Il sistema solare

Introduzione

Origine ed evoluzione del sistema solare

Elaborazione artistica raffigurante un disco protoplanetario

Le teorie riguardanti l'origine e l'evoluzione del sistema solare sono varie e investono numerose discipline scientifiche, dall'astronomia alla fisica, alla geologia. Molte nei secoli sono state le teorie proposte per l'origine del sistema solare, è tuttavia dal XVIII secolo che iniziano a prendere forma le teorie moderne.L'inizio dell'era spaziale, le immagini di altri pianeti del sistema solare, i progressi nella fisica nucleare e nell'astrofisica hanno contribuito a modellare le attuali teorie sull'origine e sul destino del sistema solare.

Formazione iniziale

Un disco protoplanetario in formazione nella nebulosa di Orione

La nebulosa solare

L'ipotesi sull'origine del sistema solare che attualmente gode di maggior credito è quella della nebulosa, proposta inizialmente da Immanuel Kant nel 1755 e indipendentemente da Pierre-Simon Laplace. La teoria della nebulosa afferma che il sistema solare ha avuto origine dal collasso gravitazionale di una nube gassosa, la nebulosa solare. Si calcola che la nebulosa avesse un diametro di circa 100 AU e una massa circa 2-3 volte quella del Sole. Si ipotizza che nel tempo una forza interferente (probabilmente una vicina supernova) abbia compresso la nebulosa, spingendo materia verso il suo interno ed innescandone il collasso. Durante il collasso, la nebulosa avrebbe iniziato a ruotare più rapidamente, secondo la legge di conservazione del momento angolare, e a riscaldarsi. Con procedere dell'azione della gravità, della pressione, dei campi magnetici e della rotazione, la nebulosa si sarebba appiattita in un disco protoplanetario con una protostella al suo centro in via di contrazione.
La teoria prosegue ipotizzando che da questa nube di gas e polveri si formarono i diversi pianeti. Si stima che il sistema solare interno fosse troppo caldo per impedire la condensazione di molecole volatili quali acqua e metano: vi si formarono pertanto dei planetesimi relativamente piccoli (fino allo 0,6% della massa del disco) e formati principalmente da composti ad alto punto di fusione, quali silicati e metalli. Questi corpi rocciosi evolveranno successivamente nei pianeti di tipo terrestre. Più esternamente, oltre la linea di congelamento, si svilupparono invece i giganti gassosi Giove e Saturno, mentre Urano e Nettuno catturarono meno gas e si condensarono attorno a nuclei di ghiaccio.
Grazie alla loro massa sufficientemente grande, i giganti gassosi hanno trattenuto l'atmosfera originaria sottratta alla nebulosa; i pianeti di tipo terrestre l'hanno invece perduta, la loro atmosfera è frutto di vulcanismo, impatti con altri corpi e, nel caso della Terra, l'evoluzione della vita.
Secondo questa teoria dopo cento milioni di anni la pressione e la densità dell'idrogeno nel centro nella nebulosa divennero grandi a sufficienza per avviare la fusione nucleare nella protostella. Il vento solare prodotto dal neonato Sole spazzò via i gas e le polveri residui del disco allontanandoli nello spazio interstellare e fermando così il processo di crescita dei pianeti.



Problemi del modello a nebulosa

Uno dei problemi è posto dal momento angolare. Con la concentrazione della grande maggioranza della massa del disco al suo centro, anche il momento angolare avrebbe dovuto concentrarsi allo stesso modo, invece la velocità di rotazione del Sole è inferiore a quanto previsto dal modello teorico e i pianeti, pur rappresentando meno dell'1% della massa del sistema solare, contribuiscono a oltre il 90% del momento angolare totale. Una possibile spiegazione è che la rotazione del nucleo centrale della nebulosa sia stata rallentata dall'attrito con gas e polveri. Anche i pianeti al posto sbagliato sono un problema per il modello a nebulosa. Urano e Nettuno si trovano in una regione in cui la loro formazione è poco probabile, data la ridotta densità della nebulosa a tale distanza dal centro. Si introduce pertanto una successiva ipotesi secondo la quale le interazioni tra la nebulosa ed i planetesimi avrebbero prodotto dei fenomeni di migrazione planetaria.
Anche alcune proprietà dei pianeti pongono problemi. L'ipotesi della nebulosa prevede necessariamente che tutti i pianeti si formino esattamente sul piano dell'eclittica, invece le orbite dei pianeti presentano tutte delle inclinazioni (anche se piccole ) rispetto a tale piano.
Inoltre questa prevede che sia i pianeti giganti sia le loro lune, siano tutti allineati al piano dell'eclittica. Al contrario di quanto prevede la teoria, le osservazioni mostrano che la maggior parte dei pianeti giganti ha un'apprezzabile inclinazione assiale: Urano ha addirittura una notevole inclinazione (ben 98°) che fa sì che il pianeta rotoli sulla sua orbita.
Un ulteriore elemento di incongruenza tra teoria ed osservazione è dato dalle grandi dimensioni della Luna terrestre e le orbite irregolari di altri satelliti che sono incompatibili col modello a nebulosa; per giustificare la teoria si introduce una ulteriore ipotesi secondo la quale tali discrepanze siano il frutto di avvenimenti accaduti successivamente alla nascita del sistema solare.

Una stima dell'età

Attraverso misure radiometriche su dei meteoriti, alcuni ricercatori hanno stimato che l'età del sistema solare sia di circa 4,5 miliardi di anni.
Le più vecchie rocce della Terra sono vecchie circa 3,9 miliardi di anni. Rocce di questa età sono rare, dato che la superficie terrestre è soggetta ad un continuo rimodellamento dovuto a erosione, vulcanismo e movimento delle placche continentali.
Vista la difficoltà di reperire rocce la cui età sarebbe compatibile, per stimare l'età del sistema solare si studiano le meteoriti che sono precipitate sul pianeta: affinché l'età della terra sia databile con questo metodo è necessario che abbia la medesima dell'età delle rocce spaziali. Diventa necessario ipotizzare che queste si siano formate nelle prime fasi di condensazione della nebulosa solare, contemporaneamente ai pianeti, non si siano formate successivamente e non siano pervenute dall'esterno del sistema. Le meteoriti più vecchie (come quella di Canyon Diablo sono state datate 4,6 miliardi di anni, pertanto questo è un limite inferiore dell'età del sistema solare).

Evoluzione successiva



Fino alla fine del XX secolo si è pensato che i pianeti occupino oggi orbite simili e vicine a quelle che avevano in origine; questa visione è andata cambiando radicalmente in tempi recenti e si pensa che l'aspetto del sistema solare alle sue origini fosse molto diverso da quello attuale. Si ipotizza oggi che i corpi presenti nel sistema solare interno alla fascia degli asteroidi con massa non inferiore a quella di Mercurio fossero cinque (e non gli attuali quattro), che il sistema solare esterno fosse più compatto di com'è oggi e che la fascia di Kuiper occupasse un'orbita più distante dell'attuale. Gli impatti tra corpi celesti, ancorché rari sulla scala dei tempi della vita umana, sono considerati una parte essenziale dello sviluppo e dell'evoluzione del sistema solare. Oltre all'impatto da cui si ipotizza abbia avuto origine la Luna terrestre, anche il sistema Plutone-Caronte si pensa derivi da un impatto tra oggetti della fascia di Kuiper. Esempi recenti di collisioni sono lo schianto della cometa Shoemaker-Levy 9 su Giove nel 1994 e il cratere Meteor Crater che si trova in Arizona.

Sistema solare interno



Stando alle ipotesi che godono attualmente di maggior credito, il sistema solare interno fu teatro di un gigantesco impatto tra la Terra ed un corpo di massa analoga a quella di Marte (il "quinto corpo" cui si è accennato in precedenza). Da tale impatto si formò la Luna. Si ipotizza che tale corpo si sia formato in uno dei punti lagrangiani stabili del sistema Terra-Sole e sia nel tempo andato alla deriva.


Fascia degli asteroidi



Secondo l'ipotesi della nebulosa, la fascia degli asteroidi conteneva inizialmente una quantità di materia più che sufficiente per formare un pianeta, tuttavia i planetesimi che vi si formarono non poterono fondersi in un unico corpo a causa dell'interferenza gravitazionale prodotta da Giove, venutosi a formare prima. Allora come oggi, le orbite dei corpi nella fascia degli asteroidi sono in risonanza con Giove, tale risonanza causò la fuga di numerosi planetesimi verso lo spazio esterno e impedì agli altri di consolidarsi in un corpo massiccio. Sempre secondo questa ipotesi, gli asteroidi osservati oggi sono i residui dei numerosi planetesimi che si sarebero formati nelle prime fasi della nascita del sistema solare. L'effetto di Giove avrebbe scalzato dall'orbita la maggior parte della materia contenuta originalmente nell'orbita della fascia, e la massa degli asteroidi residui oggi è circa 1/10 di quella della Terra. La perdita di massa sarebbe stato il fattore cruciale che impedì agli oggetti della fascia degli asteroidi di consolidarsi in un pianeta. Gli oggetti di grande massa hanno un campo gravitazionale sufficiente ad impedire la perdita di grandi quantità di materia in seguito ai violenti impatti con altri corpi celesti (i frammenti ricadono sulla superficie del corpo principale); i corpi più massicci della fascia degli asteroidi non sarebbero stati invece sufficientemente massicci: le collisioni li hanno frantumati ed i frammenti sono sfuggiti alla reciproca attrazione gravitazionale. La prova delle avvenute collisioni è osservabile nelle piccole lune che orbitano attorno agli asteroidi più grandi, che possono essere considerati frammenti la cui energia non è stata sufficiente per potersi separare dal corpo principale.

I pianeti esterni



È opinione diffusa oggi che la parte esterna dei sistema solare sia stata foggiata dalle migrazioni planetarie. Molti degli oggetti della fascia di Kuiper furono scagliati verso il sistema solare interno da Saturno, Urano e Nettuno, mentre Giove spesso spinse questi oggetti fuori dal sistema solare. Come risultato di queste interazioni, Giove migrò su orbite più strette verso il Sole, mentre Saturno, Urano e Nettuno migrarono verso l'esterno. Un grande passo per la comprensione di come tali fenomeni abbiano modellato il sistema solare esterno è avvenuto nel 2004, quando nuove simulazioni computerizzate hanno mostrato che se Giove avesse compiuto meno di due rivoluzioni attorno al Sole nel tempo in cui Saturno ne compie una, la migrazione dei due pianeti avrebbe portato a orbite in risonanza 2:1 in cui il periodo di rivoluzione di Giove diventa esattamente la metà di quello di Saturno. Questa risonanza avrebbe avuto inoltre l'effetto di spingere Urano e Nettuno su orbite molto ellittiche, con un 50% di probabilità che questi si scambiassero di posto. Il pianeta più esterno (Nettuno) sarebbe quindi stato spinto ulteriormente verso l'esterno, dentro l'orbita occupata allora dalla fascia di Kuiper. Le interazioni tra i pianeti e la fascia di Kuiper successive allo stabilirsi della risonanza 2:1 tra Giove e Saturno possono spiegare le caratteristiche orbitali e le inclinazioni assiali dei pianeti giganti più esterni. Urano e Saturno occupano le loro posizioni attuali per via della loro reciproca interazione e dell'interazione con Giove, mentre Nettuno occupa l'orbita attuale perché è su quella che la fascia di Kuiper arrivava ad estendersi.
La dispersione degli oggetti della fascia di Kuiper può spiegare il bombardamento dei corpi del sistema solare interno avvenuto circa 4 miliardi di anni fa.


Fascia di Kuiper e nube di Oort



La teoria procede dicendo che la fascia di Kuiper fu inizialmente una regione esterna occupata da corpi ghiacciati dalla massa insufficiente per potersi consolidare in un pianeta. In origine il suo bordo interno era appena oltre l'orbita del più esterno da Urano e Nettuno, all'epoca della loro formazione (probabilmente tra le 15 e 20 AU). Il suo bordo esterno era a una distanza di circa 30 AU. Gli oggetti della fascia che entrarono nel sistema solare esterno causarono le migrazioni dei pianeti.
La risonanza orbitale 2:1 tra Giove e Saturno spinse Nettuno dentro la fascia di Kuiper, provocando la dispersione di numerosi dei suoi corpi. Molti di essi furono spinti verso l'interno fino ad interagire con la gravità gioviana che spesso li spinse su orbite molto ellittiche e a volte fuori dal sistema solare. Gli oggetti spinti sulle orbite altamente ellittiche sono quelli che formano la nube di Oort. Alcuni oggetti spinti verso l'esterno da Nettuno formano da porzione del "disco disperso" degli oggetti della fascia di Kuiper.


Lune

La maggior parte dei pianeti del sistema solare possiede delle lune. La loro formazione può spiegarsi con una di tre possibili cause:
• formazione contemporanea al pianeta dalla condensazione di un disco proto-planetario (tipica dei giganti gassosi),
• formazione da frammenti da impatto (com un impatto sufficientemente violento ad un angolo poco profondo),
• cattura di un oggetto vicino.
I giganti gassosi hanno un sistema di lune interne originatesi dal disco proto-planetario. Lo dimostrano le grandi dimensioni di tali lune e la loro vicinanza al pianeta - queste proprietà sono incompatibili con la cattura, mentre la natura gassosa dei pianeti giganti rende impossibile la formazione di satelliti per condensazione di frammenti da impatto. Le lune esterne dei giganti gassosi sono invece piccole, com orbite molto ellittiche e dalle varie inclinazioni, questo fa pensare che si tratti di satelliti catturati dal campo gravitazionale del pianeta.
Per i pianeti interni e per gli altri corpi del sistema solare, la collisione sembra essere il meccanismo principale per la formazione di satelliti, in cui una parte consistente del materiale planetario, espulsa dalla collisione, finisce in orbita attorno al pianeta e si condensa in una o più lune. La Luna terrestre si pensa essere originata da un evento simile.
Dopo la loro formazione, i sistemi satellitari continuano ad evolvere, l'effetto più comune è la modifica dell'orbita dovuta alle forze di marea. L'effetto è dovuto al rigonfiamento che la gravità del satellite crea nell'atmosfera e negli oceani del pianeta (e in misura minore anche nel corpo solido stesso). Se il periodo di rotazione del pianeta è inferiore a quello di rivoluzione della luna, il rigonfiamento precede il satellite e la sua gravità causa un'accelerazione del satellite che tende ad allontanarsi lentamente dal pianeta (è il caso della Luna); se invece la luna orbita più rapidamente di quanto il pianeta ruoti su se stesso o se ha un'orbita retrograda attorno al pianeta, allora il rigonfiamento segue il satellite e ne causa il rallentamento, provocando un restringimento dell'orbita nel tempo. La luna marziana di Fobos sta lentamente avvicinandosi a Marte per questa ragione.

Origine ed evoluzione del sistema solare

Un pianeta può creare a sua volta un rigonfiamento nella superficie del satellite, questo rallenta la rotazione della luna fino a quando il periodo di rotazione e di rivoluzione coincidono. In tal caso, la luna mostrerà al pianeta sempre la stessa faccia. È il caso della Luna terrestre e di molti altri satelliti del sistema solare, tra cui la luna di Giove, Io. Nel caso di Plutone e Caronte, sia il pianeta che il satellite sono legati l'uno all'altro da forze di marea.

