la formarea planetelor dominante gravitațional. [42]

Caracteristici fizice

Masa

Principala caracteristică fizică care ne permite să identificăm o planetă este masa acesteia. O planetă trebuie să aibă o masă suficient de mare pentru ca gravitația sa să domine forțele electromagnetice , prezentându-se într-o stare de echilibru hidrostatic ; mai simplu, aceasta înseamnă că toate planetele au o formă sferică sau sferoidală. De fapt, un corp ceresc poate lua o formă neregulată dacă are o masă mai mică decât o valoare limită, care este o funcție a compoziției sale chimice; depășind această valoare, se declanșează un proces de colaps gravitațional care îl conduce, cu timpi mai mult sau mai puțin lungi, să asume o formă sferică. [43]

Masa este, de asemenea, atributul principal care ne permite să distingem o planetă de un pitic maro. Limita superioară pentru masa unui corp planetar este echivalentă cu aproximativ treisprezece ori mai mare decât masa lui Jupiter , valoare dincolo de care sunt atinse condițiile potrivite pentru fuziunea deuteriului în nucleul corpului celest, ceea ce face ca obiectul să fie o pitică maro . În afară de Soare, nu există niciun alt obiect în sistemul solar cu o masă mai mare decât această valoare; cu toate acestea, au fost descoperite numeroase obiecte extra-solare, cu mase care se apropie de această valoare limită și care, prin urmare, pot fi definite ca planete. Extrasolar Planets Encyclopedia raportează o listă, care include HD 38529 c , AB Pictoris b , HD 162020 b și HD 13189 b . [44]

Cea mai mică planetă cunoscută, cu excepția planetelor pitice și a sateliților, este PSR B1257 + 12A , una dintre primele exoplanete descoperite, identificată în 1992 pe orbita în jurul unui pulsar ; masa sa este de aproximativ jumătate din cea a planetei Mercur. [44]

Diferențierea internă

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Diferențierea planetară .
Ilustrația structurii interne a lui Jupiter , împărțită într-un miez stâncos acoperit de un strat profund de hidrogen metalic

Fiecare planetă și-a început existența într-o stare fluidă ; în etapele inițiale ale formării sale, materialele mai dense și mai grele sunt scufundate spre centrul corpului, lăsând materialele mai ușoare lângă suprafață. Fiecare planetă are deci un interior diferențiat , format dintr-un miez dens înconjurat de o manta , care se poate prezenta în stare fluidă.

Planetele terestre sunt sigilate într-o crustă dură, [45] în timp ce în giganții gazoși manta se dizolvă pur și simplu în straturile superioare de nor.

Planetele terestre posedă nuclee de elemente feromagnetice , cum ar fi fierul și nichelul , și mantale de silicat . Se crede că Jupiter și Saturn au nuclee compuse din roci și metale, înconjurate de hidrogen metalic . [46] Uranus și Neptun, mai mici, posedă miezuri stâncoase, înconjurate de mantele compuse din gheață de apă , amoniac , metan și alte substanțe volatile. [47] Mișcările fluidelor din vecinătatea nucleelor ​​planetare determină existența unui câmp magnetic . [45]

Atmosfera

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Atmosfera .
Atmosfera Pământului

Toate planetele din sistemul solar au o atmosferă , deoarece gravitația asociată cu masele lor mari este suficient de puternică pentru a prinde particulele gazoase. Giganții gazoși sunt suficient de masivi pentru a conține cantități mari de gaze ușoare precum hidrogenul și heliul , în timp ce planetele mai mici le pierd în spațiu. [48] Atmosfera Pământului este diferită de cea a altor planete. De fapt, procesele vitale care au loc pe planetă i-au modificat compoziția, îmbogățind-o cu oxigen molecular (O 2 ). [49] Mercur este singura planetă din sistemul solar care are o atmosferă extrem de fragilă, care a fost suflată în mare parte, deși nu total, de vântul solar . [50]

Atmosferele planetare primesc energie în grade diferite de la Soare și de la straturile planetare cele mai interioare; acest lucru determină apariția fenomenelor meteorologice, cum ar fi ciclonii pe Pământ, furtuni de nisip care afectează întregul Marte, furtuni ciclonice și anticiclonice , cum ar fi faimoasa Mare Pată Roșie de pe Jupiter și vânturi puternice pe giganții gazoși. Urmele activității meteorologice au fost identificate și pe exoplanete : pe HD 189733 b a fost identificată o furtună similară cu Marea Pată Roșie, dar de două ori mai mare. [51]

S-a văzut că unii Jupiteri fierbinți își pierd atmosfera în spațiu din cauza radiațiilor și a vântului stelar într-un mod foarte asemănător cu ceea ce se întâmplă cu cozile cometei: așa se întâmplă de exemplu pentru HD 209458 b . [52] [53] S-a emis ipoteza că pe aceste planete are loc o mare excursie termică diurnă și că, prin urmare, se pot dezvolta vânturi supersonice între emisfera iluminată și cea umbrită, [54] cu viteze care în cazul HD 209458 b sunt între 5 000 și 10 000 km / h. [55] Observațiile efectuate pe HD 189733 b par să indice că emisfera întunecată și emisfera iluminată au temperaturi foarte similare, indicând faptul că atmosfera planetei redistribuie energia primită de stea la nivel global și cu o eficiență ridicată. [51]

Magnetosfera

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Magnetosfera .
Animație care arată interacțiunea dintre magnetosfera Pământului și câmpul magnetic interplanetar

O caracteristică importantă a planetelor este existența unui moment magnetic intrinsec, care indică faptul că planeta este încă activă din punct de vedere geologic sau, cu alte cuvinte, că în cadrul acesteia există încă mișcări convective ale materialelor conductoare electric care generează câmpul. Prezența unui câmp magnetic planetar modifică semnificativ interacțiunea dintre planetă și vântul stelar; de fapt, în jurul planetei se creează o „cavitate” (o zonă a spațiului în care vântul solar nu poate pătrunde) numită magnetosferă , care poate atinge dimensiuni mult mai mari decât planeta însăși. În schimb, planetele care nu posedă un câmp magnetic intrinsec sunt înconjurate de mici magnetosfere induse de interacțiunea ionosferei cu vântul solar, care nu sunt în măsură să protejeze în mod eficient planeta. [56]

Dintre cele opt planete din sistemul solar, doar Venus și Marte nu au un câmp magnetic intrinsec, [56] în timp ce cea mai mare lună a lui Jupiter , Ganimedes , are una. Câmpul magnetic intrinsec al Ganymedei este de câteva ori mai puternic decât cel al lui Mercur, cel mai slab dintre cei posedați de planete și abia suficient pentru a devia vântul solar. Cel mai puternic câmp magnetic planetar din cadrul sistemului solar este cel al lui Jupiter . Puterile câmpului magnetic ale celorlalți giganți gazoși sunt aproximativ similare cu cele ale câmpului Pământului, deși momentele lor magnetice sunt semnificativ mai mari. Câmpurile magnetice ale lui Uranus și Neptun sunt puternic înclinate în raport cu axele lor de rotație și sunt decalate de centrul planetei. [56]

