Coradini-Origine - Agenzia Spaziale Italiana

Origine ed evoluzione dei
pianeti
Angioletta Coradini
Una Storia
per
immagini
Gravitational
Collapse
Interplanetary Cloud
Accretion
Condensation
Nabular Capture
Perchè le origini
• Lo studio delle origini rappresenta l’elemento
chiave nello studio della planetologia.
planetologia
• Infatti, nessun esperimento può essere concepito ed
andare a buon fine senza un opportuno lavoro di analisi
del problema e senza la messa a punto di modelli,
modelli sia
pure preliminari, tramite i quali prevedere l’andamento
dei processi fisici che si vogliono studiare al fine
verificare o negare le teorie esistenti, oppure formularne
delle nuove teorie
• In questo periodo tutta l’attività di modellistica è stata
aggiornata, con la messa a punto di nuovi codici e
l’aggiornamento e la parallelizzazione di codici precedenti
Origine ed evoluzione dei pianeti
Occorre distinguere il sistema planetario in due grandi
zone:
•La zona in cui i silicati dominano sugli altri
composti, regione dei pianeti terrestri,
•La zona dominata dal gas regione dei pianeti
gioviani
•La regione di transizione la fascia asteroidale,
•La fascia asteroidale è di notevole importanza per la
comprensione del sistema planetario
a) perché rappresenta una regione di confine, e quindi, deve
rappresentare il luogo in cui certi processi fisici diventano
prevalenti rispetto ad altri; i
b) poiché ospita oggetti che non si sono accresciuti ma che
hanno in ogni caso subito un’evoluzione collisionale profonda e
di lunga durata.
Come sono studiati i pianeti terrestri: storia
termica
•
•
•
Storia termica tramita la storia
termica si mette in relazione il
processo di formazione con
l’evoluzione del pianeta.
In particolare si è studiata la storia
termica di Mercurio e del pianeta
nano Vesta
Uno dei problemi chiave è
modellizzare l’evoluzione termica
di un mantello planetario in
funzione del tipo di reologia che lo
caratterizza.
Per un oggetto tipo MERCURIO si
sono effettuate delle simulazioni
tramite la teoria della convezione
parametrica in condizioni di
“stagnant lid” che si applicano
bene a MERCURIO per il quale
non ci sono evidenze di tettonica
delle placche
Dislocation Creep wet: red Rc=1800; blu Rc=1868
1250
1200
Temperature (K)
•
1150
1100
1050
0
20
40
60
80
100
2
Flux (mW/m )
Nella figura si vede come l’evoluzione
termica del mantello di Mercurio proceda in
modo abbastanza regolare e quasi
indipendente dalle dimensioni del nucleo se
la reologia è quella di dislocation creep wet.
Come sono studiati i pianeti terrestri: la
storia geologica
• L’analisi geologica dei pianeti richiede un attento
esame delle superfici e un confronto con le
strutture e i processi attivi sulla terra.
• Un notevole esempio sono le immagini e i dati
spettroscopici della missione MRO che
attualmente consentono una revisione di mote
strutture geologiche di Marte.
• Le nuove interpretazioni possono anche
divergere fortemente dalle prime considerazioni.
• Un esempio l’evoluzione di Marte
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Ciclo del metano Ciclo dell’acqua
Geologia comparativa:
Che l’acqua sia stata presente su Marte e’ ormai e finalmente
un dato assodato. Ma e’necessario comprendere il ciclo
dell’acqua su Marte e le relazioni tra la sua presenza e i
cambiamenti climatici ed ambientali.
L’elemento chiave di tale analisi sono i paleolaghi dove rimane
impressa l’evidenza della idrosfera passata.
Il metano e’ ormai chiaro che e’ presente nell’atmosfera
marziana. Manca pero’ un modello geologico che ne spieghi il
suo trasferimento dal sottosuolo all’atmosfera.
I dati di supeficie e le analogie col ciclo del metano sulla Terra
suggeriscono una ipotesi di lavoro per un modello geologico.
I delta nei paleolaghi mostrano l’evoluzione ambientali dei corpi idrici e
conseguentemente dell’attivita del ciclo dell’acqua e le sue relazioni con
l’ambiente circostante.
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I delta mostrano una notevole variabilita e il loro studio integrato portera’ ad una
definizione piu’ dettagliata della storia geologica legata al ciclo idrologico
Delta complesso,
multilobato con canali
meandriformi e barre di
foce. Indicatore di una
idrosfera vivace sostenuta
da una atmosfera densa e
ricca di umidita’
Delta con corpi sovraimposti (multistorey)
indicatori di rapidi episodi idrici ma con
alte portate e periodi di attivita’ dell’acqua
intermittente, ma con durate degli episodi
di lunga durata
Esempio di analisi delle variazione del livello dell’acqua
Prograding clinoforms
Progradational Stacking Pattern
MFS
MFS
Retrogradational Stacking Pattern
Downlap
Downlap
Prograding clinoforms
Progradational Stacking Pattern (HST)
MFS
Interpretative
sketch
Retrogradational
Downlap
Stacking Pattern
(TST)
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Attraverso l’analisi della superficie marziana e’ possibile individuare
le zone di emmissione di gas e dunque, probabilmente, di metano.