Futuro

Escludendo qualche fenomeno imprevisto, quale il transito di un buco nero o di un'altra stella nel suo territorio, si ipotizza che il sistema solare come lo conosciamo oggi durerà per un altro miliardo di anni circa, quando il Sole aumenterà gradualmente la propria luminosità di circa il 10% oltre i livelli attuali; tale aumento di radiazione renderà la superficie della Terra inabitabile, mentre la vita potrà ancora resistere negli oceani più profondi.
In circa 3,5 miliardi di anni le condizioni climatiche della Terra saranno simili a quelle che oggi caratterizzano Venere: gli oceani saranno evaporati e la vita - nelle forme con cui oggi la conosciamo - sarà impossibile.
Con le riserve di idrogeno del suo nucleo ormai esaurite, il Sole inizierà a bruciare quelle più esterne espandendosi a circa 80 volte l'attuale diametro e diventando. - a 7,5 miliardi di anni da oggi - una gigante rossa. Con l'espansione del Sole Mercurio, e, molto probabilmente Venere, forse la Terra verranno inghiottiti.
Durante questo periodo è possibile che mondi esterni in orbita attorno Saturno su cui è presente acqua possano raggiungere condizioni ambientali compatibili con quelle richieste dalla vita umana.
Successivamente l'elio prodotto nello strato esterno cadrà nel nucleo della stella aumentandone la densità fino a quando il livello sarà sufficiente per innescare la fusione dei nuclei di elio in nuclei di carbonio. A questo punto il Sole dovrebbe contrarsi ad una dimensione poco maggiore dell'attuale e consumare il proprio elio per circa altri 100 milioni di anni. Nuovamente andrà poi incontro ad un'espansione come gigante rossa in cui consumerà l'elio degli strati più esterni per altri 100 milioni di anni e successivamente collasserà di nuovo espellendo una grande quantità di materia nello spazio attorno a sé, formando un alone erroneamente noto come "nebulosa planetaria".
Sarà una transizione relativamente tranquilla, niente di paragonabile ad una supernova, dato che la massa del nostro Sole è ampiamente insufficiente per arrivare a quel livello. Se vi saranno ancora terrestri per osservare il fenomeno, registreranno un massiccio incremento del vento solare, ma senza che questo provochi la distruzione del pianeta.
Ciò che infine resterà del Sole sarà una nana bianca, un oggetto straordinariamente caldo e denso, di massa circa metà di quella originale, ma compressa in un volume simile a quello della Terra. Visto dalla Terra apparirà come un punto di luce grande poco più di Venere ma dalla luminosità di centinaia di soli.
Con la morte del Sole verrà indebolita la sua attrazione gravitazionale sugli altri oggetti del sistema solare; le orbite di Marte e degli altri corpi andranno espandendosi. La configurazione finale del sistema solare sarà raggiunta quando il Sole avrà completato la sua trasformazione in nana bianca: se Venere e la Terra esisteranno ancora; sarà su un'orbita approssimativamente simile a quella 1.38 e 1.88 AU. Dopo altri due miliardi di anni il nucleo del Sole, costituito da carbonio, inizierà a cristallizzare trasformandosi in un diamante di dimensioni planetarie, destinato a spegnersi e cessare di splendere in qualche altro miliardo di anni.

Storia delle ipotesi sulla nascita del sistema solare

Verso la fine del XIX secolo l'ipotesi della nebulosa di Kant-Laplace fu criticata da James Clerk Maxwell, che sosteneva l'impossibilità della materia di collassare a formare pianeti coesi se la materia fosse stata distribuita in un disco attorno al Sole, per via delle forze indotte dalla rotazione differenziale. Un'altra obiezione era il momento angolare del Sole, inferiore a quanto previsto dal modello di Kant-Laplace. Per molti decenni la maggior parte degli astronomi preferì l'ipotesi della "mancata collisione", ovvero della formazione dei pianeti a partire dalla materia che una stella in transito vicino al Sole avrebbe perso e avrebbe strappato al Sole per azione reciproca delle loro forze di marea.
Furono avanzate obiezioni anche all'ipotesi della "mancata collisione" e, durante gli anni '40 i modelli matematici a sostegno dell'ipotesi della nebulosa furono migliorati e convinsero la comunità scientifica. Nella versione modificata si assunse che la massa della protostella fosse maggiore e la discrepanza di momento angolare attribuita alle forze magnetiche, ovvero alle onde di Alvén attraverso cui il neonato Sole trasferisce parte del suo momento angolare al disco protoplanetario e ai planetesimi come osservato avvenire nelle stelle T Tauri.
Il modello della nebulosa riveduto e corretto fu basato interamente su osservazioni condotte sui corpi del nostro sistema solare, in quanto l'unico conosciuto fino a metà degli anni '90. Non si era del tutto certi della sua applicabilità ad altri sistemi planetari, benché la comunità scientifica fosse ansiosa di verificare il modello a nebulosa trovando nel cosmo altri dischi protoplanetari o persino pianeti extrasolari.
Nebulose stellari e dischi protoplanetari sono stati osservati nella nebulosa di Orione e in altre regioni di formazione delle stelle grazie allo Hubble Space Telescope. Alcuni di questi dischi hanno diametri maggiori di 1000 AU.
Nel gennaio 2006 risultano scoperti 180 pianeti extrasolari e la loro scoperta ha riservato numerose sorprese. Il modello della nebulosa ha dovuto essere rivisto per spiegare le caratteristiche di questi sistemi planetari. Non c'è consenso su come spiegare la formazione degli osservati pianeti giganti su orbite vicine ("hot Jupiters"), anche se tra le ipotesi possibili vi sono la migrazione planetaria e il restringimento dell'orbita dovuto ad attrito con i residui del disco protoplanetario.
In tempi recenti è stato sviluppato un modello alternativo basato sulla cattura gravitazionale, che nelle intenzioni dei suoi propugnatori dovrebbe spiegare alcune caratteristiche del sistema solare non spiegate dalla teoria della nebulosa.
Negli anni '50, il russo Immanuel Velikovsky pubblicò il libro "Mondi in collisione", ripreso molto tempo dopo dall'americano John Ackerman. I due ricercatori hanno proposto un controverso modello secondo il quale sistema solare avrebbe avuto origine d aun impatto di enorme potenza sul pianeta Giove.

Mercurio

Mercurio

Classificazione

Pianeta terrestre

PARAMETRI ORBITALI

(epoca di riferimento: J2000)

Semiasse maggiore

57 909 176 km

0,38709893 UA

Perielio

46 001 272 km

0,30749951 UA

Afelio

69 817 079 km

0,46669835 UA

Circonf. orbitale

360 000 000 km

2,406 UA

Periodo orbitale

87,96935 giorni

(0,240847 anni)

Periodo sinodico

115,8776 giorni

(0,317256 anni)

Velocità orbitale

38 860 m/s (min)

47 360 m/s

(media)

58 980 m/s (max)

Inclinazione orbitale

7,00487°


Eccentricità

0,20563069

Longitudine del nodo ascendente

48,33167°

Argom. del perielio

29,12478°

Satelliti

no

Anelli

no

DATI FISICI

Diametro equat.

4879,4 km

Superficie

7,5 × 10 13

Volume

6,083 × 10 19

Massa

3,302 × 10 23 kg

Densità media

5,427 × 10 3 kg/m³

Acceleraz. di gravità

in superficie

3,701 m/s² (0,377 g)

Velocità di fuga

4 435 m/s

Periodo di rotazione

58,6462 giorni

(58 d 15,5088 h)

Velocità di rotazione (all'equatore)

3,0256 m/s

Inclinazione assiale

~0,01°

Temperatura superficiale

100 K (min)

440 K (media)

700 K (max)

Pressione atm.

tracce



Mercurio è il primo pianeta del sistema solare in ordine di distanza dal Sole e il più piccolo in dimensioni. Si tratta di un pianeta terrestre di dimensioni modeste, con un diametro inferiore alla metà di quello terrestre; appare pesantemente craterizzato, anche a causa della mancanza di un'atmosfera apprezzabile che possa attutire gli impatti meteorici o coprirne le tracce; per questo il suo aspetto ricorda da vicino quello della Luna. Mercurio è dunque il più piccolo dei pianeti rocciosi del sistema solare interno. Il suo nome deriva da quello dell'omonima divinità romana; il suo simbolo astronomico ( , Unicode: ☿) consiste di una rappresentazione stilizzata del caduceo del dio. Nelle culture dell'Estremo Oriente il pianeta è designato come l'astro dell'acqua (水 星 ), uno dei cinque elementi fondamentali.
Il pianeta è sprovvisto di anelli e satelliti naturali.


Cenni storici

Si tratta del pianeta più vicino al Sole, di non semplicissima osservazione, ma comunque già noto alle popolazioni antiche, come Egizi, Cinesi, Sumeri (terzo millennio a.C.). Le difficoltà nell'individuarlo dipendono dalla piccola distanza dal Sole, che ne disturba sempre la visione durante il crepuscolo o poco prima dell'alba. I Sumeri lo chiamavano Ubu-idim-gud-ud ; i Babilonesi, che ci hanno tramandato la prima osservazione dettagliata dei pianeti, utilizzavano i nomi gu-ad o gu-utu .
I Greci assegnarono a Mercurio due nomi: Apollo, la stella del mattino, ed Hermes, la stella della sera. La realizzazione del fatto che si trattasse di un unico pianeta è attribuita a Pitagora. Sempre per via delle grandi difficoltà osservative, fino al '900 era opinione comune che in realtà esistesse un altro pianeta ancora più vicino al Sole di Mercurio, Vulcano, in seguito identificato con lo stesso corpo celeste.
Più recentemente, nel 1631 Pierre Gassendi fu il primo ad osservare un transito di Mercurio innanzi al Sole, secondo le previsioni fornite da Giovanni Keplero. Nel 1639 Giovanni Battista Zupi, utilizzando un telescopio, scoprì le fasi di Mercurio, analoghe a quelle di Venere e della Luna. Questo fornì la prova definitiva che Mercurio orbita intorno al Sole.
Le anomalie osservate nell'orbita del pianeta fecero ipotizzare a Urbain Le Verrier nel 1859 l'esistenza di un altro pianeta, che chiamò Vulcano; si supponeva che l'orbita di Vulcano si svolgesse interamente all'interno di quella di Mercurio. Il primo a dare una spiegazione corretta delle anomalie della precessione del perielio di Mercurio fu Albert Einstein grazie alla relatività generale nel 1915.
Solo negli anni sessanta del Novecento, grazie alle osservazioni radio e radar, si è calcolato con precisione il periodo di rotazione del pianeta, che prima si pensava uguale a quello di rivoluzione.

Mercurio mentre transita davanti al Sole

Osservazione da Terra

Trattandosi di un pianeta interno rispetto alla Terra, Mercurio appare sempre molto vicino al Sole (la sua elongazione massima è di 28,3°), al punto che i telescopi terrestri possono osservarlo solo di rado. La sua magnitudine apparente oscilla tra -0,4 e +5,5 a seconda della sua posizione rispetto alla Terra e al Sole.
Durante il giorno la luminosità solare impedisce ogni osservazione, e l'osservazione diretta è possibile solamente subito dopo il tramonto, sull'orizzonte ad ovest, oppure poco prima dell'alba verso est. Inoltre l'estrema brevità del suo moto di rivoluzione (solamente 88 giorni) ne permette l'osservazione solamente per pochi giorni consecutivi, dopo di che il pianeta si rende inosservabile da Terra.
Come nel caso della Luna e di Venere, anche nel caso di Mercurio è visibile, da Terra, un ciclo delle fasi, sebbene con strumenti amatoriali sia abbastanza difficoltoso rendersene conto.


Parametri orbitali


L'orbita di Mercurio risulta essere ellittica solo in prima approssimazione; è infatti soggetta alla precessione del perielio, effetto che mise in difficoltà gli astronomi del XIX secolo. Esso risulta spiegabile al momento attuale solo tramite la teoria della relatività generale, che proprio su questo fenomeno ha avuto uno dei suoi banchi di prova. Mercurio si muove su un'orbita di eccentricità 0,2056, a una distanza dal Sole compresa fra 46 000 000 e 69 000 000 km, con un valore medio di 58 000 000 km (rispettivamente 0,307, 0,466 e 0,387 unità astronomiche). Il periodo siderale di Mercurio è di 88 giorni, mentre il periodo sinodico è di 115,9 giorni. Il piano orbitale è inclinato sull'eclittica di 7º. L'orbita di Mercurio è soggetta a variazioni, dovute alle perturbazioni da parte degli altri pianeti; il fenomeno è particolarmente studiato e conosciuto per quanto riguarda il moto della linea degli apsidi, che fornisce una delle prove sperimentali della teoria della relatività generale.
La velocità media siderale del pianeta è pari a 48 km/s; si tratta della più alta fra i pianeti del sistema solare. Il moto di rotazione mercuriano, al contrario, è molto lento: esso impiega 58,6 giorni per compiere un giro su se stesso, e completa quindi tre rotazioni ogni due rivoluzioni (un chiaro esempio di risonanza orbitale). Questo fa sì che la durata dell'esposizione ai raggi solari per ogni punto della sua superficie sia molto elevata (176 giorni): Mercurio è il solo pianeta del sistema solare sul quale la durata del giorno, intesa come insolazione, è maggiore di un periodo di rivoluzione.


Confronto delle dimensioni dei quattro pianeti terrestri: da sinistra, Mercurio, Venere, la Terra e Marte.

Atmosfera

Analogamente alla Luna, per via della sua bassa attrazione gravitazionale Mercurio è sprovvisto di atmosfera, fatta eccezione per esili tracce di gas probabilmente frutto dell'interazione del vento solare con la superficie del pianeta. La composizione atmosferica è stata determinata come segue: potassio (31,7%), sodio (24,9%), ossigeno atomico (9,5%), argon (7,0%), elio (5,9%), ossigeno molecolare (5,6%), azoto (5,2%), anidride carbonica (3,6%), acqua (3,4%), idrogeno (3,2%). La pressione atmosferica al suolo, misurata dalla sonda Mariner 10, è nell'ordine di un millesimo di pascal.
A causa dell'assenza di un meccanismo di distribuzione del calore ricevuto dal Sole e della sua rotazione estremamente lenta, che espone lo stesso emisfero alla luce solare diretta per lunghi periodi, l'escursione termica su Mercurio è la più elevata finora registrata nell'intero sistema solare; l'emisfero illuminato raggiunge i 600 K (700 K nelle zone equatoriali), quello in ombra scende spesso fino a 90 K.

Superficie


Il cratere Zola, su Mercurio.