Nel 2004 un gruppo di astronomi delle Hawaii ha osservato un pianeta extrasolare creare una macchia sulla superficie della stella attorno a cui era in orbita, HD 179949 . I ricercatori hanno ipotizzato che la magnetosfera del pianeta stesse interagendo con la magnetosfera stellare, trasferendo energia alla fotosfera stellare e incrementando localmente la già alta temperatura di 14 000 K di ulteriori 750 K. [57]

Caratteristiche secondarie

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Satellite naturale e Anello planetario .
Urano ei suoi anelli

Tutti i pianeti, con l'esclusione di Mercurio e Venere, hanno satelliti naturali , chiamati comunemente "lune". La Terra ne ha una , Marte due , mentre i giganti gassosi ne hanno un elevato numero, organizzate in sistemi complessi simili a sistemi planetari. Alcune lune dei giganti gassosi hanno caratteristiche simile a quelle dei pianeti terrestri e dei pianeti nani e alcune di esse sono state studiate come possibili dimore di forme di vita (specialmente Europa , uno dei satelliti di Giove ). [58] [59] [60]

Attorno ai quattro giganti gassosi orbitano degli anelli planetari di dimensione e complessità variabili. Gli anelli sono composti principalmente da polveri ghiacciate o silicati e possono ospitare minuscoli satelliti pastore la cui gravità ne delinea la forma e ne conserva la struttura. Sebbene l'origine degli anelli planetari non sia nota con certezza, si crede che derivino da un satellite naturale che ha sofferto un grosso impatto oppure siano il risultato piuttosto recente della disgregazione di un satellite naturale, distrutto dalla gravità del pianeta dopo aver oltrepassato il limite di Roche . [61] [62]

Nessuna caratteristica secondaria è stata osservata attorno agli esopianeti finora scoperti, anche se si ipotizza che alcuni di questi, in particolare i giganti più massicci, potrebbero ospitare uno stuolo di esosatelliti simili a quelli che orbitano attorno a Giove . [63] Tuttavia si crede che la sub-nana bruna Cha 110913-773444 , classificata come un pianeta interstellare , sia circondata da un disco da cui in futuro potrebbero avere origine dei piccoli pianeti o satelliti. [64]

Formazione dei pianeti e dei sistemi planetari

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Nebulosa solare .

Il modello maggiormente accettato dalla comunità scientifica per spiegare la formazione dei sistemi planetari è il modello della nebulosa solare , [65] formulato originariamente, come arguibile dal nome, per spiegare la formazione del sistema solare. [66]

Rappresentazione artistica di un sistema planetario in formazione

In accordo con il modello standard della formazione stellare , la nascita di una stella avviene attraverso il collasso di una nube molecolare , il cui prodotto è la protostella . Non appena la stella nascente conclude la fase protostellare e fa ingresso nella pre-sequenza principale (fase di T Tauri ), il disco che ne ha mediato l' accrescimento diviene protoplanetario ; la sua temperatura diminuisce, permettendo la formazione di piccoli grani di polvere costituiti da roccia (in prevalenza silicati) e ghiacci di varia natura, che a loro volta possono fondersi tra loro per dar luogo a blocchi di diversi chilometri detti planetesimi . [67] Se la massa residua del disco è sufficientemente grande, in un lasso di tempo astronomicamente breve (100 000–300 000 anni) i planetesimi possono fondersi tra loro per dar luogo a embrioni planetari, detti protopianeti , i quali, in un arco temporale compreso tra 100 milioni e un miliardo di anni, vanno incontro a una fase di violente collisioni e fusioni con altri corpi simili; il risultato sarà la formazione, alla fine del processo, di alcuni pianeti terrestri . [66]

La formazione dei giganti gassosi è invece un processo più complicato, che avverrebbe di là dalla cosiddetta frost line (chiamata in letteratura anche limite della neve[68] ). [69] I protopianeti ghiacciati posti oltre questo limite possiedono una massa superiore e sono in maggior numero rispetto ai protopianeti esclusivamente rocciosi. [65] Non è completamente chiaro cosa succeda in seguito alla formazione dei protopianeti ghiacciati; sembra tuttavia che alcuni di questi, in forza delle collisioni, crescano fino a raggiungere una massa superiore alle dieci masse terrestri – M ⊕ – (secondo recenti simulazioni si stima quattordici-diciotto [70] ), necessaria per poter innescare un fenomeno di accrescimento, simile a quello cui è andata incontro la stella ma su scala ridotta, a partire dall'idrogeno e dall'elio che sono stati spinti nelle regioni esterne del disco dalla pressione di radiazione e dal vento della stella neonata.[68] [69] L'accumulo di gas da parte del nucleo protopianetario è un processo inizialmente lento, che prosegue per alcuni milioni di anni fino al raggiungimento di circa 30 M ⊕ , dopo di che subisce un'imponente accelerazione che lo porta in breve tempo (poche migliaia di anni) ad accumulare il 90% di quella che sarà la sua massa definitiva: si stima che pianeti come Giove e Saturno abbiano accumulato la gran parte della loro massa in appena 10 000 anni.[68] L'accrescimento si conclude all'esaurimento dei gas disponibili; successivamente il pianeta subisce, a causa della perdita di momento angolare dovuta all'attrito con i residui del disco, un decadimento dell'orbita che risulta in un processo di migrazione planetaria , più o meno accentuato a seconda dell'entità dell'attrito;[68] questo spiega come mai in alcuni sistemi extrasolari siano stati individuati dei giganti gassosi a brevissima distanza dalla stella madre, i cosiddetti pianeti gioviani caldi ( Hot Jupiters ). [71] Si ritiene che i giganti ghiacciati, come Urano e Nettuno , costituiscano dei "nuclei falliti", formatisi quando oramai gran parte dei gas erano stati esauriti. [66] I protopianeti che non sono stati inglobati dai pianeti son potuti diventare loro satelliti , in seguito a un processo di cattura gravitazionale, o hanno mantenuto un'orbita eliosincrona raggruppati in fasce con altri oggetti simili, diventando pianeti nani o altri corpi minori .

Gli impatti con i planetesimi, così come il decadimento radioattivo dei loro costituenti, hanno riscaldato i pianeti in formazione, causandone una parziale fusione. Ciò ha permesso che il loro interno si sia differenziato conducendo alla formazione di un nucleo più denso, di un mantello e di una crosta [72] (si veda anche il paragrafo Differenziazione interna ). Nel processo, i pianeti terrestri, più piccoli, hanno perduto la maggior parte della loro atmosfera; i gas perduti sono stati in parte reintegrati da quelli eruttati dal mantello e dagli impatti di corpi cometari. [73] I pianeti più piccoli in seguito hanno continuato a perdere la propria atmosfera attraverso vari meccanismi di fuga .