Vulcani di fango in
Isidis Planitia
evidenza di
emissione di metano
dal sottosuolo
La zona di transizione
La modellizzazione dei processi di formazione ed evoluzione planetaria è
legata alla comprensione della evoluzione dinamica dei corpi minori nel SS.
•
E’ stato migliorato il software per il calcolo
degli elementi propri e per la
classificazione in famiglie dinamiche;
•
in collaborazione con il gruppo di
Padova ha studiato gli spin dei NEA,
dimostrando come la distribuzione
osservata sia conseguenza degli
incontri planetari e dell'effetto YORP;
•
in collaborazione con il gruppo di Torino
sta studiando gli asteroidi “Hungaria”, il cui
campionamento e', in termini relativi, il piu'
abbondante fra tutti gli asteroidi ed impone
uno studio dinamico-collisionale piu'
approfondito.
•
Si sono esplorate numericamente gli
effetti della geometria di deflessione
per un potenziale impattore della
Terra;
•
Si sono studiate l'efficienza delle
perturbazioni stellari sulla nube di
Oort, mostrando che esse sono
altrettanto importanti di quelle dovute
alla marea galattica per l'iniezione di
comete nella regione planetaria;
•
Si sono messi a punto algoritmi per il
calcolo del tasso di dispersione degli
sciami di meteoroidi dovuto agli
incontri ravvicinati con i pianeti.
Il ruolo degli effetti non gravitazionali
YARKOVSKY/YORP
Alcuni risultati dedotti dalla
distribuzione degli Hungaria
in H vs. a proprio:
•
La dispersione indica che
c'e' una sola famiglia
dinamica ma anche una
frazione di non-membri della
famiglia
•
L'asimmetria del grafico
mostra che effetti non
gravitazionali (Yarkovsky,
YORP) sono all'opera
Dall’evoluzione dinamica alla evoluzione
collisionale
• Modelli di evoluzione collisionale: adattamento del
programma di planet building (origine PSI, Tucson,
USA) per l'evoluzione collisionale degli asteroidi
tenendo conto anche delle zone orbitali e dell'effetto
delle risonanze su trasferimenti a NEO).
Mass and volatiles delivery to Ceres
La formazione
di Giove ed il
Bombardamento di Vesta e Cerere
1.
2.
ISL: rocky bodies which formed inside
the Snow Line
BSL: volatile-rich bodies which formed
beyond the Snow Line
6.20
Formazione di
Giove nel disco
protoplanetario
Struttura radiale
6.00
5.80
5.60
5.40
5.20
5.00
4.80
4.60
4.40
4.20
-1.00
Struttura Verticale
0.30
-0.80
-0.60
-0.40
-0.20
0.00
0.20
0.40
0.20
0.60
0.80
1.00
0.10
0.00
4.70
4.80
4.90
5.00
5.10
5.20
5.30
5.40
5.50
5.60
Roma Dicembre 2008
5.70
Legami con i pianeti extrasolari:
Corot
•
•
•
•
Osservazione da Terra dei target COROT
Analisi dei dati presi da Terra
Analisi dei dati presi dallo Spazio
Modelli teorici per interpretazione dei dati
Satellite lanciato il 27 dicembre 2006, operativo
dal febbraio 2007. Tre long run e quattro short run
già effettuati. Dati resi disponibili al CoI italiano e
ai numerosi GI italiani.
CAMPO ASTEROSISMOLOGICO
Articolo e copertina di “Science” (24 ottobre 2008):
determinazione del differente contributo della
granulazione fotosferica e delle pulsazioni in stelle
di tipo solare (Michel et al., 2008).
Osservazioni simultanee da Terra tramite due
consecutivi Large Programme ESO, il primo
– terminato – con FEROS, il secondo – all’inizio –
con HARPS.
ADDITIONAL PROGRAMS
Completamento fotometria multicolori di vari campi effettuati (INAF-OARoma)
Tre assegni di ricerca già attivati per lavorare sui dati (Roma, Capodimonte e Brera)
CAMPO EXOPLANETARIO
E’ stata annunciata la scoperta di almeno cinque nuovi sistemi planetari
(la caratterizzazione di molti altri è in corso):
CoRoT-Exo-1b : P=1.509 d 1.03 MJup
CoRoT-Exo-2b : P=1.743 d 3.31 MJup
CoRoT-Exo-3b : P=4.256 d 21.7 MJup
CoRoT-Exo-4b : P=9.202 d 0.72 MJup
1.49 RJup
1.46 RJup
1.01 RJup
1.19 RJup
G0 star
G2 star
F3 star
F star
La stella genitrice di CoRoT Exo-2-b è stata studiata in dettaglio dal gruppo di
Catania (Lanza et al., 2008) e sono state individuate due longitudini attive,
responsabili della modulazione della curva di luce CoRoT. Una periodicità pari
a 29 giorni nella quantità di area macchiata suggerisce cicli di attività simili a
quelli solari.
Si noti inoltre la grande massa di CoRoT-Exo-3b, che
inizia a colmare la lacuna fra pianeti gioviani e nane
brune.