Similmente alla Luna, il suolo mercuriano è ampiamente craterizzato a causa dei numerosi impatti di asteroidi che hanno contrassegnato il suo passato e presenta bacini riempiti da vecchie colate laviche, ancora evidenti a causa della mancanza quasi assoluta di un'atmosfera. Alcuni crateri sono circondati da raggi. Si esclude la presenza sul pianeta di placche tettoniche.
In verità, non soltanto Mercurio e la Luna hanno subito urti con meteoriti; è tuttavia normale che i pianeti in possesso di un'atmosfera consistente risentano in misura assai minore dell'effetto degli impatti, poiché i corpi incidenti vengono fortemente erosi dall'attrito atmosferico. Inoltre l'atmosfera stessa
erode lentamente la superficie del pianeta, cancellando le tracce dell'urto. Oltre all'atmosfera ci sono diversi elementi che cancellano i crateri causati da asteroidi che non sono infatti presenti su mercurio, come il vento e l'acqua. Inoltre un cosi' ampio numero di crateri induce molti studiosi a presuporre che il pianete, come la Luna, manchi da numerosi secoli di attività interna.
I crateri più piccoli di Mercurio hanno diametro minore di 10 km, quelli più grandi superano i 200 km e prendono il nome di bacini. Al centro di molti crateri, spesso riempiti da antiche colate laviche ancora evidenti, s'innalzano piccole formazioni montuose. Il bacino più grande e più noto è il Mare Caloris, dal diametro di circa 1400 km: si tratta di una grande pianura circolare circondata da anelli di monti. Questo bacino deve il suo nome al fatto che si trova sempre esposto alla luce del sole durante il passaggio di Mercurio al perielio e pertanto è uno dei punti più caldi del pianeta.
La superficie di Mercurio presenta infine dei corrugamenti e delle faglie che attraversano il bordo dei crateri: queste ultime sono state probabilmente provocate dalla contrazione della crosta.
La ridotta distanza di Mercurio dal Sole e l'assenza di atmosfera lo rendono un pianeta con una grande escursione termica, con temperature superiori a 350 °C nella zona esposta al sole, mentre nella parte in ombra arrivano a
-170 °C. Inoltre l'insolazione media della superficie mercuriana è pari a circa 6 volte e mezzo quella della Terra; la costante solare ha un valore di 9,13 kW/m².
Sulla superficie di Mercurio l'accelerazione di gravità è mediamente pari a 0,377 volte quella terrestre. A titolo di esempio si potrebbe affermare che un uomo dalla massa di 70 kg che misurasse il proprio peso su Mercurio facendo uso di una bilancia tarata sull'accelerazione di gravità terrestre registrerebbe un valore pari a circa 25,9 kg.
Da recenti calcoli dati dal primo passaggio della sonda MESSENGER, si è rilevato un rimpicciolimento del pianeta di circa cinque km.

Nomenclatura

Oltre ai crateri, le strutture più importanti della superficie sono ampie zone pianeggianti, simili ai mari della Luna. La maggiore è di gran lunga Planitia Caloris (dal latino planitia , che significa pianura).

Struttura interna

La densità di Mercurio, pari a 5,43 kg/dm³, si discosta molto da quella lunare e, al contrario, è molto vicina a quella terrestre. Questo lascia supporre che, nonostante le somiglianze con la Luna, la struttura interna del pianeta sia più vicina a quella della Terra, con un nucleo particolarmente massiccio (fino all'80% del raggio mercuriano) formato da elementi pesanti. Ricerche pubblicate nel 2007 su Science , condotte con radar di alta precisione negli Stati Uniti e in Russia, hanno confermato l'idea di una frazione liquida nel nucleo di ferro-nichel. È quindi possibile distinguere un nucleo interno solido ed un nucleo esterno liquido. Il mantenimento di un nucleo liquido per miliardi di anni richiede la presenza di un elemento più leggero, come lo zolfo, che ne abbassi la temperatura di fusione dei materiali. L'idea che il nucleo
di Mercurio potesse essere liquido era già stata avanzata per


spiegare la presenza di un debole campo magnetico attorno al pianeta (rilevato per la prima volta dal Mariner 10 e quantificato in un centesimo di quello terrestre). Il campo rimane comunque difficilmente spiegabile, date le piccole dimensioni di Mercurio e la sua moderata velocità di rotazione.
Si suppone che il nucleo sia circondato da un mantello e da una spessa crosta.


La prima immagine dell'emisfero "sconosciuto" di Mercurio inviata da MESSENGER il 14 gennaio 2008


Esplorazione di Mercurio

Mercurio è stato visitato per la prima volta nel 1974-75 dalla sonda statunitense Mariner 10, che ha teletrasmesso a terra fotografie registrate nel corso di tre successivi sorvoli.
Concepito per l'osservazione di Venere e Mercurio, il Mariner 10 venne lanciato il 3 novembre 1973 e raggiunse il pianeta nel 1974. La sonda statunitense si avvicinò fino ad alcune centinaia di chilometri dal pianeta, trasmettendo circa 6000 fotografie e mappando il 40% della superficie mercuriana.
La NASA ha lanciato nel 2004 la sonda MESSENGER, il cui primo passaggio ravvicinato di Mercurio, avvenuto il 14 gennaio2008, è stato seguito dallo fly-by di ottobre 2008 e sarà replicato il settembre 2009 prima dell'ingresso in orbita attorno al pianeta previsto per il 18 marzo 2011. In seguito al primo fly-by di Mercurio, la sonda MESSENGER ha inviato a terra le prime immagini dell'emisfero "sconosciuto" di Mercurio.
Per il 2013 è invece previsto il lancio, da parte dell'ESA, della missione spaziale Bepi Colombo, così battezzata in onore dello scienziato, matematico e ingegnere Giuseppe Colombo (1920-1984), volta esclusivamente all'esplorazione del pianeta più interno.

Venere

Venere

Nuvole nell'atmosfera di Venere, rivelate dall'osservazione ai raggi ultravioletti (missione Pioneer Venus, 1979)

Classificazione

Pianeta terrestre

PARAMETRI ORBITALI

(epoca di riferimento: J2000)

Semiasse maggiore

108 208 926 km

0,72333199 UA

Perielio

107 476 002 km

0,71843270 UA

Afelio

108 941 849 km

0,72823128 UA

Circonf. orbitale

680 milioni di km

4,545 UA

Periodo orbitale

224,70059 giorni

(0,6151970 anni)

Periodo sinodico

583,92 giorni

(1,598687 anni)

Velocità orbitale

34 784 m/s (min)

35 020 m/s (media)

35 259 m/s (max)

Inclinazione orbitale

3,39471°

Inclinazione rispetto all'equat. del Sole

3,86°

Eccentricità

0,00677323

Longitudine del nodo ascendente

76,68069°

Argom. del perielio

54,85229°

Satelliti

no

Anelli

no

DATI FISICI

Diametro medio

12 103,7 km

Superficie

4,6 × 10 14

Volume

9,28 × 10 20

Massa

4,8685 × 10 24 kg

Densità media

5,204 × 10 3 kg/m³

Acceleraz. di gravità

in superficie

8,87 m/s² (0,904 g)

Velocità di fuga

10,4 km/s

Periodo di rotazione

243 giorni

Velocità di rotazione

(all'equatore)

1,81 m/s

Inclinazione assiale

2,64°

Temperatura superficiale

228 K (min)

737 K (media)

773 K (max)

Pressione atm.

93 000 hPa

Albedo

0,65

Venere è il secondo pianeta del Sistema Solare in ordine di distanza dal Sole, con un'orbita della durata di 224,7 giorni terrestri. Il suo simbolo astronomico è la rappresentazione stilizzata della mano della dea Venere che sorregge uno specchio ( ; Unicode: ♀).
È l'oggetto naturale più luminoso nel cielo notturno, con l'eccezione della Luna, raggiungendo una magnitudine apparente di -4.6. Venere raggiunge la sua massima brillantezza poco prima dell'alba o poco dopo il tramonto, e per questa ragione è spesso chiamata la "Stella del Mattino" o la "Stella della Sera".
Venere è il pianeta più caldo del sistema solare e non è dotato di satelliti o anelli, poiché ha un campo magnetico debole.
Classificato come un pianeta terrestre, a volte è definito il "pianeta gemello" della Terra, poiché i due mondi sono molto simili per quanto riguarda criteri quali dimensioni e massa.

Caratteristiche

Venere è uno dei quattro pianeti terrestri del sistema solare, il che significa che, come la Terra, è un corpo roccioso. In dimensioni e massa è molto simile alla Terra, ed è spesso descritta come il suo "gemello", inoltre, Venere sta subendo la stessa evoluzione che ha avuto la Terra nella sua formazione. Il diametro di Venere è inferiore a quello terrestre di soli 650 km, e la sua massa è l'81,5% di quella terrestre. A causa di questa differenza di massa, sulla superficie di Venere l'accelerazione di gravità è mediamente pari a 0,88 volte quella terrestre. A titolo di esempio, si potrebbe affermare che un uomo dalla massa di 70 kg che misurasse il proprio peso su Venere, facendo uso di una bilancia tarata sull'accelerazione di gravità terrestre, registrerebbe un valore pari a circa 61,6 kg.
Tuttavia, a dispetto di queste somiglianze, le condizioni sulla superficie venusiana sono molto differenti da quelle terrestri, a causa della spessa atmosfera di biossido di carbonio. La massa dell'atmosfera di Venere, infatti, è costituita per il 96,5% da biossido di carbonio, mentre il restante 3,5% è composto soprattutto da azoto.
In effetti Venere ha l'atmosfera più densa tra tutti i pianeti terrestri; la notevole percentuale di biossido di carbonio è dovuta al fatto che Venere non ha un ciclo del carbonio per incorporare nuovamente questo elemento nelle rocce e nelle strutture di superficie, né una vita organica che lo possa assorbire in biomassa. È proprio il biossido di carbonio ad aver generato un potentissimo effetto serra a causa del quale il pianeta è divenuto così caldo che si ritiene che gli antichi oceani di Venere siano evaporati, lasciando una asciutta superficie desertica con molte formazioni rocciose. Il vapor acqueo si è poi dissociato a causa dell'alta temperatura e l'idrogeno è stato diffuso nello spazio interplanetario dal vento solare.
La pressione atmosferica sulla superficie del pianeta è pari a 92 volte quella della Terra, ed è data, appunto, per la maggior parte dal biossido di carbonio e da altri gas serra. Il pianeta è inoltre ricoperto da un opaco strato di nuvole composte da acido solforico, altamente riflettenti, che, insieme alle nubi dello strato inferiore, impediscono alla sua superficie di essere visibile dallo spazio; questa impenetrabilità ha originato molteplici discussioni, perdurate fino a quando i segreti del suolo di Venere furono rivelati dalla planetologia nel ventesimo secolo.

Confronto delle dimensioni dei quattro pianeti terrestri: da sinistra, Mercurio, Venere, la Terra e Marte.


Geografia

La superficie di Venere è stata mappata nel dettaglio solo nel corso degli ultimi venti anni; il progetto Magellano ha elencato circa un migliaio di crateri di meteoriti: un numero sorprendentemente basso se confrontato a quello della Terra.
Circa l'80% della superficie di Venere è formata da lisce pianure vulcaniche. Il resto è costituito da due altipiani definiti continenti , uno nell'emisfero nord del pianeta e l'altro appena a sud dell'equatore. Il continente più a nord è chiamato Ishtar Terra, da Ishtar, la dea babilonese dell'amore, e ha circa le dimensioni dell'Australia. I Monti Maxwell, il più alto massiccio montuoso su Venere, si trovano su Ishtar Terra. Nel punto più alto i monti raggiungono gli 11 km al di sopra dell'altezza media della superficie del pianeta. Il continente a sud è chiamato Aphrodite Terra, dalla dea Greca dell'amore, e ha circa le dimensioni del Sud America. La maggior parte di questo continente è ricoperta da un intrico di fratture e di faglie.


Oltre a crateri da impatto, montagne e valli, comuni ai pianeti rocciosi, Venere è caratterizzata da alcune strutture di superficie assolutamente peculiari. Fra queste vi sono: strutture vulcaniche chiamate farra , larghe da 20 a 50 km e alte da 100 a 1000 m; fratture radiali, a forma di stella chiamate novae ; strutture con fratture sia radiali sia concentriche chiamate aracnoidi per la loro somiglianza con le tele di ragno; e infine le coronae , anelli circolari di fratture a volte circondate da una depressione. Tutte queste strutture hanno un'origine vulcanica. In effetti, la superficie di Venere appare geologicamente molto giovane, i fenomeni vulcanici sono molto estesi, e lo zolfo nell'atmosfera dimostrerebbe, secondo alcuni esperti, l'esistenza di fenomeni vulcanici attivi ancora oggi. Tuttavia, questo solleverebbe un enigma: l'assenza di tracce del passaggio di lava che accompagni una caldera tra quelle visibili.

Quasi tutte le strutture di superficie di Venere prendono il nome da figure femminili storiche e mitologiche. Le uniche eccezioni sono rappresentate dai Monti Maxwell, il cui nome deriva da James Clerk Maxwell, e da due regioni chiamate Alpha Regio e Beta Regio. Queste tre eccezioni si verificarono prima che il corrente sistema fosse adottato dall'Unione Astronomica Internazionale, l'ente che controlla la nomenclatura dei pianeti.

Struttura

Anche se vi sono poche informazioni dirette sulla sua struttura interna, le somiglianze in termini di dimensioni e di densità tra Venere e la Terra suggeriscono che i due pianeti possano avere una struttura interna simile: un nucleo, un mantello e una crosta. Come quello della Terra, il nucleo venusiano è almeno parzialmente liquido. Le dimensioni leggermente inferiori di Venere suggeriscono che le pressioni siano più basse nella parte interna rispetto a quelle terrestri. La differenza principale tra i due pianeti è l'assenza di placche tettoniche su Venere, dovute probabilmente alla superficie asciutta. Questo determina una minore dispersione di calore dal pianeta, impedendogli di raffreddarsi e dando una plausibile spiegazione alla mancanza di un campo magnetico generato internamente.
Si ritiene che Venere sia soggetta a periodici episodi di movimenti tettonici, dove la crosta sarebbe subdotta rapidamente nel corso di pochi milioni di anni, con intervalli di alcune centinaia di milioni di anni di relativa stabilità. Questo contrasta fortemente con la condizione più o meno stabile di subduzione e di deriva continentale che si verifica sulla Terra; tuttavia, la differenza è spiegabile con l'assenza su Venere di oceani, che agirebbero come
Venere 58
lubrificanti nella subduzione. Le rocce superficiali di Venere avrebbero meno di mezzo miliardo di anni poiché l'analisi dei crateri di impatto suggerisce che le dinamiche di superficie avrebbero modificato la superficie stessa (eliminando gli antichi crateri) negli ultimi miliardi di anni.

Parametri orbitali

L'orbita di Venere è quasi circolare e le variazioni della sua elongazione massima sono dovute più alla variazione della distanza tra Terra e Sole che alla forma dell'orbita di Venere.
Queste misurano sempre un angolo compreso tra 45° e 47°, dando al pianeta una visibilità più prolungata prima del sorgere del Sole o dopo il tramonto. Quando l'elongazione è massima, Venere può restare visibile per diverse ore.
L'eclittica sull'orizzonte è il fattore più importante per la visibilità di Venere. Nell'emisfero boreale l'inclinazione è massima dopo il tramonto nel periodo dell'equinozio di primavera, oppure prima dell'alba nel periodo dell'equinozio d'autunno. È importante anche l'angolo formato dalla sua orbita e l'eclittica: infatti Venere può avvicinarsi alla Terra fino a 40 milioni di chilometri e raggiungere un'inclinazione di circa 8° sull'eclittica, avendo un forte effetto sulla sua visibilità.
La rotazione di Venere è retrograda e molto lenta: un giorno dura circa 243 giorni terrestri. Alcune ipotesi sostengono che la causa sia da ricercarsi nell'impatto con un asteroide di dimensioni ragguardevoli. A causa della rotazione retrograda, il moto apparente del Sole è opposto a quello terrestre; quindi, chi si trovasse su Venere, vedrebbe l'alba a ovest e il tramonto ad est.
Siccome il pianeta impiega 225 giorni terresti per compiere un'intera rivoluzione attorno al Sole, su Venere il giorno
è più lungo dell'anno. Tuttavia, tra un'alba e l'altra trascorrono soltanto 117 giorni terrestri, perché, mentre il pianeta ruota su se stesso in senso retrogrado, esso si sposta anche lungo la propria orbita, compiendo il moto di rivoluzione, che procede in senso opposto rispetto a quello di rotazione; ne deriva che lo stesso punto della superficie si viene a trovare nella stessa posizione rispetto al Sole ogni 117 giorni terrestri.