È importante notare che esistono dei sistemi planetari estremamente diversi dal sistema solare: sono stati scoperti, ad esempio, sistemi planetari intorno a pulsar ; [74] in merito a questi ultimi non vi sono ancora teorie certe sulla loro formazione, ma si pensa che possano originarsi a partire da un disco circumstellare costituitosi dai materiali espulsi dalla stella morente durante l'esplosione in supernova . [75]

Gli otto pianeti del sistema solare

Si è scoperto inoltre che la metallicità , ovvero l'abbondanza di elementi più pesanti dell' elio , è un parametro importante nel determinare se una stella possegga o meno pianeti: [76] si ritiene che sia meno probabile che una stella povera di metalli, appartenente alla popolazione stellare II , possa essere circondata da un sistema planetario articolato, mentre le probabilità aumentano per le stelle ricche di metalli, appartenenti alla popolazione stellare I.

Ogni pianeta, pur nella propria unicità, condivide con gli altri delle caratteristiche comuni; alcune di queste, come la presenza di anelli o satelliti naturali, sono state osservate solo nel sistema solare; altre invece, quali l'atmosfera, sono comuni anche ai pianeti extrasolari.

Pianeti del sistema solare

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Pianeti del sistema solare .

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

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

Dal 1930 al 2006 era considerato pianeta anche Plutone ( ♇ ), che possiede cinque satelliti naturali : Caronte , Notte , Idra , Cerbero ; il quinto satellite, Stige , è stato scoperto dal telescopio spaziale Hubble l'11 luglio 2012 . [77] Nel 2006 Plutone è stato riclassificato come pianeta nano .

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

Gli asteroidi, al contrario, possono essere battezzati, a discrezione del loro scopritore e con l'approvazione dell'UAI, con un nome qualunque.

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

Classificazione

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

Pianeti terrestri

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Pianeta terrestre .
La struttura interna dei pianeti rocciosi

I pianeti di tipo terrestre si trovano nel sistema solare interno e sono costituiti principalmente da roccia (da cui il nome alternativo di pianeti rocciosi ). Il termine deriva direttamente dal nome del nostro pianeta, per indicare i pianeti simili alla Terra. Essi sono caratterizzati da una temperatura superficiale relativamente alta, dovuta alla vicinanza del Sole, assenza o basso numero di satelliti naturali, con un'atmosfera molto sottile se confrontata a quella dei giganti gassosi. Raggiungono dimensioni relativamente piccole (meno di 15 000 chilometri di diametro).

Nel sistema solare essi sono quattro:

  • Mercurio

  • Venere

  • Terra

  • Marte

Pianeti giganti

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Gigante gassoso .
La struttura interna dei pianeti gioviani

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

Nel sistema solare sono presenti quattro giganti gassosi:

  • Giove

  • Saturno

  • Urano

  • Nettuno

Pianeti nani

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Pianeta nano .

I pianeti nani sono oggetti celesti orbitanti attorno a una stella e caratterizzati da una massa sufficiente a conferire loro una forma sferoidale (avendo raggiunto la condizione di equilibrio idrostatico ), ma che non sono stati in grado di "ripulire" la propria fascia orbitale da altri oggetti di dimensioni confrontabili; [1] da ciò deriva il fatto che i pianeti nani si trovano all'interno di cinture asteroidali . Nonostante il nome, un pianeta nano non è necessariamente più piccolo di un pianeta. Si osservi inoltre che la classe dei pianeti è distinta da quella dei pianeti nani, e non comprende quest'ultima. Inoltre, i pianeti nani posti oltre l'orbita di Nettuno sono detti plutoidi . [78]

L'UAI riconosce cinque pianeti nani: [79]

Pianetini

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Asteroide .
Immagine dell'asteroide 243 Ida e della sua luna Dactyl ripresi dalla sonda Galileo

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

La maggior parte degli astronomi, comunque, preferì continuare a utilizzare il termine pianeta almeno fino alla seconda metà dell' Ottocento , quando il numero degli asteroidi conosciuti superò le cento unità. Allora, diversi osservatori in Europa e negli Stati Uniti iniziarono a riferirsi loro collettivamente come a "pianeti minori", [80] espressione ancora in uso.

Pianeti extrasolari

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Pianeta extrasolare e Pianeti extrasolari confermati .
Numero di pianeti extrasolari scoperti per anno

La prima scoperta confermata di un pianeta extrasolare è avvenuta il 6 ottobre 1995 , quando Michel Mayor e Didier Queloz dell' Università di Ginevra hanno annunciato l'individuazione di un pianeta attorno a 51 Pegasi , nella costellazione di Pegaso. [81] La maggior parte degli oltre 600 pianeti extrasolari scoperti fino a ottobre 2011 hanno masse pari o superiori a quella di Giove . [44] Il motivo di questa apparente difformità nella distribuzione di masse osservata nel sistema solare è dato da un classico effetto di selezione , in virtù del quale i nostri strumenti sono capaci di vedere solo pianeti molto grandi e prossimi alla rispettiva stella madre, perché i loro effetti gravitazionali sono maggiori e più agevoli da individuare.

Tra le eccezioni più rilevanti ci sono tre pianeti orbitanti la pulsar PSR B1257+12 , il resto di un'esplosione di supernova . [82] Sono stati individuati, inoltre, circa una dozzina di esopianeti con masse comprese tra le dieci e le venti masse terrestri (confrontabili dunque con la massa di Nettuno, pari a diciassette masse terrestri), [44] come quelli che orbitano intorno alle stelle μ Arae , 55 Cancri e GJ 436 , [83] a cui a volte ci si riferisce chiamandoli appunto "pianeti nettuniani". [84]

Al maggio del 2011 il numero dei pianeti rocciosi individuati supera il centinaio. Essi appartengono, per lo più, alla categoria delle " Super Terre ", caratterizzate da una massa superiore a quella della Terra, ma inferiore a quella di Urano e Nettuno. Gliese 876 d , con una massa pari a circa sei masse terrestri, è stato il primo a essere scoperto, nel 2005. [85] OGLE-2005-BLG-390Lb e MOA-2007-BLG-192Lb , mondi glaciali, sono stati scoperti attraverso l'effetto delle microlenti gravitazionali , [86] [87] COROT-Exo-7b , un pianeta con un diametro stimato in circa 1,7 volte quello della Terra (la cui scoperta fu annunciata con grande enfasi nel 2009), ma che orbita attorno alla sua stella alla distanza di 0,02 UA e ciò determina che sulla sua superficie si raggiungano temperature di 1 500 °C [88] e due pianeti in orbita attorno a una vicina nana rossa , Gliese 581 .

Raffronto tra il sistema solare e il sistema di Gliese 581 che mette in evidenza la posizione dei pianeti rispetto alla zona abitabile del sistema

Di particolare interesse è il sistema planetario in orbita attorno alla nana rossa Gliese 581 , composto da sei pianeti, due dei quali non confermati. Gliese 581 d ha una massa pari a circa 7,7 volte quella della Terra, [89] mentre Gliese 581 c è cinque volte la Terra e al momento della sua scoperta si pensò che fosse il primo pianeta terrestre extrasolare scoperto in prossimità della zona abitabile di una stella. [90] Tuttavia, studi più approfonditi hanno rivelato che il pianeta è leggermente troppo vicino alla sua stella per essere abitabile, mentre Gliese 581 d, sebbene sia molto più freddo della Terra, potrebbe esserlo, se la sua atmosfera contenesse una quantità sufficiente di gas serra . [91] Gliese 581 g , se confermato, sarebbe il primo pianeta scoperto nella zona abitabile della propria stella.