Gli interni Planetari Radioscienza
e gravitazione
• Gli obiettivi scientifici degli esperimenti di radioscienza (RS), basati
su un accurato tracking da Terra di una sonda o di un lander
planetario, sono legati principalmente allo determinazione della
struttura interna dei pianeti, dei satelliti e dei corpi minori del sistema
solare mediante la misura del loro campo gravitazionale e delle loro
deformazioni mareali.
• Tale informazione, insieme con quella fornita da indagini di tipo
geomorfologico e geofisico che permettano di sviluppare un modello
di interno planetario , permette di determinare la struttura del campo
gravitazionale di un pianeta e quindi definirne con precisione le
armoniche del campo gravitazionale.
• L’importanza di questo tipo di studi è notevole poiché la conoscenza
della struttura interna di un pianta permette proprio di confermare o
smentire i modelli di formazione ed evoluzione planetaria
“RadioScienze e Gravitazione”
Accelerazioni non gravitazionali
Possibili usi di un accelerometro a bordo di una
sonda interplanetaria o di un satellite attorno
ad un primario nell’ambito di esperimenti di RS
Valutazioni
• Definizione precisa dei segnali
attesi (ampiezze, frequenze)
• Sistema di riferimento
• Posizionamento dello strumento
all’interno del satellite
• Valutazione degli effetti dovuti ad
una possibile variazione
temporale del centro di massa
del satellite
Error budget
• Eventuali segnali spurii agenti
sull’accelerometro
• Effetti termici
• Errori di allineamento
• Vibrazioni strutturali del satellite
• Accoppiamento delle componenti
• Rumore intrinseco dello
strumento
Gli interni e le atmosfere
Lo studio delle atmosfere permette di completare il panorama dello studio dei
pianeti.
– Modellazione dell’atmosfera Gioviana;
– Raccolta di informazioni disponibili su posizione delle linee spettrali,
intensità delle linee spettrali, e coefficienti dell’allargamento delle linee
allo scopo di valutare le differenze introdotte negli spettri teorici di Venere
per la missione VEX;
– Confronto dei diversi modelli di calcolo per la trattazione dello scattering
atmosferico e studio delle proprietà dell’aerosol di Titano;
– Partecipazione a esperimenti di laboratorio dedicati alle misure di
trasmissività di gas in condizioni pressioni e temperature caratteristiche
di Titano e Venere;
– Completamento della messa a punto di un modello di trasferimento
radiativo per l’atmosfera di Titano;
– Sviluppo e validazione di un modello a mesoscala per la circolazione
atmosferica di Marte;
– Studio della struttura degli hot spot e della distribuzione dell’aerosol nell’atmosfera di
Saturno.
Sviluppo di codici di trasferimento radiativo
• Focus on Jupiter conditions, in
view of JIRAM:
– Tuning of CH4 line shape
– Validation of fast approximate
methods
– Optimization of aerosol models
– Implementation of H2-H2 and H2-He
CIA
• Work is performed on the basis
of:
– Extensive numerical testing
– Reanalysis of NIMS dataset
taking benefit of heritage from longterm cooperation with IKI-RAS
Inversion of radiance observed in the 5 um
window of Jupiter atmosphere allows the
study of its composition, an to place
constraints on the formation processes.
WEATHER FORECASTING ON MARS BY MM5 MESOSCALE MODELING
Surface temperature and pressure
Temperature Comparison
0200AM June 01 ,04
MM5 (thick)-TES (thin)
MM5 at 2 Deg
0200PM June 01 ,04
MM5 at 5 Deg
Nella slide precedente sono presenti i seguenti grafici:
1.SURFACE TEMPERATURE AND PRESSURE: confronto tra temperatura e pressione superficiale di MM5 per Marte a 5 gradi (sinistra) e 2 gradi (destra) di
risoluzione spaziale alle 2 ed alle 14 (le ore nelle quali è disponibile anche il confronto con il Thermal Emission Spectrometer della NASA) su tutto il dominio
utilizzato per il modello. Dal confronto si evince che all’aumentare della risoluzione la variabilità spaziale del campo di temperatura e’ chiaramente più
pronunciata.
2.TEMPERATURE COMPARISON: confronto tra profili di temperatura di MM5 a 2 gradi di risoluzione (linea più spessa) e TES (linea più sottile), agli stessi
orari delle fig. precedenti. Da questo confronto si vede che il modello sottostima la temperatura dei bassi strati durante la notte, mentre sovrastima
quella degli strati sopra il PBL durante il giorno.
Evoluzione termica dei Kuiper Belt
A
No radioactive
elements
• After several million of
year, depending on the
amount and kind of
radioisotopes
in
the
models, the CO reach a
quasi-stationary level.
• In the figure
the
stationary
profile
is
obtained not considering
26Al in 1 107 years.
• The 3 models differs in
the radioactive elements
content (model 0 no
radioactivity)
Composizione interna
Un Confronto
Undiff.layer
Con.region
Und.Core
enriched
layer
Depleted
U core
Crust
Undiff. layer
Low 26 Al
High 26 Al