Osservazione dalla Terra

Poiché il pianeta si trova vicino al Sole, può essere visto di solito soltanto per poche ore e nelle vicinanze del Sole stesso: durante il giorno la luminosità solare lo rende difficilmente visibile; è invece molto brillante subito dopo il tramonto (Vespero), sull'orizzonte ad ovest, oppure poco prima dell'alba ( Lucifero ) verso est, compatibilmente con la sua posizione.

Ha l'aspetto di una stella lucentissima, di colore giallo-biancastro. Le orbite del pianeta sono interne rispetto a quelle della Terra, quindi lo vedremo muoversi alternativamente ad est e ad ovest del Sole. La sua elongazione (la distanza angolare tra un pianeta e il Sole) può variare tra un valore massimo a ovest e un valore massimo a est. Periodicamente passa davanti o dietro al Sole, entrando quindi in "congiunzione": quando il passaggio avviene dietro, si ha una congiunzione superiore, (visibile prima dell'alba), quando avviene davanti si ha una congiunzione inferiore,(visibile dopo il tramonto).
A parte il Sole e la Luna, Venere è l'unico corpo celeste che, sia pur eccezionalmente, è visibile ad occhio nudo anche di giorno, a condizione che la sua elongazione dalla stella sia massima e che il cielo sia particolarmente terso.

Atmosfera

Osservazione

Molto tempo prima dell'arrivo delle sonde sovietiche sul suolo di Venere, erano già state acquisite le prove che il pianeta disponeva di un'atmosfera:
1. anzitutto, prima e dopo la congiunzione inferiore, il pianeta presenta una "falce" con le estremità molto angolate rispetto al normale angolo teorico di 180° (osservabile, ad esempio, nella Luna). Questa è la prova dell'esistenza di un'atmosfera, dal momento che il prolungamento delle punte della falce è dovuto alla riflessione della luce solare anche nell'emisfero non esposto al Sole, in virtù di un fenomeno di diffusione, o crepuscolo, provocato dall'atmosfera.
2. Quando Venere occulta una stella, l'occultamento non è istantaneo ma progressivo; cioè quando il disco del pianeta inizia a sovrapporsi a quello della stella, la luce della stella è ancora parzialmente visibile. Ciò si verifica perché la luce è in grado di penetrare parzialmente l'atmosfera. Analogamente, quando la stella ricompare, la luminosità non riappare improvvisamente (cosa che si verifica invece nel caso dell'occultamento di una stella da parte della Luna) ma in modo continuo.
Ma fu durante il transito del 1761 che l'astronomo russo Mikhail Lomonosov poté effettuare la prima osservazione diretta dell'atmosfera di Venere. Al telescopio, infatti, il pianeta, visto davanti al Sole, mostrava un margine non netto ma sfumato, cioè appariva circondato come da un alone: la prova palese dell'esistenza di un'atmosfera.

Venere nel transito del 2004. Chiaramente visibile l'alone analogo a quello osservato da Lomonosov nel 1761

Composizione

L'atmosfera di Venere è molto diversa da quella della Terra; essa è estremamente spessa, e consiste soprattutto di anidride carbonica e una piccola percentuale di azoto. La massa atmosferica è circa 93 volte quella dell'atmosfera terrestre, mentre la pressione sulla superficie del pianeta è circa 92 volte quella della Terra - una pressione equivalente a quella presente a circa mille metri di profondità in un oceano terrestre. La densità sulla superficie è di 65 kg/m3 (6,5% di quella dell'acqua). L'enorme atmosfera ricca di CO, insieme alle nubi di diossido di zolfo, genera il più forte effetto serra del sistema solare, creando una temperatura sulla superficie di oltre 460 °C.
Questo rende la superficie di Venere più calda di quella di Mercurio (e di qualunque altro pianeta del sistema solare), anche se Venere è due volte più lontana dal Sole di Mercurio e riceve solo il 25% dell'irradiazione di Mercurio.
A causa dell'assenza di acqua su Venere, non vi è umidità relativa sulla superficie.
Gli studi hanno suggerito che, miliardi di anni fa, l'atmosfera di Venere fosse molto più simile a quella terreste di quanto non lo sia ora, e che vi fossero distese d'acqua probabilmente abbondanti sulla superficie; ma l'effetto serra fu moltiplicato dall'evaporazione dell'acqua originale, che generò un livello critico di gas serra nell'atmosfera.

Tempo atmosferico

Venere è un mondo con una situazione climatica estrema ed invariante. L'inerzia termica e lo spostamento del calore da parte dei venti nella parte più bassa dell'atmosfera fanno sì che la temperatura della superficie di Venere non cambi significativamente tra giorno e notte, nonostante la rotazione estremamente lunga del pianeta: quindi la superficie di Venere è isotermica, cioè mantiene una temperatura costante tra il giorno e la notte e tra l'equatore e i poli.
La modesta inclinazione assiale del pianeta - meno di tre gradi (in confronto ai 23,5° dell'asse terrestre) - contribuisce a diminuire ulteriormente i cambiamenti stagionali delle temperature.
L'unica variazione apprezzabile si ha con l'aumento dell'altitudine: nel 1990 la Sonda Magellano, effettuando riprese radar, rilevò una sostanza molto riflettente che si trovava sulla cima dei picchi montuosi più alti, simile nell'aspetto alla neve che si trova sulle montagne della Terra; questa sostanza potrebbe formarsi in un processo simile a quello che causa la neve sulla Terra, sebbene la sua temperatura sia molto più alta. Essendo troppo volatile per condensare sulla superficie, si eleva in forma gassosa verso cime più alte e più fredde, su cui cade poi come precipitazione. La natura di questa sostanza non è conosciuta con certezza, ma alcune speculazioni propongono che si possa trattare di tellurio elementare o persino di solfuro di piombo (galena).
Il tellurio è un metallo raro sulla Terra, ma potrebbe essere abbondante su Venere. Anche secondo lo studioso delle atmosfere Dave Greenspun, il tellurio potrebbe assumere, sui picchi montuosi di Venere, dove la temperatura è più bassa rispetto alle altre zone della superficie, la forma di una specie di neve metallica.
I venti sulla superficie sono lenti, con una velocità di pochi chilometri all'ora, ma a causa dell'alta densità dell'atmosfera, essi spirano con una notevole forza e trasportano polvere e pietre. Basterebbe solo questo a rappresentare un ostacolo al movimento di un uomo sulla superficie, anche se il calore e la pressione non fossero un problema. Nello strato più alto delle nubi, invece, i venti soffiano con grande intensità, fino a 300 km/h, e sferzano l'intero pianeta con un periodo di 4-5 giorni.
Le nubi di Venere sono soggette a frequenti scariche elettriche (fulmini), e anzi la loro composizione ne favorisce la formazione più frequentemente di quelle sulla Terra.
L'esistenza di fulmini è stata controversa fin da quando le sonde sovietiche Venera avevano osservato scariche elettriche nella parte bassa dell'atmosfera, che si succedevano con cadenze che sembravano decine o centinaia di volte più frequenti dei lampi sulla Terra. Gli scienziati sovietici chiamarono questo fenomeno "il drago elettrico di Venere".
In seguito, nel 2006 - 2007, la sonda Venus Express osservò chiaramente un'onda elettromagnetica di elettroni: era la prova che un fulmine si era appena scaricato. La sua apparenza intermittente indicava una traccia associata con attività climatica. Il tasso di fulmini è, secondo le stime più prudenti, la metà di quello sulla Terra.
Le nuvole riflettono circa il 60% della luce solare nello spazio, e impediscono l'osservazione diretta della superficie di Venere nello spettro visibile. A causa dello strato di nubi, nonostante Venere sia più vicina al Sole di quanto lo sia la Terra, la superficie venusiana non ne è altrettanto riscaldata o illuminata. A mezzogiorno la luminosità di superficie corrisponde, grosso modo, a quella osservabile sulla Terra in una giornata molto nuvolosa.
Le nubi coprono l'intero pianeta, e sono quindi più simili a una spessa coltre di nebbia che alle nuvole terrestri. Per questo motivo, un ipotetico osservatore che si trovasse sulla superficie, non sarebbe mai in grado di vedere direttamente il Sole, ma potrebbe soltanto intravederne la luminosità. In assenza dell'effetto serra causato dall'anidride carbonica dell'atmosfera, la temperatura sulla superficie di Venere sarebbe abbastanza simile a quella terrestre.

Venere nella cultura umana

Nell'antichità


Essendo uno degli oggetti più luminosi nel cielo, il pianeta è conosciuto sin dall'antichità e ha avuto un significativo impatto sulla cultura umana.
È descritto dai Babilonesi in svariati documenti in scrittura cuneiforme, come il testo detto La Tavola di Venere di Ammisaduqa . I Babilonesi chiamarono il pianeta Ishtar, la dea della mitologia babilonese (connaturata con la dea Inanna dei Sumeri), personificazione dell'amore ma anche della battaglia. Gli Egizi identificavano Venere con due pianeti diversi, e chiamavano la stella del mattino Tioumoutiri e la stella della sera Ouaiti. Allo stesso modo, i Greci distinguevano tra la stella del mattino Φωσφόρος, o Phosphoros, e la stella della sera Ἓσπερος, o Hesperos; tuttavia, nell'epoca Ellenistica, si comprese che si trattava dello stesso pianeta. Hesperos fu tradotto in Latino come Vespero e Phosphoros come Lucifero ("portatore di luce"), termine poetico in seguito utilizzato per l'angelo caduto allontanato dal cielo.

Un codice Maya rappresentante l'osservazione di Venere

Gli Ebrei chiamavano Venere Noga ("luminoso"), Helel ("chiaro"),

Ayeleth-ha-Shakhar ("cervo del mattino") e Kochav-ha-'Erev ("stella della sera"). Venere era importante per la civiltà Maya, che sviluppò un calendario religioso basato in parte sui suoi movimenti, e si basava sulle fasi di Venere per valutare il tempo propizio per eventi quali le guerre.
Il popolo Maasai definì Venere Kileken, e ha una tradizione orale, incentrata sul pianeta, denominata "Il bambino orfano".
Venere ha un ruolo significativo nelle culture degli australiani aborigeni, come i Yolngu nell'Australia del Nord. Gli Yolngu si radunavano per aspettare la comparsa di Venere, che chiamavano Barnumbirr, e che, secondo la tradizione, permetteva di comunicare con i propri cari morti.
Nell'astrologia occidentale, influenzata dalle connotazioni storiche legate alle divinità dell'amore, si ritiene che Venere influenzi questo aspetto della vita umana. Nell'astrologia indiana del Veda, Venere è nota come Shukra , ovvero "chiara, pura" in Sanscrito. Gli antichi astronomi cinesi, Coreani, Giapponesi e Vietnamiti chiamavano il pianeta "la stella d'oro". Nella spiritualità Lakota, Venere è associata con l'ultima fase della vita e con la saggezza.

Nella letteratura

L'impenetrabile strato di nuvole che ricopre Venere ha dato agli scrittori di fantascienza del passato totale libertà di speculare sulle condizioni della sua superficie. Il pianeta è stato spesso rappresentato come significativamente più caldo della Terra, ma, nonostante questo, ancora abitabile dagli uomini. Il genere ha raggiunto il suo picco tra il 1930 e il 1950 circa, quando gli scienziati avevano rivelato alcune caratteristiche di Venere, ma non si era ancora consapevoli delle aspre condizioni della sua superficie. Robert Heinlein ha ambientato la sua serie Future History su Venere, ispirato dalla tesi del chimico Svante Arrhenius sulla presenza di una palude fumosa sulla quale la pioggia cadeva incessantemente. A tale ipotesi si è rifatto anche Ray Bradbury nel racconto breve Pioggia senza fine . Isaac Asimov descrisse invece il pianeta come ricoperto da un immenso oceano ricco di vita acquatica.
Mentre la conoscenza scientifica di Venere avanzava, autori di fantascienza come Arthur C. Clarke hanno cercato di tenere il passo con le nuove informazioni.

Dubbi linguistici

L'aggettivo Venusiano , derivante dal latino Venus [19] , è spesso utilizzato in riferimento a Venere; tuttavia la forma più corretta sarebbe quella, oggi poco utilizzata, di Venereo , derivata dal Latino venereus o venerius; il termine arcaico Citereo , dal latino Cytherea derivante dal nome dell'isola Citera sacra alla dea Afrodite, è ancora occasionalmente usato. Venere è il solo pianeta nel Sistema Solare che abbia ricevuto un nome di figura femminile.

Esplorazioni

Oggi sappiamo che Venere possiede una superficie rovente, sulla quale insiste un'atmosfera corrosiva con un'altissima pressione. Ma nel 1960 nessuno avrebbe potuto dire cosa ci fosse effettivamente sotto l'impenetrabile strato di nuvole del pianeta.
In quel periodo, Carl Sagan teorizzò che Venere fosse coperta da un oceano, non fatto di acqua ma di idrocarburi. Altri studiosi ritenevano che il pianeta fosse ricoperto da paludi, mentre altri ancora ipotizzavano un mondo desertico. Gli scienziati sovietici delle missioni Venera erano così propensi ad aspettarsi un oceano che sulla sonda Venera 4, lanciata nel 1967, installarono un morsetto fatto di zucchero bianco raffinato che, a contatto con l'acqua (o un altro fluido dotato della giusta composizione e temperatura), si sarebbe sciolto, facendo scattare l'antenna, che con questo stratagemma si sarebbe salvata dall'affondamento della sonda [10] . Ma su Venere la sonda Venera 4 non solo non trovò un oceano, ma non raggiunse neppure la superficie: smise infatti di trasmettere quando la pressione atmosferica superò le 15 atmosfere: soltanto una frazione delle 93 atmosfere presenti sulla superficie del pianeta.
Si trattava, comunque, di un risultato straordinario: per la prima volta un veicolo costruito dall'uomo aveva comunicato dati relativi all'analisi delle condizioni di un ambiente extraterrestre. I russi si misero subito d'impegno per progettare una sonda più resistente. Il team di V. G. Perminov ipotizzò dapprima che tale sonda dovesse resistere a una pressione di 60 atmosfere, quindi di 100, e infine di 150 atmosfere. Per tre anni, il team di Perminov testò le sonde in condizioni estreme e, per simulare l'atmosfera di Venere, costruì la più grande pentola di Papin del mondo - in pratica una pentola a pressione gigantesca - in cui le sonde venivano immesse finché non si schiacciavano o fondevano.