Il 2 febbraio 2011 la NASA ha diffuso una lista di 1 235 probabili pianeti extrasolari individuati attraverso il telescopio spaziale Kepler . Essa comprende 68 possibili pianeti di dimensioni simili alla Terra (R < 1,25 R ⊕ ) e altre 288 possibili super Terre (1,25 R ⊕ < R < 2 R ⊕ ). [92] [93] Inoltre, 54 probabili pianeti sono stati individuati nella zona abitabile del loro sistema, sei dei quali hanno dimensioni inferiori al doppio di quelle terrestri. [92]

È probabile che alcuni pianeti fin qui scoperti non siano molto simili ai giganti gassosi del sistema solare, perché ricevono un quantitativo di radiazione stellare molto superiore rispetto a essi, dal momento che presentano orbite circolari ed estremamente vicine alle proprie stelle. Corpi di questo tipo sono noti con l'appellativo di pianeti gioviani caldi ( Hot Jupiters ) . Potrebbero esistere, inoltre, dei pianeti gioviani caldi (indicati come pianeta ctonii ) che orbitano tanto vicini alla propria stella da aver perduto la propria atmosfera, soffiata via dalla radiazione stellare. Sebbene siano stati individuati dei processi di dissoluzione dell'atmosfera su numerosi pianeti gioviani caldi, al 2009 non è stato individuato alcun pianeta che possa essere qualificato come ctonio. [94]

L'individuazione di un numero maggiore di pianeti extrasolari e una loro migliore conoscenza richiede la costruzione di una nuova generazione di strumenti. Il programma COROT , del CNES , in collaborazione con l' Agenzia Spaziale Europea , e Kepler della NASA sono le principali missioni spaziali attualmente operative. Era prevista per la primavera del 2011 l'entrata in funzione del telescopio Automated Planet Finder , che farà parte dell' Osservatorio Lick . Le principali agenzie spaziali hanno allo studio diversi progetti che prevedono la creazione di una rete di telescopi spaziali per l'individuazione di pianeti delle dimensioni della Terra, [95] anche se il loro finanziamento rimane ancora incerto.

La probabilità dell'occorrenza dei pianeti terrestri è una delle variabili dell' equazione di Drake , che cerca di stimare il numero di civiltà extraterrestri evolute presenti nella nostra galassia. [96]

Pianeti interstellari

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Pianeta interstellare e Sub-nana bruna .
La sub-nana bruna Cha 110913-773444 (in rosso) paragonata al Sole ea Giove

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

Sebbene siano state annunciate diverse scoperte di questi oggetti, nessuna di esse è stata finora confermata. [97] La comunità scientifica, inoltre, dibatte sull'opportunità di considerarli o meno pianeti; alcuni astronomi hanno suggerito infatti di chiamarli sub-nane brune . [64] La differenza principale tra i due oggetti starebbe nel processo che ha condotto alla loro formazione: una sub-nana bruna si forma dalla contrazione di una nube di gas e polveri, in maniera simile a quanto avviene per una stella o una nana bruna ; [98] un pianeta, invece, dall'accrescimento di gas e polveri intorno a un embrione planetario orbitante all'interno di un disco circumstellare, [99] con un processo analogo a quello descritto precedentemente (si veda a tal proposito il paragrafo Formazione dei pianeti e dei sistemi planetari ). Successivamente, il pianeta verrebbe espulso nello spazio interstellare in seguito a instabilità dinamiche proprie dei sistemi planetari neoformati, come è stato suggerito da diverse simulazioni computerizzate. [100]

L'Unione Astronomica Internazionale non è entrata nel merito della diatriba, salvo indicare, in una dichiarazione del 2003 , che gli oggetti vaganti in giovani ammassi stellari con valori della massa inferiori al valore della massa limite per la fusione termonucleare del deuterio non sono "pianeti", ma sono "sub-nane brune" (o qualunque altro nome sarà ritenuto appropriato). [101] Va notato come la definizione data si riferisca espressamente a oggetti vaganti in giovani ammassi stellari .

Pianeti ipotetici

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Pianeta ipotetico .
Illustrazione di un ipotetico pianeta oceano

Un pianeta ipotetico è un pianeta o corpo planetario la cui esistenza è ritenuta possibile ma non è stata confermata da dati empirici.

Diversi corpi planetari rientrano in questo novero; non di meno, vi sono state nel passato o vi sono tutt'oggi credenze occasionali pseudoscientifiche , teorie complottiste o gruppi religiosi volti ad accettare tali ipotesi come scientifiche e fondate. Si distinguono dai pianeti immaginari della fantascienza per il fatto che questi gruppi credono nella loro reale esistenza. Esempi di questi pianeti ipotetici sono Antiterra , Lilith , Kolob e il Pianeta X .

In altri casi, l'esistenza di pianeti ipotetici è stata postulata come possibile spiegazione di fenomeni astronomici osservati nel sistema solare, al momento della loro scoperta. Successivamente, il miglioramento delle conoscenze astronomiche ha condotto alla smentita della loro esistenza. [102]

Infine, lo studio dei meccanismi di formazione dei sistemi planetari e l'osservazione dei pianeti extrasolari finora scoperti ha portato a ipotizzare l'esistenza di nuove classi di pianeti quali: i pianeti oceano , la cui superficie sarebbe ricoperta da un oceano profondo centinaia di chilometri; [103] pianeti di carbonio , che potrebbero essersi formati a partire da dischi protoplanetari ricchi dell'elemento e poveri di ossigeno; [104] pianeti ctoni , l'ultimo stadio di un pianeta gioviano caldo tanto prossimo alla propria stella da essere privato della caratteristica atmosfera. [105]

Pianeti immaginari

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Pianeti immaginari .
Rappresentazione artistica di Marte in seguito a un processo di terraformazione

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

L'esplorazione di altri pianeti è un tema costante della fantascienza , specie in relazione al contatto con forme di vita aliene . [106] Durante le prime fasi dello sviluppo della fantascienza, Marte rappresentò il pianeta più frequentemente utilizzato e romanzato del nostro sistema solare; le sue condizioni in superficie erano ritenute le più favorevoli alla vita . [107] [108]

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

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

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

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

Note

Note al testo
  1. ^ Il testo completo della nuova classificazione può essere letto nella sezione: La nuova definizione di Pianeta del Sistema solare .
  2. ^ Si veda anche Corrispondenza tra divinità greche e romane .
  3. ^ Si veda anche Nomi dei giorni della settimana in diverse lingue .
  4. ^ La distanza all'apoastro non coincide con il valore del semiasse maggiore, perché il Sole non occupa il centro dell'ellisse, ma uno dei suoi fuochi.
  5. ^ All' orbita circolare corrisponde eccentricità nulla.
  6. ^ Quando il Sole, nel suo apparente moto annuo, transita per tale punto, la Terra viene a trovarsi in corrispondenza dell'equinozio di primavera.
  7. ^ Mercurio, con un'inclinazione assiale nulla e praticamente privo di atmosfera, non presenta stagioni.
  8. ^ A causa della più elevata eccentricità orbitale tra i pianeti del sistema solare, le stagioni su Marte hanno durate molto diverse fra loro. Mediamente la loro durata è di sei mesi, ma ad esempio la primavera settentrionale ha una durata di 171 giorni terrestri, l'estate settentrionale di 199 giorni e l'inverno settentrionale di 146. Per approfondire, vedi Clima di Marte .
Fonti
  1. ^ a b c d ( EN ) Definition of a Planet in the Solar System: Resolutions 5 and 6 ( PDF ), in IAU 2006 General Assembly , International Astronomical Union, 24 agosto 2006. URL consultato l'8 settembre 2009 .
  2. ^ ( EN ) Definition of planet , su mw.com , Merriam-Webster OnLine. URL consultato il 24 settembre 2008 .
  3. ^ ( EN ) Words For Our Modern Age: Especially words derived from Latin and Greek sources , su wordsources.info . URL consultato il 24 settembre 2008 .
  4. ^ Bernard R. Goldstein, Saving the phenomena : the background to Ptolemy's planetary theory , in Journal for the History of Astronomy , vol. 28, n. 1, Cambridge (UK), 1997, pp. 1–12. URL consultato il 26 febbraio 2008 .
  5. ^ Aristotle, Meteorologia , 350 aC. , l. 1. c. 6.
  6. ^ a b ( EN ) Al Van Helden, Copernican System , su galileo.rice.edu , The Galileo Project, 1995. URL consultato il 19 ottobre 2015 .
  7. ^ ( EN ) Bath Preservation Trust , su bath-preservation-trust.org.uk . URL consultato il 29 settembre 2007 .
  8. ^ Calvin J. Hamilton, Neptune , su solarviews.com , Views of the Solar System, 4 agosto 2001. URL consultato il 2 maggio 2011 .
  9. ^ Calvin J. Hamilton, Dwarf Planet Pluto , su solarviews.com , Views of the Solar System, 4 agosto 2001. URL consultato il 2 maggio 2011 .
  10. ^ ( EN ) Hilton, James L, When did asteroids become minor planets? ( PDF ), su sd-www.jhuapl.edu , US Naval Observatory. URL consultato il 19 ottobre 2015 .
  11. ^ ( EN ) Pluto's existence as planet may be wiped off , su internationalreporter.com , International Reporter, 27 febbraio 2006. URL consultato il 28 gennaio 2009 (archiviato dall' url originale il 18 gennaio 2010) .
  12. ^ Giovanni Caprara, «Questo è davvero il decimo pianeta» , su archiviostorico.corriere.it , Corriere della Sera, 31 luglio 2005. URL consultato il 28 gennaio 2009 (archiviato dall' url originale il 20 febbraio 2009) .
  13. ^ a b ( EN ) James Evans, The birth of Astronomy , in The History and Practice of Ancient Astronomy , Oxford University Press, 1998, pp. 296–7, ISBN 978-0-19-509539-5 . URL consultato il 21 ottobre 2009 .
  14. ^ Kelley L. Ross, The Days of the Week , su friesian.com , The Friesian School, 2005. URL consultato l'8 novembre 2009 .
  15. ^ ( EN ) Ev Cochrane, Martian Metamorphoses: The Planet Mars in Ancient Myth and Tradition , Aeon Press, 1997, ISBN 0-9656229-0-8 . URL consultato l'8 novembre 2009 .
  16. ^ ( EN ) Alan Cameron, Greek Mythography in the Roman World , Oxford University Press, 2005, ISBN 0-19-517121-7 .
  17. ^ ( EN ) Aaron Atsma, Astra Planeta , su theoi.com , Theoi Project, 2007. URL consultato l'8 novembre 2009 .
  18. ^ Bill Arnett, Appendix 5: Planetary Linguistics , su nineplanets.org , 2006. URL consultato il 14 dicembre 2009 .
  19. ^ Eviatar Zerubavel, The Seven Day Circle: The History and Meaning of the Week , su www.nineplanets.org , University of Chicago Press, 1989, p. 14, ISBN 0-226-98165-7 . URL consultato il 14 dicembre 2009 .
  20. ^ a b Michael Falk, Astronomical Names for the Days of the Week , in Journal of the Royal Astronomical Society of Canada , vol. 93, 1999, pp. 122–133. URL consultato il 14 dicembre 2009 .
  21. ^ Jose Fadul, Integration of Astronomy for the Rizal Course , Lulu Press, 2009, ISBN 978-0-557-06940-8 .
  22. ^ ( EN ) Douglas Harper, Etymology of "terrain" , su Online Etymology Dictionary , 2001. URL consultato il 14 dicembre 2009 .
  23. ^ ( SV ) Jorden
  24. ^ ( NO ) Jorden Archiviato il 9 gennaio 2014 in Internet Archive .
  25. ^ earth, n. , su dictionary.oed.com , Oxford English Dictionary, 1989. URL consultato il 14 dicembre 2009 .
  26. ^ Douglas Harper, Earth , su Online Etymology Dictionary , 2001. URL consultato il 14 dicembre 2009 .
  27. ^ DR Anderson et al. , WASP-17b: an ultra-low density planet in a probable retrograde orbit , su arxiv.org , Cornell University Library. URL consultato il 9 settembre 2009 .
  28. ^ a b c d Charles Augustus Young, Manual of Astronomy: A Text Book , Ginn & company, 1902, pp. 324–7.
  29. ^ Dvorak, R., Kurths, J. e Freistetter, F., Chaos And Stability in Planetary Systems , New York, Springer, 2005, ISBN 3-540-28208-4 .
  30. ^ a b Giovanni Mengali, Alessandro A. Quarta, Fondamenti di Meccanica del Volo Spaziale , plus, Pisa University Press, 2006.
  31. ^ ( EN ) Moorhead, Althea V., Adams, Fred C., Eccentricity evolution of giant planet orbits due to circumstellar disk torques , in Icarus , vol. 193, 2008, p. 475, DOI : 10.1016/j.icarus.2007.07.009 .
  32. ^ ( EN ) Planets-Kuiper Belt Objects , su astrophysicsspectator.com , The Astrophysics Spectator, 15 dicembre 2009. URL consultato il 28 settembre 2009 .
  33. ^ ( EN ) JB Tatum, 17. Visual binary stars , in Celestial Mechanics , Sito web personale, 2007. URL consultato il 28 settembre 2009 (archiviato dall' url originale il 6 luglio 2007) .
  34. ^ ( EN ) Chadwick A. Trujillo, Brown, Michael E., A Correlation between Inclination and Color in the Classical Kuiper Belt , in Astrophysical Journal , vol. 566, 2002, pp. L125, DOI : 10.1086/339437 . URL consultato il 28 settembre 2009 .
  35. ^ ( EN ) Goldstein, RM, Carpenter, RL, Rotation of Venus: Period Estimated from Radar Measurements , in Science , vol. 139, 1963, p. 910, DOI : 10.1126/science.139.3558.910 .
  36. ^ ( EN ) MJS Belton, Terrile RJ, Rotational properties of Uranus and Neptune , su Uranus and Neptune , Bergstralh, JT, 1984, 327. URL consultato il 17 settembre 2009 .