Finalmente, il 15 dicembre 1970, la Venera 7 trasmise il segnale tanto atteso: la prima sonda costruita dall'uomo era atterrata su un altro pianeta e aveva comunicato con la Terra. Nel 1975 i sovietici inviarono la sonda Venera 9, equipaggiata con un disco frenante per la discesa nell'atmosfera e di ammortizzatori per l'atterraggio, che trasmise immagini in bianco e nero della superficie di Venere, mentre le sonde Venera 13 e 14 rimandarono le prime immagini a colori di quel mondo.

Terra

Terra

Classificazione

Pianeta terrestre

PARAMETRI ORBITALI

(epoca di riferimento: J2000)

Semiasse maggiore

149 597 887,5 km

1,000 000 112 4 UA

Perielio

147 098 074 km

0,983 289 891 2 UA

Afelio

152 097 701 km

1,016 710 333 5 UA

Circonf. orbitale

924 375 700 km

6,179 069 900 7 UA

Periodo orbitale

1,000 017 5 anni

(365,256 366 giorni)

Velocità orbitale

29,291 km/s (min)

29,783 km/s (media)

30,287 km/s (max)

Inclinazione rispetto all'equat. del Sole

7,25°

Eccentricità

0,016 710 219

Longitudine del nodo ascendente

348,739 36°

Argom. del perielio

114,207 83°

Satelliti

1 Luna

Anelli

no



DATI FISICI

Diametro equat.

12 756,274 km

Diametro polare

12 713,504 km

Diametro medio

12 745,594 km

Superficie

5,100 656 × 10 14

Volume

1,083 207 3 × 10 21

Massa

5,9742 × 10 24 kg

Densità media

5,5153 × 10 3 kg/m³

Acceleraz. di gravità

in superficie

9,7801 m/s² (all'equatore) (0,997 32 g)

Velocità di fuga

11 186 m/s

Periodo di rotazione

0,997 258 giorni

giorno sidereo(23,934 ore)

Velocità di rotazione

(all'equatore)

465,11 m/s;

Inclinaz. dell'asse sull'eclittica

23,439 281°

A.R. polo nord

0° (0 h 0 min 0 s)

Declinazione

90°

Temperatura superficiale

185 K (min)

287 K (media)

331 K (max)

Pressione atm.

101 300 Pa

Albedo

0,367

La Terra è il pianeta su cui vive l'umanità, il terzo in ordine di distanza dal Sole. È il più grande dei pianeti terrestri del sistema solare, sia per quanto riguarda la massa sia per il diametro, ed è l'unico corpo planetario del sistema solare adatto a sostenere la vita, almeno tra quelli conosciuti alla scienza moderna (anche se vi sono ipotesi e in alcuni casi anche deboli indizi a sostegno della tesi per cui la vita, probabilmente in forma microscopica, sarebbe stata presente o potrebbe tuttora sussistere su alcuni corpi del sistema solare come Marte, Venere e alcuni satelliti naturali dei pianeti gassosi).
È il primo pianeta conosciuto a possedere acqua in tutti e tre gli stati (solido, liquido, gassoso) sulla sua superficie, ed il solo nell'Universo noto per la presenza di vita.
Possiede un campo magnetico, che, insieme ad una atmosfera composta in prevalenza da azoto ed ossigeno, la protegge dalle radiazioni nocive alla vita; l'atmosfera inoltre funziona come scudo contro le piccole meteore, causandone la distruzione per calore da attrito prima del raggiungimento della superficie.
La formazione della Terra è datata circa 4,54 miliardi di anni, e possiede un solo satellite naturale, la Luna, la cui età di formazione, datata su alcuni campioni delle rocce più antiche, è risultata compresa tra 4,29 e 4,56 miliardi di anni fa.
Il suo asse di rotazione è inclinato rispetto alla perpendicolare al piano dell'eclittica: questa inclinazione, combinata con la rivoluzione della Terra intorno al Sole, è causa dell'alternarsi delle stagioni.
Le condizioni atmosferiche primordiali sono state alterate in maniera preponderante dalla presenza di forme di vita, le quali hanno creato un diverso equilibrio ecologico, plasmando la superficie del pianeta. Circa il 71% della superficie è coperta da oceani ad acqua salata, mentre il restante 29% è rappresentato dai continenti e dalle isole.
La superficie esterna è suddivisa in diversi segmenti rigidi, o placche tettoniche, che si spostano lungo la superficie in periodi di diversi milioni di anni.
La parte interna, attiva dal punto di vista geologico, è composta da uno spesso strato relativamente solido o plastico, denominato mantello, e da un nucleo, diviso a sua volta in nucleo esterno, dove si genera il campo magnetico, ed un nucleo interno solido, costituito principalmente da ferro e nichel. Tutto ciò che riguarda la composizione della parte interna della terra resta comunque pura ipotesi e manca di verifica ed osservazione diretta.
Importanti sono le influenze esercitate sulla Terra dallo spazio esterno; infatti la Luna è all'origine del fenomeno delle maree, stabilizza lo spostamento dell'asse terrestre ed ha lentamente modificato la lunghezza del periodo di rotazione del pianeta (rallentandolo); un bombardamento di comete durante le fasi primordiali ha giocato un ruolo fondamentale nella formazione degli oceani e, in un periodo successivo, alcuni impatti di asteroidi hanno provocato significativi cambiamenti delle caratteristiche della superficie e ne hanno alterato la vita presente.
Il simbolo astronomico della Terra è un cerchio con all'interno una croce (Unicode: U+2641; esadecimale: &#x2641,
♁): la linea orizzontale rappresenta l'equatore, mentre quella verticale un meridiano ( , occasionalmente anche ).

Storia della Terra


La Terra vista dalla Luna.

Gli scienziati sono riusciti a ricostruire la storia della Terra. La Terra e gli altri pianeti del sistema solare si formarono 4,57 miliardi di anni fa. Inizialmente liquefatto il pianeta andò a raffreddarsi, formando una crosta terrestre sempre più di tipo granitica, simile all'odierna. La Luna, si formò subito dopo, probabilmente a causa dell'impatto tra la Terra e un pianetino grande quanto Marte e avente circa il 10% della massa della Terra, conosciuto come Theia. Nell'urto tra i due corpi, un po' della massa di questo piccolo corpo celeste si unì alla Terra ed una porzione fu espulsa nello spazio, ma abbastanza materiale sopravvisse per formare un satellite orbitante.
Nacque la prima forma di vita.
L'attività vulcanica, decisamente maggiore dell'odierna, produsse l'atmosfera primordiale, molto ricca di biossido di carbonio. Il vapore acqueo condensandosi produsse gli oceani.
Circa 3,5 miliardi di anni fa lo sviluppo della fotosintesi permise ad alcune forme di vita di assorbire l'energia solare; l'ossigeno, prodotto di scarto della fotosintesi, si accumulò nell'atmosfera e creò uno strato di ozono (una forma di ossigeno molecolare) nell'atmosfera superiore. L'incorporazione di cellule più piccole in altre di dimensioni maggiori fece si che si svilupparono cellule più complesse delle cellule procarioti, chiamate eucarioti.
Protette dallo strato di ozono che impediva ai raggi ultravioletti, dannosi per la vita, di attraversare l'atmosfera le varie forme di vita colonizzarono la superficie della Terra.
La primordiale struttura geologica di microplacche continentali andò verso una primaria aggregazione, formando dei continenti che occasionalmente si univano per formare un supercontinente. Circa 750 milioni di anni fa (mya), il primo supercontinente conosciuto (la Rodinia) cominciò a dividersi in continenti più piccoli. I continenti in seguito si riunirono per formare la Pannotia, 600 – 540 mya, e finalmente la Pangea, che si divise in continenti più piccoli circa 180 milioni di anni fa ponendo le basi per la situazione geografica moderna.
Dal 1960 si è ipotizzato che diverse ere glaciali tra i 750 ed i 580 milioni di anni fa, durante il Neoproterozoico, abbiano coperto di ghiaccio la maggior parte del pianeta. Questa ipotesi (non ancora accettata dall'intera comunità scientifica) è conosciuta con il nome di Terra a palla di neve, e deve il particolare interesse al fatto che precede l'esplosione del Cambriano, dove le forme di vita multicellulari cominciarono a proliferare.
Successivamente al Cambriano, circa 530 milioni di anni fa, si sono succedute cinque estinzioni di massa. L'ultima di esse, avvenuta 65 milioni di anni fa, probabilmente causata da una collisione meteoritica provocò, l'estinzione dei dinosauri e di altri animali, tra cui le ammoniti, ma risparmiò alcuni piccoli animali, come i mammiferi, che presero il sopravvento nel periodo successivo. In seguito i mammiferi si diversificarono, finché un animale africano, assomigliante ad una scimmia, guadagnò l'abilità di mantenere una posizione eretta.
Questa evoluzione permise l'utilizzo di utensili, incoraggiò la comunicazione al fine di provvedere ad una migliore nutrizione e creò i presupposti per lo sviluppo di una maggiore area cerebrale. Lo sviluppo della agricoltura, e della civiltà, permise agli esseri umani di plasmare la Terra in un tempo così breve come nessuna altra forma di vita era riuscita a fare, influenzando sia la natura, sia la quantità delle altre forme di vita.
La fase recente delle ere glaciali incominciò circa 40 milioni di anni fa, intensificandosi durante il Pleistocene, circa 3 milioni di anni fa. Le regioni polari sono state sottoposte a svariati cicli di glaciazioni e disgeli, succedutisi ogni 40-100 000 anni. L'ultima di queste fasi terminò 10 000 anni fa, lasciando il pianeta in una situazione morfo-climatica abbastanza stabile fino ai giorni nostri.

Età della Terra

Modelli chimici basati sull'attuale abbondanza di isotopi radioattivi con lunghissimi tempi di decadimento e l'analisi composizionale di materiale non differenziato proveniente da meteoriti e dalla Luna datano la formazione della Terra a 4,65 miliardi di anni fa. La difficoltà principale nella determinazione dell'età della Terra è legata al fatto che nessuna roccia attualmente affiorante sul pianeta presenta questa età; ciò è dovuto alla natura fluida o plastica della totalità della crosta terreste durante il primo miliardo di anni circa. Inoltre processi di differenziazione magmatica separavano in questa prima fase i vari elementi concentrandone solo alcuni all'interno della crosta terrestre. Questo frazionamento rende difficile stabilire con esattezza il contenuto iniziale di alcuni geocronometri e pertanto non è possibile calcolare con esattezza le abbondanze iniziali.
Le rocce più antiche rinvenibili sul pianeta sono rocce continentali, si ritrovano nei cratoni e hanno un'età pari a 4,1 miliardi di anni. La maggior parte della crosta oceanica è più giovane, perché continuamente riciclata dai meccanismi legati alla tettonica delle placche: le rocce più antiche in questo tipo di crosta sono giurassiche e hanno un'età di 100 milioni di anni.
L'età della Terra fu determinata da Clair Patterson nel 1953, utilizzando metodi radiometrici legati al decadimento dell'uranio.

Caratteristiche fisiche

La Terra è il maggiore sia per dimensione che per massa dei quattro pianeti terrestri (insieme a Mercurio, Marte e Venere), composto per lo più da roccia e silicati; tale termine è contrapposto ai giganti gassosi, pianeti appartenenti al sistema solare esterno. Sempre tra i pianeti terrestri è quello con la maggiore densità, la più alta gravità e il più forte campo magnetico.

Forma

La forma della Terra viene correttamente definita come geoide, ma è decisamente simile ad uno sferoide oblato (solido di rotazione che si ottiene dalla rotazione di un'ellisse attorno al proprio asse minore), da cui si discosta per un massimo di 100 metri.
Il diametro medio dello sferoide di riferimento è circa 12 742 km, tuttavia, in maniera più approssimativa si può definire come 40 009 km/π, dato che il metro è stato originariamente definito come 1/10 000 000 della distanza tra l'equatore e il polo nord passando per Parigi, Francia.
La rotazione della Terra è la causa del rigonfiamento equatoriale, che comporta un diametro equatoriale di 43 km maggiore di quello polare. Le maggiori deviazioni locali sulla superficie sono: il Monte Everest, con 8850 m (sopra il locale livello del mare) e la Fossa delle Marianne, con 10 924 m (sotto il locale livello marino). Se si paragona la Terra ad un perfetto ellissoide, essa ha una tolleranza di circa una parte su 584, o di 0,17%, che è minore dello 0,22% di tolleranza ammesso nelle palle da biliardo. A causa della presenza del rigonfiamento, inoltre, il luogo maggiormente distante dal centro della Terra è situato attualmente sul Monte Chimborazo in Ecuador.

Geosfera

L'interno della Terra, detto anche geosfera , è costituito da rocce di diversa composizione e fase (solida, principalmente, ma talvolta anche liquida).

Grazie allo studio dei sismogrammi si è giunti a considerare l'interno della terra suddiviso in una serie di gusci; difatti si è notato che le onde sismiche subiscono fenomeni di rifrazione nell'attraversare il pianeta. La rifrazione consiste nella modifica della velocità e della traiettoria di un'onda quando questa si trasmette ad un mezzo con differente densità. Si sono potute così rilevare superfici in profondità in cui si verifica una brusca accelerazione e deviazione delle onde, e in base a queste sono state identificate quattro zone sferiche concentriche: la crosta, il mantello, il nucleo esterno e il nucleo interno.
L'interno della Terra, come quello degli altri pianeti terrestri, è diviso
chimicamente in una crosta formata da rocce da basiche ad acide, un mantello ultrabasico e un nucleo terrestre composto principalmente da ferro. Il pianeta è abbastanza grande da avere un nucleo differenziato in un nucleo interno solido e un nucleo esterno liquido, che produce un debole campo magnetico a causa della convezione del suo materiale elettricamente conduttivo. Dal punto di vista delle proprietà meccaniche, la crosta e la porzione superiore del mantello formano la litosfera, rigida; mentre una porzione intermedia del mantello, che si comporta in un certo senso come un fluido enormemente viscoso, costituisce l'astenosfera.
Materiale proveniente dall'astenosfera si riversa continuamente in superficie attraverso vulcani e dorsali oceaniche non conservando però la composizione originale perché soggetto a cristallizzazione frazionata.
Lo schema seguente riassume le profondità, la caratteristica principale per la definizione dei vari gusci che compongono la Terra e la loro densità:

Profondità (km)

Porzione terrestre

Proprietà

Densità

g/cm³

0-60

  Litosfera: varia tra i 5 km ed i 120 km; comprende crosta e la parte più superficiale del mantello superiore.

fisiche

  0-35

Crosta: varia tra i 5-10 km di quella oceanica, ai 30-70 di quella continentale.

chimiche

2,2-2,9

  35-60

Mantello litosferico o litosfera densa: parte superficiale del mantello superiore.

fisiche

3,4-4,4

35-2900

  Mantello terrestre

fisiche e chimiche

3,4-5,6

  100-700

Mantello superiore, di cui la parte superficiale si associa alla litosfera. La parte più spessa è detta astenosfera, di 100-250km di spessore.
La parte inferiore è definita "zona di transizione" verso il mantello superiore, o mesosfera, da non confondere con l'omonimo strato atmosferico.