  37. ^ ( EN ) Michael P. Borgia, The Outer Worlds; Uranus, Neptune, Pluto, and Beyond , New York, Springer, 2006, pp. 195–206.
  38. ^ ( EN ) Nick Strobel, Planet tables , su astronomynotes.com . URL consultato il 17-09-200p .
  39. ^ ( EN ) Philippe Zarka, Treumann, Rudolf A.; Ryabov, Boris P.; Ryabov, Vladimir B., Magnetically-Driven Planetary Radio Emissions and Application to Extrasolar Planets , in Astrophysics & Space Science , vol. 277, 2001, p. 293, DOI : 10.1023/A:1012221527425 .
  40. ^ a b ( EN ) Samantha Harvey, Weather, Weather, Everywhere? , su solarsystem.nasa.gov , NASA, 1º maggio 2006. URL consultato il 29 settembre 2009 (archiviato dall' url originale il 27 agosto 2009) .
  41. ^ ( EN ) Joshua N. Winn, Holman, MJ, Obliquity Tides on Hot Jupiters , in The Astrophysical Journal , vol. 628, 2005, pp. L159, DOI : 10.1086/432834 .
  42. ^ ( EN ) Peter Faber, Quillen, Alice C., The Total Number of Giant Planets in Debris Disks with Central Clearings , su arxiv.org , Dipartimento di Fisica ed Astronomia dell'Università di Rochester, 12 luglio 2007. URL consultato il 16 settembre 2009 .
  43. ^ ( EN ) Michael E. Brown , The Dwarf Planets , su gps.caltech.edu , California Institute of Technology, 2006. URL consultato il 16 settembre 2009 .
  44. ^ a b c d ( EN ) Jean Schneider, Interactive Extra-solar Planets Catalog , su The Extrasolar Planets Encyclopedia , 11 dicembre 2006. URL consultato il 21 settembre 2009 .
  45. ^ a b ( EN ) Planetary Interiors , su abyss.uoregon.edu , Department of Physics, Università dell'Oregon. URL consultato il 16 settembre 2008 .
  46. ^ ( EN ) Linda T. Elkins-Tanton, Jupiter and Saturn , New York, Chelsea House, 2006, ISBN 0-8160-5196-8 .
  47. ^ ( EN ) M. Podolak, Weizman, A.; Marley, M., Comparative model of Uranus and Neptune , in Planet. Space Sci. , vol. 43, n. 12, 1995, pp. 1517–1522, DOI : 10.1016/0032-0633(95)00061-5 . URL consultato il 16 settembre 2009 .
  48. ^ ( EN ) Scott S. Sheppard, Jewitt, David; Kleyna, Jan, An Ultradeep Survey for Irregular Satellites of Uranus: Limits to Completeness , in The Astronomical Journal , vol. 129, 2005, pp. 518–525, DOI : 10.1086/426329 .
  49. ^ ( EN ) Michael A. Zeilik, Gregory, Stephan A., Introductory Astronomy & Astrophysics , 4ª ed., Saunders College Publishing, 1998, p. 67, ISBN 0-03-006228-4 .
  50. ^ Hunten DM, Shemansky DE, Morgan TH (1988), The Mercury atmosphere , In: Mercury (A89-43751 19–91). University of Arizona Press, pp. 562–612
  51. ^ a b ( EN ) Heather A. Knutson, Charbonneau, David; Allen, Lori E.; Fortney, Jonathan J., A map of the day-night contrast of the extrasolar planet HD 189733b , in Nature , vol. 447, 2007, p. 183, DOI : 10.1038/nature05782 .
  52. ^ ( EN ) Weaver, D., Villard, R., Hubble Probes Layer-cake Structure of Alien World's Atmosphere , su hubblesite.org , Università dell'Arizona , Lunar and Planetary Laboratory (Comunicato stampa), 31 gennaio 2007. URL consultato il 16 settembre 2009 .
  53. ^ ( EN ) Gilda E. Ballester, Sing, David K.; Herbert, Floyd, The signature of hot hydrogen in the atmosphere of the extrasolar planet HD 209458b , in Nature , vol. 445, 2007, p. 511, DOI : 10.1038/nature05525 .
  54. ^ ( EN ) Jason Harrington, Hansen, BM; Luszcz, SH; Seager, S. , The phase-dependent infrared brightness of the extrasolar planet Andromeda b , in Science , vol. 314, 2006, p. 623, DOI : 10.1126/science.1133904 .
  55. ^ HD 209458b: High Wind Rising , su centauri-dreams.org . URL consultato il 25 giugno 2010 .
  56. ^ a b c ( EN ) Margaret Galland Kivelson, Bagenal, Fran, Planetary Magnetospheres , in Lucyann Mcfadden, Paul Weissman, Torrence Johnson (a cura di), Encyclopedia of the Solar System , Academic Press, 2007, p. 519, ISBN 978-0-12-088589-3 .
  57. ^ ( EN ) Amanda Gefter, Magnetic planet , su astronomy.com , Astronomy, 17 gennaio 2004. URL consultato il 17 settembre 2009 .
  58. ^ ( EN ) O. Grasset, Sotin C.; Deschamps F., On the internal structure and dynamic of Titan , in Planetary and Space Science , vol. 48, 2000, pp. 617–636, DOI : 10.1016/S0032-0633(00)00039-8 .
  59. ^ ( EN ) Fortes, AD, Exobiological implications of a possible ammonia-water ocean inside Titan , in Icarus , vol. 146, n. 2, 2000, pp. 444–452, DOI : 10.1006/icar.2000.6400 .
  60. ^ ( EN ) Nicola Jones, Bacterial explanation for Europa's rosy glow , su newscientist.com , New Scientist Print Edition, 11 dicembre 2001. URL consultato il 16 settembre 2009 .
  61. ^ ( EN ) Molnar, LA, Dunn, DE, On the Formation of Planetary Rings , in Bulletin of the American Astronomical Society , vol. 28, 1996, pp. 77–115. URL consultato il 16 settembre 2009 .
  62. ^ ( EN ) Encrenaz Thérèse, The Solar System , 3ª ed., Springer, 2004, pp. 388–390, ISBN 3-540-00241-3 .
  63. ^ DM Kipping, SJ Fossey, G. Campanella, On the detectability of habitable exomoons with Kepler-class photometry , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 400, 2009, pp. 398-405.
  64. ^ a b ( EN ) KL Luhman, Adame, L.; D'Alessio, P.; Calvet, N., Discovery of a Planetary-Mass Brown Dwarf with a Circumstellar Disk , in Astrophysical Journal , vol. 635, 2005, pp. L93, DOI : 10.1086/498868 . URL consultato il 28 settembre 2009 .
  65. ^ a b Ann Zabludoff (University of Arizona), Lecture 13: The Nebular Theory of the origin of the Solar System , su atropos.as.arizona.edu . URL consultato il 27 dicembre 2006 .
  66. ^ a b c T. Montmerle, J.-C. Augereau, M. Chaussidon et al. , Solar System Formation and Early Evolution: the First 100 Million Years , in Earth, Moon, and Planets , vol. 98, Spinger, 2006, pp. 39–95, DOI : 10.1007/s11038-006-9087-5 .
  67. ^ P. Goldreich, WR Ward, The Formation of Planetesimals , in Astrophysical Journal , vol. 183, 1973, p. 1051, DOI : 10.1086/152291 . URL consultato il 16 novembre 2006 .
  68. ^ a b c d Douglas NC Lin, La genesi dei pianeti , in Le Scienze , vol. 479, maggio 2008, pp. 62-71. Articolo originale: DNC Lin, The Chaotic Genesis of Planets , in Scientific American , vol. 298, n. 5, maggio 2008, pp. 50–59.
  69. ^ a b JB Pollack, O. Hubickyj, P. Bodenheimer, JP Lissauer, M. Podolak, Y. Greenzweig,, Formation of the Giant Planets by Concurrent Accretion of Solids and Gas , in Icarus , vol. 124, n. 1, novembre 1996, pp. 62-85. URL consultato il 10 maggio 2009 .
  70. ^ B. Militzer, WB Hubbard, J. Vorberger, I. Tamblyn, SA Bonev, A Massive Core in Jupiter Predicted From First-Principles Simulations ( PDF ), vol. 688, n. 1, pp. L45-L48, DOI : 10.1086/594364 . URL consultato il 5 giugno 2009 .
  71. ^ FS Masset, JCB Papaloizou, Runaway Migration and the Formation of Hot Jupiters , in The Astrophysical Journal , vol. 588, n. 1, maggio 2003, pp. 494-508, DOI : 10.1086/373892 . URL consultato il 5 giugno 2009 .
  72. ^ ( EN ) Shigeru Ida, Nakagawa, Y.; Nakazawa, K., The Earth's core formation due to the Rayleigh-Taylor instability , in Icarus , vol. 69, 1987, p. 239, DOI : 10.1016/0019-1035(87)90103-5 .