fisiche

  700-2900

Mantello inferiore, di circa 2000km di spessore.

fisiche

2900-5100

  Nucleo esterno

fisiche e chimiche

9,9-12,2

5100-≈6375

  Nucleo interno

fisiche e chimiche

12,8-13,1

Proprietà chimico-fisiche della geosfera

Tabella degli ossidi della Crosta terrestre di F. W. Clarke

Composto

Formula

 
diossido di silicio

SiO2 59,71%

ossido di alluminio

Al2O3 15,41%

ossido di calcio

CaO

4,90%

ossido di magnesio

MgO

4,36%

ossido di sodio

NaO2 3,55%

ossido di ferro

FeO

3,52%

ossido di potassio

K2O 2,80%

triossido di diferro

Fe2O3 2,63%

acqua

H2O 1,52%

diossido di titanio

TiO2 0,60%

anidride fosforica

P2O5 0.22%

Totale

99,22%

La massa della Terra è circa di 5,98x10^24 kg (ovvero quasi 6000 trilioni di tonnellate).
È costituita principalmente da
• ferro (32,1%)
• ossigeno (30,1%)
• silicio (15,1%)
• magnesio (13,9%)
• zolfo (2,9%)
• nichel (1,8%)
• calcio (1,5%)
• alluminio (1,4%)
• altri elementi (1,2%)

Si ritiene che il nucleo sia costituito principalmente di ferro (88,8%) con piccole quantità di nichel (5,8%) e zolfo (4,5%).
Il geochimico F. W. Clarke ha calcolato che poco più del 47% della crosta terrestre è composta da ossigeno. I costituenti più comuni sono rappresentati dagli ossidi; cloro, zolfo e fluoro sono le uniche importanti eccezioni, sebbene la loro presenza totale nelle rocce sia inferiore all'1%. Gli ossidi principali sono i silicati, gli ossidi di alluminio, di ferro, di calcio, magnesio, potassio e di sodio. I silicati sono la componente acida della crosta terrestre, andando a rappresentare e costituire tutti i principali minerali delle rocce intrusive. Analizzando 1672 campioni di tutti i tipi di rocce, Clarke ha dedotto che il 99,22% di esse erano composte da solo 11 ossidi (vedi tabella a destra), mentre i rimanenti costituenti erano presenti solo in quantità veramente ridotte.
La temperatura all'interno della Terra aumenta con un gradiente geotermico di circa 25 °C/km nella crosta, per poi diminuire a 0.7 °C-0.8 °C/km nelle altre zone; è direttamente collegata alla pressione. Raggiunge i 5270 K (circa 5000 °C) ed una pressione di 3600 kbar nella porzione di nucleo interno. Il calore interno è stato generato in parte durante la formazione del pianeta e da allora ulteriore calore è stato continuamente generato dal decadimento radioattivo di isotopi dell'uranio, del torio e del potassio. Il calore trasmesso dall'interno all'esterno del pianeta deriva dai moti convettivi del mantello, anche se, essendo le rocce cattive conduttrici termiche, rappresenta solo un ventimillesimo dell'energia che il pianeta riceve dal Sole.
La densità media della Terra è di 5,515 g/cm³, rendendolo il pianeta più denso del Sistema Solare; tuttavia non è costante, ma è direttamente proporzionale all'aumentare della profondità. Nella crosta terrestre passa da 2,2 a 2,9 g/cm³, per aumentare progressivamente nel mantello, con una densità da 3,4 a 5,6 g/cm³, e giungere nel nucleo a valori compresi tra i 9 e i 13 g/cm³.

Tettonica a zolle

In accordo con la teoria della tettonica a zolle , che è oramai accettata dalla quasi totalità degli esperti in Scienze della Terra, la zona più esterna della Terra è suddivisa in due parti: la litosfera, comprendente la crosta terrestre e la parte più superficiale del mantello superiore, e l'astenosfera che forma la parte più interna e profonda del mantello. L'astenosfera si comporta come un liquido sovrariscaldato che fa muovere le placce litosferiche, ed è estremamente viscoso.
La litosfera sostanzialmente galleggia sulla astenosfera ed è suddivisa in quelle che comunemente sono chiamate placche tettoniche:

1 - Astenosfera; 2 - Litosfera; 3 - Punto caldo; 4 - Crosta oceanica; 5 - Placca in subduzione;

6 - Crosta continentale; 7 - Zona di rift continentale (Nuovo margine di placca); 8 - Placca a margine convergente; 9 - Placca a margine divergente; 10 - Placca a margine trasforme;

11 - Vulcano a scudo; 12 - Dorsale oceanica; 13 - Margine di placca convergente; 14 - Strato vulcano; 15 - Arco isola; 16 - Placca 17 - Astenosfera; 18 - Fossa

Queste placche sono segmenti rigidi che si muovono le une rispetto alle altre secondo tre tipologie di movimento: convergente, divergente e trasforme. Un'ultima tipologia di movimento avviene quando due placche si muovono lateralmente rispetto ad un'altra, utilizzando una faglia strike-slip. Tramite gli spostamenti di queste placche il pianeta è stato plasmato, alternando momenti in cui era presente un solo super-continente, a situazioni simili alla odierna. Esistono le placche litosferiche di tipo continentale e di tipo oceanico. Inoltre la collisione tra due o più placche tettoniche è la base per la genesi delle catene montuose, sulla parte di placca litosferica di tipo continentale; mentre una loro divergenza può portare alla nascita di una dorsale oceanica, sulla parte di placca litosferica di tipo oceanica e; quindi, di nuova crosta. Pertanto i limiti tra le placche tettoniche sono zone di elevata attività geologica e di intensi sforzi, e lungo di esse si concentrano la maggior parte delle aree sismiche, con terremoto anche di forte intensità, e delle aree vulcaniche.

Mappa delle placche tettoniche della Terra



Le placche principali sono:

Nome della placca

Area

Copertura

Nome della placca

10 6 km²

10 6 mi²

Copertura

Placca africana

61,3

23,7

Africa

Placca antartica

60,9

23,5

Antartide

Placca australiana

47,2

18,2

Australia

Placca euroasiatica

67,8

26,2

Asia e Europa

Placca nordamericana

75,9

29,3

Nord America e nord-est

Siberia

Placca sudamericana

43,6

16,8

Sud America

Placca pacifica

103,3

39,9

Oceano pacifico

Numerose sono le placche minori o di più piccola dimensione, tra esse le principali sono: la Placca indiana, la Placca arabica, la Placca caraibica, la Placca di Nazca lungo la costa occidentale del Sud America e la Placca scozzese nell'Oceano Atlantico meridionale. Le placche a movimento più rapido si trovano nelle zone oceaniche, con la
Placca di Cocos che si sposta con un tasso di 75 mm/anno [30] e la Placca pacifica che si sposta con un tasso di 52-69
mm/anno. All'estremo, la placca con il movimento più lento è quella euroasiatica, in movimento con un tasso medio di circa 21 mm/anno.

Superficie

La superficie terrestre può variare enormemente da luogo a luogo. Circa il 70,8% della superficie è coperta da acqua; inoltre la maggior parte della piattaforma continentale si trova al di sotto del livello marino. Nella parte sommersa del pianeta sono presenti tutte le caratteristiche tipiche di un territorio montuoso, comprendenti un sistema di dorsali medio oceaniche, dei vulcani sommersi, delle fosse oceaniche, dei canyons sottomarini, degli altipiani e delle piane abissali. Il rimanente 29,2% emerso consiste di montagne, deserti, pianure, altipiani e altre zone geomorfologiche minori. La superficie planetaria si modifica costantemente secondo tempi geologici a causa dei movimenti delle varie placche tettoniche e dell'erosione; inoltre le sue caratteristiche geografiche, create o deformate dai movimenti tettonici, sono sottoposte agli influssi meteorologici (pioggia, neve, ghiaccio, vento), a svariati cicli termici (ad es. gelo/disgelo delle zone alpine od elevata escursione termica giornaliera nel caso dei deserti) ed all'azione chimica. Infine, nel modellamento del pianeta, sono compresi anche grandi eventi come glaciazioni e impatti meteorici. Durante la migrazione di due placche tettoniche continentali, la crosta oceanica viene subdotta al di sotto dei margini di queste ultime. Nello stesso tempo, a causa della risalita di materiale mantellico, nuova crosta oceanica viene generata lungo margini divergenti nelle dorsali medio oceaniche.

Carta della Terra rappresentante le altimetrie e le batimetrie. Dati del Centro dati nazionale geofisico Americano (NGDC) TerrainBase Digital Terrain Model

Questo ciclo sostituisce continuamente il materiale di crosta oceanica in un processo che ha portato essa ad avere una età minore di 100 milioni di anni. La placca oceanica più antica, localizzata nel Pacifico Occidentale, è stata stimata con una età di circa 200 milioni di anni. Per comparazione la crosta continentale più antica, datata grazie alla presenza di fossili, ha una età di circa 3 miliardi di anni.
I movimenti subduttivi delle varie placche vengono regolati da contrasti di densità; infatti le placche continentali sono formate da rocce meno dense,
specialmente da rocce intrusive, come graniti ed andesiti, mentre quelle oceaniche sono formate da rocce effusive, prevalentemente basaltiche. Questa differenza costitutiva spiega il perché nel contrasto tra due placche di tipologia differente sia sempre quella oceanica ad andare in subduzione. Differente sviluppo ha il caso in cui le due placche appartengano allo stesso tipo, per cui intervengono fattori più sensibili come gli sforzi e le direzioni di movimento.
Su entrambe le tipologie di crosta si possono trovare, in casi favorevoli alla loro messa in posto, le rocce sedimentarie. Esse sono formate dall'accumulo di sedimenti in maniera spesso così individuabile, quando è presente una stratificazione, da poter risalire indietro nel tempo alle condizioni presenti all'atto della formazione di ogni singolo strato ed alla evoluzione di tali condizioni verso il presente. Inoltre le rocce sedimentarie sono le uniche in cui possono esser ritrovati fossili, fondamentali per una datazione precisa della roccia stessa e per trarre informazioni paleoambientali su clima, geografia, fauna e sulla flora presente in quella epoca. Va aggiunto anche che in tali rocce vengono ricercati e sfruttati quasi tutti i principali giacimenti di idrocarburi e carboniferi.
Circa il 75% di tutta la superficie dei continenti è coperta da sedimenti, sebbene essi formino solamente circa il 5% della crosta. La terza tipologia di roccia presente sul pianeta, dopo quelle vulcaniche (intrusive ed effusive) e quelle sedimentarie, è quella delle rocce metamorfiche. Esse derivano dalla trasformazione di rocce pre-esistenti di qualsiasi tipo attraverso l'influenza di alte pressioni, di alte temperature o di entrambe queste variabili.
Il processo metamorfico può essere di varia intensità, provocando sia una semplice ricristallizzazione di alcune specie minerali verso altre maggiormente stabili, sia la parziale fusione e deformazione della roccia, trasformandola in una completamente differente. Attraverso i processi di fusione, si crea inoltre una circolazione di fluidi caldi all'interno della roccia. All'interno di questi fluidi vengono portati in soluzione e concentrati, laddove presenti, elementi rari altrimenti dispersi in quantità infinitesimali. Le rocce metamorfiche o i depositi derivanti dal loro smantellamento, pertanto, sono uno dei luoghi preferenziali di ricerca di giacimenti di materie prime, di pietre e metalli preziosi.
I minerali maggiormente abbondanti sulla superficie terrestre sono i silicati, i quali includono principalmente: quarzo, feldspato, anfibolo, mica, pirosseno e olivina. Tra i minerali carbonatici, invece, i più comuni sono: calcite, aragonite e dolomite.
La componente pedologica e la parte più esterna della Terra, nonché la più sottile, e riguarda il suolo ed i processi che portano alla sua formazione. La pedosfera si pone come contatto tra la litosfera, l'atmosfera, l'idrosfera e la biosfera. Si calcola che la parte arabile di superficie sia il 13,31% della superficie emersa, con solo il 4,71% di essa utilizzata per colture permanenti. Quasi il 40% della terra è attualmente utilizzata per agricoltura e pastorizia, con una stima di circa 1,3 × 10 ettari (3,3 × 10 acri ad uso agricolo e 3,4 × 10 ettari (8,4 × 10 acri) di pastorizia.
Il rilievo della superficie terrestre varia dal punto più basso, −418 m del Mar Morto, ad una stima del 2005 della massima altitudine di 8848 m della cima del Monte Everest; inoltre l'altezza media della terra posta al di sotto del livello marino è di 686 m.

Biosfera

La Terra è l'unico pianeta conosciuto ospitante la vita.
Le forme di vita del pianeta compongono la biosfera. Le teorie correnti pongono la sua nascita a qualche centinaio di milioni di anni dopo la formazione del pianeta, tra 3,5 e 4 miliardi di anni fa. La biosfera è divisa in vari biomi, abitati da una popolazione di flora e fauna all'incirca simile. Sulla terra, i biomi sono separati principalmente secondo la latitudine. I biomi a nord del circolo polare artico e a sud del circolo polare antartico sono relativamente vuoti di vita animale e vegetale, mentre quelli più popolati si trovano vicino all'equatore.
La complessa interazione fra biosfera e singole forme di vita ha portato alcuni autori all'ipotesi Gaia secondo la quale la vita sulla terra è possibile grazie al comportamento degli esseri viventi che mantengono una delicata omeostasi.

Atmosfera

La Terra ha un'atmosfera relativamente spessa, composta per il 78% di azoto, per il 21% di ossigeno e per l'1% di argon, più tracce di altri gas tra cui il biossido di carbonio e l'acqua. L'atmosfera separa la superficie terrestre dall'ambiente inospitale dello spazio, blocca buona parte delle radiazioni solari, modera le temperature sulla superficie ed è il veicolo di trasporto del vapore acqueo e di altre sostanze gassose. I suoi vari strati, la troposfera, la stratosfera, la mesosfera, la termosfera e l'esosfera sono diversi attorno al globo e variano anche assieme alle stagioni.

Gli strati dell'atmosfera terrestre

È proprio dell'atmosfera il fenomeno dell'effetto serra, dove alcune molecole riescono a trattenere e riflettere al suolo l'energia termica emessa dalla superficie, mantenendo così elevate le temperature. I principali gas responsabili di questo fenomeno sono il diossido di carbonio, il vapore acqueo, il metano e l'ozono. L'effetto serra, in misura adeguata, è fondamentale per il pianeta; infatti senza questo "scudo termico", la temperatura media della superficie terrestre sarebbe di circa -18 °C, e non sarebbe possibile la vita.