  73. ^ ( EN ) James F. Kasting, Earth's early atmosphere , in Science , vol. 259, 1993, p. 920, DOI : 10.1126/science.11536547 . URL consultato il 28 settembre 2009 .
  74. ^ A. Wolszczan, D. Frail, A planetary system around the millisecond pulsar PSR1257 + 12 , in Nature , vol. 355, 1992, pp. 145-147.
  75. ^ Scientists crack mystery of planet formation , su cnn.com . URL consultato il 5 aprile 2006 (archiviato dall' url originale il 28 aprile 2006) .
  76. ^ ( EN ) Aguilar, D., Pulliam, C.,Lifeless Suns Dominated The Early Universe , su cfa.harvard.edu , Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (Comunicato stampa), 6 gennaio 2004. URL consultato il 28 settembre 2009 .
  77. ^ ( EN ) Hubble Discovers a Fifth Moon Orbiting Pluto , su nasa.gov , NASA , 11 luglio 2012. URL consultato l'11-07-2012 .
  78. ^ Plutoid chosen as name for Solar System objects like Pluto , su iau.org , International Astronomical Union (IAU0804), 11 giugno 2008. URL consultato il 16 luglio 2008 (archiviato dall' url originale il 13 giugno 2008) .
  79. ^ Dwarf Planets and their Systems , su Gazetteer of Planetary Nomenclature , US Geological Survey (USGS). URL consultato l'8 settembre 2009 .
  80. ^ ( EN ) James L Hilton, When did asteroids become minor planets? , su aa.usno.navy.mil , US Naval Observatory. URL consultato il 19 ottobre 2015 .
  81. ^ ( EN ) M. Mayor , Queloz, D., A Jupiter-mass companion to a solar-type star , in Nature , vol. 378, 1995, pp. 355-359, DOI : 10.1038/378355a0 . URL consultato il 21 settembre 2009 .
  82. ^ ( EN ) Barbara Kennedy, Scientists reveal smallest extra-solar planet yet found , su spaceflightnow.com , SpaceFlight Now, 11 febbraio 2005. URL consultato il 21 settembre 2009 .
  83. ^ ( EN ) Santos, N., Bouchy, F.; Vauclair, S.; Queloz, D.; Mayor, M., Fourteen Times the Earth , su eso.org , European Southern Observatory (Comunicato stampa), 25 agosto 2004. URL consultato il 21 settembre 2009 (archiviato dall' url originale il 7 giugno 2007) .
  84. ^ ( EN ) Trio of Neptunes , su astrobio.net , Astrobiology Magazine, 21 maggio 2006. URL consultato il 21 settembre 2009 .
  85. ^ ( EN ) Star: Gliese 876 , su Extrasolar planet Encyclopedia . URL consultato il 21 settembre 2009 (archiviato dall' url originale il 26 aprile 2012) .
  86. ^ ( EN ) Small Planet Discovered Orbiting Small Star , su sciencedaily.com , Science Daily, 2008. URL consultato il 21 settembre 2009 .
  87. ^ ( EN ) J.-P. Beaulieu, DP Bennett; P. Fouqué; A. Williams; et al. , Discovery of a Cool Planet of 5.5 Earth Masses Through Gravitational Microlensing , in Nature , vol. 439, 26 gennaio 2006, pp. 437–440, DOI : 10.1038/nature04441 . URL consultato il 21 settembre 2009 .
  88. ^ ( EN ) COROT discovers smallest exoplanet yet, with a surface to walk on , su esa.int , ESA Portal, 3 settembre 2009. URL consultato il 21 settembre 2009 .
  89. ^ ( EN ) Gliese 581 d , su The Extrasolar Planets Encyclopedia . URL consultato il 21 settembre 2009 (archiviato dall' url originale il 4 luglio 2012) .
  90. ^ ( EN ) New 'super-Earth' found in space , su news.bbc.co.uk , BBC News, 25 aprile 2007. URL consultato il 21-09-200 .
  91. ^ ( EN ) von Bloh, W. et al. , The Habitability of Super-Earths in Gliese 581 , in Astronomy and Astrophysics , vol. 476, n. 3, 2007, pp. 1365–1371, DOI : 10.1051/0004-6361:20077939 . URL consultato il 21 settembre 2009 .
  92. ^ a b WJ Borucki, et al , Characteristics of planetary candidates observed by Kepler, II: Analysis of the first four months of data ( PDF ), su arxiv.org , arXiv , 2 febbraio 2011. URL consultato il 16 febbraio 2011 .
  93. ^ WJ Borucki, et al , Characteristics of Kepler Planetary Candidates Based on the First Data Set: The Majority are Found to be Neptune-Size and Smaller , su arxiv.org , arXiv , 2 febbraio 2011. URL consultato il 16 febbraio 2011 .
  94. ^ ( EN ) A. Lecavelier des Etangs, Vidal-Madjar, A.; McConnell, JC; Hébrard, G., Atmospheric escape from hot Jupiters , in Astronomy and Astrophysics , vol. 418, 2004, pp. L1–L4, DOI : 10.1051/0004-6361:20040106 . URL consultato il 28 settembre 2009 .
  95. ^ ( EN ) Anthony R. Curtis, Future American and European Planet Finding Missions , su spacetoday.org , Space Today Online. URL consultato il 21 settembre 2009 .
  96. ^ Frank Drake , The Drake Equation Revisited , su astrobio.net , Astrobiology Magazine, 29 settembre 2003. URL consultato il 21 settembre 2009 (archiviato dall' url originale il 7 febbraio 2009) .
  97. ^ ( EN ) Rogue planet find makes astronomers ponder theory , su archives.cnn.com , 2 ottobre 2000. URL consultato il 28 settembre 2009 .
  98. ^ ( EN ) Rogue planet find makes astronomers ponder theory , su archives.cnn.com , Reuters, 2000. URL consultato il 1º settembre 2008 (archiviato dall' url originale il 9 febbraio 2006) .
  99. ^ ( EN ) G. Wuchterl, Giant planet formation , su springerlink.com , Institut für Astronomie der Universität Wien, 2004. URL consultato il 1º settembre 2008 (archiviato dall' url originale il 18 dicembre 2014) .
  100. ^ JJ Lissauer, Timescales for Planetary Accretion and the Structure of the Protoplanetary disk , in Icarus , vol. 69, 1987, pp. 249–265, DOI : 10.1016/0019-1035(87)90104-7 .
  101. ^ Working Group on Extrasolar Planets (WGESP) of the International Astronomical Union , su dtm.ciw.edu , Unione Astronomica Internazionale , 2003. URL consultato il 28 settembre 2009 (archiviato dall' url originale il 16 settembre 2006) .
  102. ^ Paul Schlyter, Pianeti Ipotetici , su astrofilitrentini.it , Astrofili trentini. URL consultato il 18 settembre 2009 (archiviato dall' url originale il 10 ottobre 2011) .
  103. ^ ( EN ) Ben Mathiesen, Ocean Planets on the Brink of Detection , su physorg.com . URL consultato il 2 ottobre 2009 .
  104. ^ ( EN ) Villard R., Maran, S.; Kuchner, MJ; Seager, S., Extrasolar Planets may have Diamond Layers , su ciera.northwestern.edu , Aspen Center for Physics, Northwestern University, 2005. URL consultato il 1º ottobre 2009 (archiviato dall' url originale il 15 luglio 2011) .
  105. ^ ( EN ) G. Hébrard et al. , Evaporation Rate of Hot Jupiters and Formation of chthonian Planets , in J.-P. Beaulieu, A. Lecavelier des Étangs, C. Terquem (a cura di), Extrasolar Planets: Today and Tomorrow, ASP Conference Proceedings, Vol. 321, 30 giugno - 4 luglio 2003 , Institut d'astrophysique de Paris, France, 2003.
  106. ^ ( EN ) Brian M. Stableford, The Dictionary of science fiction places , Wonderland Press, 1999, ISBN 978-0-684-84958-4 .
  107. ^ ( EN ) RS Lewis, The Message from Mariner 4 , in Bulletin of the Atomic Scientists , vol. 21, n. 9, 1965, pp. 38-40, ISSN 0096-3402. URL consultato il 9 aprile 2011 .
  108. ^ ( EN ) Robert Markley, Mars in Science Fiction 1880-1913 , in Dying planet: Mars in science and the imagination , Duke University Press, 2005, ISBN 978-0-8223-3638-9 . URL consultato il 7 maggio 2011 .