Atmosfera superiore

Al di sopra della troposfera, l'atmosfera è solitamente suddivisa in: stratosfera, mesosfera e termosfera. Ciascuna di queste zone possiede una tipica variazione della temperatura in funzione dell'altitudine. Proseguendo in altitudine, si incontra la esosfera e successivamente la magnetosfera (dove avviene l'iterazione tra il campo magnetico terrestre e il vento solare).
Una fondamentale zona per la vita presente sul pianeta è l'ozonosfera, parte della stratosfera in cui una elevata concentrazione di ozono scherma la superficie terrestre dai raggi ultravioletti. La linea di Kármán, situata a 100 km di altitudine, è comunemente usata per definire il confine tra l'atmosfera terrestre e lo spazio.
A causa della elevata energia termica, alcune molecole della parte esterna dell'atmosfera riescono ad accelerare fino a raggiungere una velocità tale che le permette di fuggire dalla gravità del pianeta. L'effetto è che l'atmosfera è in lentissima, ma costante perdita di materia nello spazio. Dato che l'idrogeno ha un peso molecolare basso, raggiunge la sua velocità di fuga più rapidamente e più facilmente rispetto ad altre molecole, ed abbandona l'atmosfera ad un tasso maggiore.
Per questo motivo, la Terra è in un ambiente ossidante, piuttosto che riducente, con importanti conseguenze sulla natura chimica della vita. Tuttavia l'atmosfera ricca di ossigeno riesce a preservare la maggior parte dell'idrogeno rimanente legandolo sotto forma di molecole di acqua.


Luna ripresa dall'orbita terrestre parzialmente oscurata dalla presenza dell'atmosfera. NASA image.

Magnetosfera

La magnetosfera è un fenomeno naturale, un dipolo magnetico con poli non coincidenti con quelli geografici e non statici ed avente momento dipolare (asse) inclinato di 11,3° rispetto all'asse di rotazione terrestre. Nonostante le numerose ipotesi sulla presenza di questo campo, le teorie si sono orientate verso un modello analogo a quello di una dinamo ad autoeccitazione. L'intensità del campo magnetico terrestre non è costante nel tempo, ma subisce notevoli variazioni. Esse hanno portato, nel corso delle ere geologiche, alla deriva dei poli magnetici rispetto ai continenti e a ripetuti fenomeni di inversione del campo, con scambio reciproco dei poli magnetici Nord e Sud. Il magnetismo terrestre ha una notevole importanza per la vita sulla Terra. Infatti esso si estende per svariate decine di migliaia di chilometri nello spazio, formando una zona chiamata magnetosfera, la cui presenza genera una sorta di "scudo" elettromagnetico che devia e riduce il numero di raggi cosmici che se arrivassero alla superficie del pianeta porterebbero alla sua sterilizzazione. Dall'interazione tra raggi cosmici (vento solare) e magnetosfera viene originato lo splendido fenomeno detto aurora boreale.

Idrosfera

Il termine Idrosfera si riferirebbe ai soli oceani, tuttavia tecnicamente include tutti i mari interni, i laghi, i fiumi e l'acqua di falda fino a 2000 m di profondità.
La Terra è l'unico pianeta del sistema solare la cui superficie ospita acqua liquida. L'acqua copre il 71% della superficie terrestre ed è suddivisa in un 97% di acqua salata ed un 3% di acqua dolce, il cui 68% circa è sotto forma di ghiaccio.
L'acqua suddivide il pianeta in cinque oceani e sette continenti.
Il punto più profondo sotto la massa d'acqua è rappresentato dalla Fossa delle Marianne nell'oceano Pacifico con -10 911 m; mentre la profondità media degli oceani è di 3,794 m, più di cinque volte l'altezza media dei continenti.
La massa stimata dell'acqua oceanica è di circa 1,35 x 10 tonnellate, comparabili a 1/4400 dell'intera massa terrestre; essa inoltre occupa un volume di 1,386 x 10
9 km³.
La media salina all'interno dell'acqua oceanica è di 35 g/l: tuttavia, essendo tale valore legato agli apporti esterni di acqua e all'evaporazione (temperatura), può aumentare considerevolmente in bacini chiusi o diminuire in zone ad acque molto fredde. Tali sali provengono dalla diretta emissione vulcanica o dallo smantellamento chimico e fisico effettuato nel tempo a discapito delle rocce magmatiche.
Le masse acquee sono, inoltre, enormi serbatoi di sostanze gassose, possiedono una importante funzione termoregolatrice e mitigatrice del clima e sono agenti attivi dal punto di vista geomorfologico. Al loro interno vive un intero ecosistema acquatico, completo dal punto di vista della piramide alimentare ed integrato con quello di superficie, nonché rivelatosi fondamentale per lo sviluppo umano passato e presente.

La presenza di acqua liquida sulla superficie terreste è una combinazione delle giuste caratteristiche orbitali, del vulcanismo, della gravità, dell'effetto serra, del campo magnetico e dell'atmosfera ricca di ossigeno. Ci sono varie ipotesi che Europa, un satellite di Giove, ospiti dell'acqua liquida sotto lo strato di ghiacci che ricopre interamente la superficie.
La Terra è in effetti oltre il bordo esterno delle orbite che permetterebbero ad un pianeta di essere abbastanza caldo per formare acqua liquida. Senza una qualche forma di effetto serra, l'acqua della Terra congelerebbe.
Sugli altri pianeti, come Venere, l'acqua gassosa è dissociata dagli ultravioletti solari, e l'idrogeno è ionizzato e soffiato via dal vento solare. L'effetto è lento, ma inesorabile. Si pensa che questa sia la causa della mancanza d'acqua di Venere. Privato dell'idrogeno, l'ossigeno reagisce con la superficie e viene inglobato in minerali solidi.
Sulla Terra, uno scudo di ozono assorbe la maggior parte degli ultravioletti energetici nell'alta atmosfera, riducendo questo effetto.
Infine il vulcanismo, aiutato dagli effetti di marea della Luna, emette continuamente vapore d'acqua dall'interno. La tettonica a placche della Terra ricicla il carbonio e l'acqua mediante la subduzione di zone ricche di sedimenti, convertendoli in magma ed emessi dai vulcani come biossido di carbonio gassoso e vapore.
Le correnti oceaniche, inoltre, sono ritenute causa di una particolare oscillazione dell'asse di rotazione terrestre, detta oscillazione di Chandler.

La Terra nel sistema solare


La Terra ruota da ovest verso est una volta al giorno, inteso come giorno siderale, attorno all'asse che unisce il Polo Nord al Polo Sud in 23 ore, 56 minuti e 4,091 secondi. È per questo che il sole e tutte le stelle sorgono a est e tramontano a ovest compiendo un movimento nel cielo ad una velocità di circa 15°/h o 15'/min. Inoltre la Terra ruota attorno al Sole, ad una distanza media di 150 000 000 km in un anno siderale. La sua velocità di orbita è di circa 30 km/s (108 000 km/h), veloce abbastanza da coprire il diametro del pianeta (circa 12 600 km) in 7 minuti, e la distanza dalla Luna (384 000 km) in 4 ore.

La rotazione terrestre.


Confronto delle dimensioni dei quattro pianeti terrestri: da sinistra, Mercurio, Venere, la Terra e Marte.

Ha un satellite naturale, la Luna, che le gira attorno in 27,32 giorni.
Visti dal Polo Nord terrestre, tutti questi movimenti si svolgono in senso antiorario.
I piani dei movimenti non sono precisamente allineati: l'asse della Terra è inclinato di 23,5 gradi rispetto alla perpendicolare del piano Terra-Sole, e il piano Terra-Luna è inclinato di cinque gradi, cosa che impedisce il verificarsi di due eclissi (una solare ed una lunare) ogni mese, e le rende invece un evento raro. Sempre a causa dell'inclinazione dell'asse terrestre, la posizione del Sole nel cielo e l'incidenza delle sue radiazioni (vista da un osservatore posto sulla superficie) varia nel corso dell'anno. Ad esempio, un osservatore posto ad una latitudine settentrionale, quando il polo nord è inclinato verso il sole, noterà dei periodi di luce giornaliera più lunghi ed un clima più temperato, mentre disporrà di meno ore di luce e di un clima più rigido nel caso opposto. Al di sopra dei due circoli polari si raggiunge il caso estremo di alternanza di lunghi periodi di assenza di luce (chiamati notti polari), a periodi di non tramonto del Sole.
Questa relazione tra il clima e l'inclinazione dell'asse terrestre viene definita tramite le 4 stagioni. Esse, dal punto di vista astronomico, sono determinate dai solstizi (i punti di massima inclinazione verso e contro il Sole) e dagli equinozi (punti in cui l'inclinazione è perpendicolare alla direzione del Sole). Il solstizio invernale cade il 21 dicembre, quello estivo il 21 giugno; mentre i due equinozi cadono, quello primaverile il 20 marzo e quello autunnale il 23 settembre. L'alternanza delle stagioni è opposta da un emisfero terrestre all'altro, data l'opposta inclinazione dell'asse, comportando ad esempio, la presenza in quello nord dell'estate ed in quello sud dell'inverno.
L'angolo di inclinazione è relativamente stabile se considerato su lunghi periodi, tuttavia esso compie un lento e irregolare moto (conosciuto come nutazione, con un periodo di 18,6 anni. L'orientazione dell'asse varia secondo una precessione intorno ad un cerchio completo in un ciclo di poco più di 25 800 anni. La presenza di una precessione è la causa dello sfasamento tra un anno siderale ed un anno tropico. Entrambe le variazioni del movimento dell'asse derivano dalla mutevole attrazione del Sole e della Luna sulla parte equatoriale del pianeta. Anche la velocità di rotazione del pianeta non è costante, ma varia nel tempo secondo un fenomeno noto come "variazione della lunghezza del giorno".
In tempi moderni il perielio cade il 3 gennaio, mentre l'afelio circa il 4 luglio (per informazioni circa altre ere, controlla precessione e cicli di Milankovitch). La differenza in termini energetici ricevuti dal Sole tra la posizione di perielio e quella di afelio e di del 6,9% a favore del primo; inoltre dal momento in cui l'emisfero meridionale è orientato verso il Sole, a quello in cui il pianeta raggiunge il punto di perielio, tale emisfero percepisce una leggera maggiore energia rispetto all'emisfero nord durante l'intero anno. Questa differenza, seppure presente, è decisamente poco significativa rispetto all'energia totale derivante dal cambiamento di orientazione dell'asse, e, nella sua parte maggiore, viene assorbita e compensata dalla più alta presenza di masse acquee dell'emisfero meridionale.
La sfera di Hill (sfera gravitazionale di influenza) della Terra è di circa 1,5 Gm (1 496 620 km circa) di raggio.
Questa è la massima distanza alla quale l'influenza gravitazionale del pianeta è più forte di quella solare e dei pianeti. Gli oggetti in orbita, devono rimanere all'interno di questo raggio per non venire influenzati e resi instabili da perturbazioni gravitazionali esterne.

Cenni di teoria geocentrica e di non sfericità della Terra

Poiché la Terra è molto grande, osservando dalla superficie non è immediatamente evidente che abbia forma geoidale, leggermente appiattita ai poli e con un lieve rigonfiamento all'equatore. Per questa ragione le antiche civiltà, come quella mesopotamica, ed i primi filosofi greci, come Talete, ritennero che la Terra fosse piatta. Un primo passo verso il riconoscimento della forma reale fu compiuto da Anassimandro, che concepì la terra come un cilindro sospeso nello spazio, immaginando quindi di avere cielo non solo sopra la propria testa ma anche al di sotto dei propri piedi. La forma sferica fu infine riconosciuta sulla base di deduzioni basate su osservazioni, quali il variare delle osservazioni astronomiche con la latitudine, l'osservazione delle eclissi di luna e il confronto con la forma della luna e del sole.
I Greci, circa 2500 anni fa, cominciarono per primi a sostenere che la terra fosse una sfera. Le prime testimonianze della sfericità terrestre ci arrivano da Pitagora (VI-V secolo a.C.) e da Parmenide (V secolo a.C.); poi Aristotele (384 a.C.-322 a.C.) portò le prime dimostrazioni ed infine Eratostene (274 a.C.-196 a.C.) fece le prime misurazioni.
Gli studiosi del Basso Medio Evo, poi, come Guglielmo di Conches, Giovanni di Sacrobosco, Ruggero Bacone, Tommaso d'Aquino, Brunetto Latini, Dante Alighieri, Giovanni Buridano ed altri sostennero la sfericità del nostro pianeta con argomenti, per lo più di questo genere:
1. Il sole, a mezzogiorno, indica il sud qualsiasi sia il nostro punto di osservazione: se la terra fosse piatta, non sarebbe così;
2. L'ombra proiettata dalla terra sulla luna, durante un'eclissi parziale, è un arco di cerchio;
3. La parte che per prima scompare di una nave all'orizzonte è la chiglia.
È da considerarsi infondata la moderna credenza che nel Medioevo la Terra fosse comunemente ritenuta piatta.
Ancora oggi non mancano tuttavia i sostenitori della forma piatta della Terra, molti dei quali aderiscono alla Flat Earth Society ( Società della Terra Piatta ).
L'errata supposizione della piattezza della Terra nelle civiltà più antiche, era dovuta alla mancata conoscenza della natura centrale della forza di gravità, che permette di avere il cielo sempre come alto e il centro della Terra sempre come basso e quindi superare l'apparente paradosso che si dovesse camminare con la testa rivolta verso il "basso" dall'altra parte della Terra (paradosso che però già Anassimandro aveva saputo superare).
Si ritenne molto più a lungo che la Terra fosse al centro dell'universo perché si ha l'impressione che siano tutti gli altri corpi celesti a girare intorno ad essa; inoltre osservando il cielo di notte si ha l'impressione che sia una volta incurvata sulla Terra, illusione dovuta all'immensità dello spazio. Anche se la teoria eliocentrica fu proposta per primo da Aristarco di Samo nel III secolo a.C., la teoria geocentrica, anche a causa della precisione di misurazione astronomica necessaria a confutarla, fu quella dominante fino alla fine del Medioevo.

Luna e sua influenza

Nome

Diametro

Massa

Semiasse maggiore

Periodo orbitale

Luna

3 474,8 km

7,349 · 10 22 kg

384 400 km

27 giorni 7 ore 43,7 minuti

La Luna è un satellite relativamente grande, simile ad un pianeta terrestre, con un diametro pari ad un quarto di quello terrestre e una massa pari ad 1/81. L'attrazione gravitazionale della Luna causa la maggior parte delle maree terrestri. La stessa azione porta ad un lento rallentamento della rotazione della Terra su sé stessa, dell'ordine di un'ora ogni parecchie centinaia di milioni di anni (più precisamente, la lunghezza del giorno terrestre aumenta di 0,0016 secondi ogni secolo). La Terra ha avuto lo stesso effetto sulla Luna, ma il processo è stato molto più veloce a causa della piccola massa della Luna, e quest'ultima ha adesso un giorno perfettamente uguale al periodo di rotazione attorno alla Terra, presentando sempre lo stesso lato verso il pianeta. A causa dell'interazione tra i due campi gravitazionali, inoltre, la Luna si allontana di circa 38 mm ogni anno. L'insieme di queste piccole modifiche, rapportate su tempi geologici di milioni di anni, sono causa di importanti cambiamenti; infatti basta pensare che durante il Devoniano (circa 410 milioni di anni fa), per esempio, vi erano 400 giorni in un anno terrestre, ed essi duravano circa 21,8 ore l'uno.