Bibliografia

  • M. Hack , Alla scoperta del sistema solare , Milano, Mondadori Electa, 2003, p. 264.
  • John Martineau, Armonie e geometrie nel sistema solare , Diegaro di Cesena, Macro, 2003.
  • Beatrice McLeod, Sistema solare , Santarcangelo di Romagna, RusconiLibri, 2004.
  • ( EN ) Lucy-Ann McFadden; Paul Weissmanl; Torrence Johnson, Encyclopedia of the Solar System , 2ª ed., Academic Press, 2006, p. 412, ISBN 0-12-088589-1 .
  • Herve Burillier, Osservare e fotografare il sistema solare , Il castello, Trezzano sul Naviglio, 2006.
  • Marc T. Nobleman, Il sistema solare , Trezzano sul Naviglio, IdeeAli, 2007.
  • F. Biafore, In viaggio nel sistema solare. Un percorso nello spazio e nel tempo alla luce delle ultime scoperte , Gruppo B, 2008, p. 146.
  • RusconiLibri Beatrice McLeod, Sistema solare , Santarcangelo di Romagna, 2004.
  • M. Rees, Universo. Dal big bang alla nascita dei pianeti. Dal sistema solare alle galassie più remote , Milano, Mondadori Electa, 2006, p. 512.
  • Ian Ridpath, Wil Tirion, Stelle e pianeti , Editori Riuniti - University Press, 2011, p. 393, ISBN 978-88-6473-302-9 .

Voci correlate

Altri progetti

Collegamenti esterni

Il sistema solare
SoleMercurioVenereLunaTerraFobos e DeimosMarteCerereFascia principaleGioveSatelliti naturali di GioveSaturnoSatelliti naturali di SaturnoUranoSatelliti naturali di UranoSatelliti naturali di NettunoNettunoSatelliti naturali di PlutonePlutoneSatelliti naturali di HaumeaHaumeaSatelliti naturali di MakemakeMakemakeFascia di KuiperDisnomiaErisSednaDisco diffusoNube di OortSolar System XXX.png
Stella : Sole ( Eliosfera · Corrente eliosferica diffusa · Campo magnetico interplanetario )
Pianeti :
(☾ = luna/e ∅ = anelli )		 Mercurio • Venere • Terra ( ☾ ) • Marte ( ☾ ) • Giove ( ☾ ∅ ) • Saturno ( ☾ ∅ ) • Urano ( ☾ ∅ ) • Nettuno ( ☾ ∅ )
Pianeti nani e plutoidi : Cerere • Plutone ( ☾ ) • Haumea ( ☾ ) • Makemake ( ☾ ) • Eris ( ☾ )
Corpi minori : Asteroidi ( Vulcanoidi · NEA · Fascia principale · Troiani · Centauri ) • TNO ( Fascia di Kuiper · Disco diffuso ) • Comete ( Radenti · Periodiche · Non periodiche · Damocloidi · Nube di Oort )
Argomenti correlati: Sistema planetario • Pianeta extrasolare • Definizione di pianeta • Pianeti ipotetici
Crystal Project konquest.png Questo box: vedi · disc. · mod.
Controllo di autorità Thesaurus BNCF 11165 · LCCN ( EN ) sh85102653 · GND ( DE ) 4046212-2 · BNF ( FR ) cb119528802 (data) · NDL ( EN , JA ) 00574136
Astronomia Portale Astronomia : accedi alle voci di Wikipedia che trattano di astronomia e astrofisica
Wikimedaglia
Questa è una voce di qualità .
È stata riconosciuta come tale il giorno 15 maggio 2011 — vai alla segnalazione .
Naturalmente sono ben accetti altri suggerimenti e modifiche che migliorino ulteriormente il lavoro svolto.

Segnalazioni · Criteri di ammissione · Voci di qualità in altre lingue

Estratto da " https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Pianeta&oldid=122209638 "