Rappresentazione in scala della distanza Terra-Luna


La Luna potrebbe essere stata fondamentale per la comparsa della vita sulla Terra, causando un clima più moderato di quanto altrimenti sarebbe avvenuto. Alcune evidenze paleontologiche e simulazioni computerizzate mostrano che l'inclinazione assiale della Terra è stabilizzata dalle interazioni mareali con la Luna. Senza questa stabilizzazione, l'asse di rotazione potrebbe essere caoticamente instabile, come accade per una sfera. Se l'asse di rotazione terrestre si avvicinasse al piano dell'eclittica, ne risulterebbe un clima molto severo, dove un polo sarebbe continuamente riscaldato e l'altro congelato, causando grandi trasferimenti di energia tra un polo e l'altro che si manifesterebbero in bruschi fenomeni atmosferici. Alcuni paleontologi che hanno studiato l'effetto sostengono che potrebbe uccidere tutti gli animali e piante superiori. Questo effetto rimane tuttavia controverso, e gli studi su Marte (che ha circa lo stesso giorno ed inclinazione assiale della Terra, ma non un grande satellite o un nucleo liquido) potrebbero dare altre informazioni.
L'origine della Luna è sconosciuta, ma la teoria più quotata è che si sia formata dalla collisione di un protopianeta, chiamato Theia, della grandezza di Marte, con la Terra primitiva. Questa teoria spiega, oltre ad altre cose, la relativa scarsità di ferro e di elementi volatili sulla Luna, e la sua somiglianza, nella composizione chimica lunare con quella della crosta terrestre.
Un'altra teoria molto quotata è quella secondo cui la Luna si è formata da polveri che erano intorno alla terra, che sono collassate in un unico punto, formando il nostro satellite.
La Terra ha anche almeno due asteroide co-orbitali conosciuti, 3753 Cruithne e 2002 AA

Animazione sulla formazione della Luna (ipotesi)


Geografia


La Terra è l'unico pianeta del sistema solare in cui è nota la presenza di acqua alla stato liquido ed in grande quantità, tanto da farle attribuire l'appellativo di "pianeta blu". Le masse d'acqua coprono circa i tre quarti della superficie totale, mentre la restante parte è composta da terre emerse, sia al di sopra che al di sotto del livello medio marino;
più precisamente:
superficie totale: 510 065 285 km²
masse acquee: 361 126 222 km² (70,8%)
terre emerse: 148 939 063 km² (29,2%)
Le masse acquee posson esser suddivise in Oceani (Oceano Atlantico, Oceano Indiano, Oceano Pacifico), Mari, Laghi e Fiumi.
Quelle continentali, invece, dapprima in 7 grandi continenti: America del Nord, America del Sud, Africa, Antartide, Asia, Europa ed Oceania, e, successivamente, nelle loro suddivisioni in subcontinenti, macroregioni, penisole, arcipelaghi ed isole.

Oceani

Dati fisici

Atlantico

Indiano

Pacifico

Superficie (km²)

106 100 000

74 900 000

179 700 000

Profondità massima (m)

9212 (Fossa di Porto

Rico)

7450 (Fossa di

Giava)

10 911 (Fossa delle Marianne)

Profondità media (m)

3314

3900

4049

Salinità

3,6 %

2,5 %

3,5 %

Temperatura media della sup.)

17 °C

17 °C

26 °C

Valore (%) rispetto alla sup. terrestre

18 %

17,8 %

26 %

Valore (%) rispetto alla sup. oceanica

25,4 %

25,5 %

49,4 %

Continenti

Dati fisici

Africa

America sett. e cent.

America merid.

Asia

Europa

Oceania

Superficie (km²)

30 309 677

24 244 643

17 846 012

43 869 576

10 522 176

8 945 724

Altitudine massima (m)

5895 (Kilimangiaro)

6194 (Monte

McKinley)

6962 (Monte

Aconcagua)

8844 (Monte

Everest)

4810 (Monte

Bianco)

4884 (Monte

Puncat Jaya)

Altitudine media

(m)

750

720

590

960

340

340

Depressione mass. (m)

- 150 (Lago Assal) (Gibuti)

- 86 (Valle della

Morte)

- 42 (Salinas Chicas) (Argentina)

- 395 (Mar

Morto)

- 28 (Mar

Caspio)

- 12 (Lago Eyre)

Sviluppo costiero

(km)

30 500

75 500

28 700

70 000

38 000

19 500

Sup. desertica

(km²)

9 200 000

100 000

900 000

3 300 000

-

1 500 000

Clima e tempo atmosferico


Mappa aggiornata del mondo secondo la classificazione Köppen-GeigerPeel, M. C. and Finlayson, B. L. and McMahon, T. A. (2007).

L'atmosfera terrestre non ha limiti definiti, ma diviene lentamente sempre più rarefatta e sottile procedendo verso lo spazio esterno. Circa il 75% della sua intera massa è contenuta all'interno dei primi 11 km (circa 7 mi) a partire dalla superficie del pianeta, nello strato denominato come troposfera. L'irraggiamento solare, riscalda questa parte atmosferica, sia direttamente, sia indirettamente, tramite il calore ceduto alla superficie terrestre e provoca la dilatazione dell'aria in essa contenuta.

Regioni di origine delle masse d'aria globali.

La perdità di densità conseguente all'aumento di temperatura, pone in risalità la massa d'aria, richiamandone altra al suo posto, più fredda e densa, sia da luoghi adiacenti, che soprastanti. Il risultato di questo processo è la circolazione atmosferica, la quale controlla, tramite la ridistribuzione dell'energia termica, sia il clima che il tempo atmosferico.
Le zone di circolazione atmosferica principali sono situate nella zona equatoriale al di sotto dei 30° di latitudine, tramite l'azione dellecorrenti occidentali, e nelle medie latitudini, tra i 30° ed i 60°, tramite gli alisei.
Le correnti oceaniche, inoltre, rappresentano un importante fattore di influenza sul clima; particolarmente la circolazione termoalina, che ridirtribuisce l'energia termica catturata dall'acqua, dalle zone oceaniche equatoriali verso quelle polari.
Il vapore acqueo generato tramite l'evaporazione superficiale della lama d'acqua per contrasto di umidità e/o temperatura con l'aria viene trasportato nell'atmosfera. In presenza di determinate condizioni atmosferiche, favorenti la risalita di aria umida e calda, il vapore acqueo presente inizia un processo di condensazione ed, in seguito, da origine a precipitazioni, che, in base alle condizioni termiche presenti nella zona atmosferica di condensa, a quelle del tragitto percorso e del suolo, potranno essere di pioggia, nevose o sotto forma di grandine.
Per completare il ciclo dell'acqua, essa viene riconvogliata verso basse quote e verso gli oceani, laghi in prevalenza dai corsi d'acqua. Questo processo è un meccanismo fondamentale per sostenere e sviluppare la vita, nonché il primario fattore di erosione, modellazione e trasformazione della superficie terrestre nel corso dei vari periodi geologici.
L'entità delle precipitazioni varia considerevolmente da regione a regione, in base alla stagione di riferimento, alla latitudine ed alla geografia del territorio, da diversi metri di acqua all'anno, a meno di un millimetro nelle zone desertiche o polari.
Il clima terrestre può esser suddiviso in alcune macro regioni a clima approssimativamente omogeneo in base alla latitudine: spostandoci dall'equatore al polo si possono rilevare: una regione equatoriale, una tropicale, una sub tropicale, una temperata ed una regione polare.
Un'altra classificazione climatica può essere basata sulle temperature e sulle precipitazioni, con una suddivisione delle regioni caratterizzate da abbastanza simili ed uniformi masse d'aria. Quella maggiormente utilizzata è la classificazione climatica di Köppen (nella versione modificata dallo studente di Wladimir Köppen, Rudolph Geiger), che suddivide il mondo in cinque vaste aree: tropicale umida, area desertica arida, area umida delle medie latitudini, area a clima continentale ed area di freddo polare; le quali sono poi ulteriormente suddivise in molti altri sottotipi più specifici.

Clima:

equatoriale Monsone
Savana
Deserto
Clima semiarido
Clima mediterraneo
humid subtropical climate
Clima oceanico
Clima umido subtropicale
Clima continentale
Clima continentale umido
Clima subartico
Tundra
Clima polare

Versione aggiornata del mondo secondo la classificazione climatica Köppen-Geiger . Hydrol. Earth Syst. Sci. 11: 1633-1644. (direct: Final Revised Paper)



Risorse naturali ed utilizzo del suolo

La Terra possiede numerose risorse naturali utili all'uso da parte del genere umano. Alcune di esse vengono definite risorse rinnovabili, ovvero che si rinnovano naturalmente o per effetto dell'uomo in quantità pressoché infinita e in tempi ridotti, purché utilizzate in maniera accurata; esse corrispondono ai suoli agricoli, ai pascoli, alle foreste e alle cosiddette fonti rinnovabili, ovvero l'energia derivante da sole, vento, correnti marine, maree e salti d'acqua. Altre, invece, vengono definite come non rinnovabili, sia per l'impossibilità a rigenerarsi, sia per il lungo tempo necessario a ciò; in esse sono compresi tutti i minerali ed i combustibili fossili. Le risorse si distribuiscono in differenti zone del pianeta; in particolare:
• la crosta terrestre contiene ampi depositi di combustibili fossili: carbone, petrolio, gas naturale, clatrato di metano.
Questi depositi sono usati dall'uomo sia per la produzione di energia che come materiale di base per prodotti chimici.
All'interno della crosta sono anche contenuti i giacimenti minerari, formati per effetto dei movimenti delle placche tettoniche, o tramite lo smantellamento di catene montuose con conseguente accumulo dei minerali. In essi sono contenuti, in quantità economicamente sfruttabile, i metalli, le pietre preziose, e in forma più o meno diretta, tutti gli elementi chimici.
• la biosfera della terra produce molti utili prodotti biologici tra cui: cibo, legno, prodotti farmacologici, ossigeno e il riciclo dei rifiuti organici. L'ecosistema del terreno dipende dall'acqua dolce e dall'humus; mentre l'ecosistema oceanico dipende da nutrienti portati nell'acqua dalle piogge e dilavati dal terreno.
Inoltre vengono utilizzati ed estratti, tutti quei materiali, utili o destinabili all'edilizia ed alla costruzione di infrastrutture e oggetti, quali, ad esempio: ghiaia, argilla e pietre come il granito o l'ardesia. Per studiare l'utilizzo da parte degli esseri umani delle risorse naturali è stato ideato l'indice dell'impronta ecologica, utilizzato per misurare la richiesta umana nei confronti della natura; indice ampiamente utilizzato, sebbene non esente da critiche.
Nel 1993, l'utilizzo da parte dell'umanità del suolo era approssimativamente:

Utilizzo del suolo

Percentuale

Terreno arabile:

[70]

13,13%

Coltivazioni permanenti:

[70]

4,71%

Pascoli permanenti:

26%

Foreste e terreni boschivi:

32%

Aree urbane:

1,5%

Altro:

30%

La quantità stimata di terra irrigata nel 1993, inoltre, era di 2,481,250 km².

Rischi naturali ed ambiente

Vaste aree sono sottoposte a fenomeni climatici molto violenti come i cicloni, gli uragani ed i tifoni. Molte zone sono soggette a terremoti, frane, tsunami, eruzioni vulcaniche, tornado, inondazioni, siccità e altre calamità e disastri.
L' attività umana, direttamente, o tramite le sostanze tossiche da lei prodotte, ha inquinato numerose zone del pianeta, comprese atmosfera e masse d'acqua. A causa di questo in diverse zone si verificano piogge acide, impoverimento ed alterazione del suolo, deforestazione, estinzioni di specie viventi animali e/o vegetali, desertificazione, migrazione o scomparsa di fauna e flora autoctone, erosione ed introduzione di specie invasive o alloctone.
Vi è un consenso scientifico abbastanza vasto circa una correlazione tra le attività umane ed il riscaldamento globale, soprattutto a causa delle emissioni di diossido di carbonio. L'effetto principale si riscontra nell'aumentata velocità di scioglimento dei ghiacciai e della calotta polare, in un più estreme variazioni termiche, in significativi cambiamenti delle condizioni meteorologiche rispetto a quelle conosciute ed in un aumento del livello medio marino.

Popolazione umana


La Terra di notte, composizione delDMSP/OLS dell'illuminazione del terreno su un'immagine mondiale simulata notturna. Questa immagine non è una fotografia e numerose sue caratteristiche sono più luminose che quelle visibili da un diretto osservatore.

La Terra ospita approssimativamente 6,671,226,000 esseri umani viventi a Luglio 2007; tuttavia le stime indicano che il mondo raggiungerà una popolazione mondiale di 7 miliardi nel 2013 e di 9.2 miliardi nel 2050, con una maggior crescita della popolazione localizzata nei paesi in via di sviluppo. La densità di popolazione varia considerevolmente tra le regioni del pianeta, con una presenza maggiore nel continente asiatico.
Si stima che a partire dal 2020, circa il 60% della popolazione mondiale vivrà nelle aree urbane, rispetto alle zone rurali.

Struttura della popolazione in relazione all'età:

0-14 anni: 1 818 803 078 (29,92%)
maschi: 932 832 913 (15,35%)
femmine: 885 970 165 (14,57%)
15-64 anni: 3 840 881 326 (63,19%)
maschi: 1 942 402 264 (31,95%)
femmine: 1 898 479 062 (31,23%)
più di 64 anni: 419 090 130 (6,89%)
maschi: 184 072 470 (3,03%)
femmine: 235 017 660 (3,87%) (stima 2000)

Tasso di crescita della popolazione: 1,3% (stima 2000) Tasso di natalità: 22 nascite/1000 abitanti (stima 2000) Tasso di mortalità: 9 decessi/1000 abitanti (stima 2000) Tassi relativi suddivisi per sesso:

di nascita: 1,05 maschi/femmina
sotto i 15 anni: 1,05 maschi/femmina
15-64 anni: 1,02 maschi/femmina
più di 64 anni: 0,78 maschi/femmina
popolazione totale: 1,01 maschi/femmina (stime 2000)

Tasso di mortalità infantile: 54 decessi/1000 nascite di bambini vivi (stima 2000)

Aspettative di vita alla nascita:

popolazione mondiale: 64 anni
maschi: 62 anni
femmine: 65 anni (stima 2000)

Tasso di fertilità: 2,8 bambini nati/donna (stima 2000)

L'abitato più a nord del mondo è Alert in Canada; mentre l'abitato più a sud è la stazione di Amundsen-Scott in
Antartide, situata quasi esattamente al polo sud.
Pochissime persone sono in orbita intorno alla Terra a bordo della ISS (la Stazione Spaziale Internazionale), mentre altri fanno brevi viaggi sopra l'atmosfera. In totale, fino al 2004, circa 400 persone sono state al di fuori dell'atmosfera, e alcune di esse hanno camminato sulla Luna. Normalmente, le uniche persone nello spazio sono i componenti della Stazione spaziale internazionale, il cui equipaggio è solitamente composto da 3 persone e sostituito ogni 6 mesi.

Nazioni e governo planetario

Continenti.

La Terra non possiede un governo planetario; tuttavia Stati indipendenti (Nazioni) reclamano la sovranità su quasi la totalità della superficie planetaria, ad eccezione di alcune parti dell'Antartide. Nel 2007 gli stati nel mondo includevano 192 nazioni membre delle Nazioni Unite, 59 territori indipendenti ad un insieme di entità autonome, territori sotto disputa ed altre entità minori.
Le Nazioni unite sono una organizzazione internazionale creata con lo scopo di intervenire nelle dispute tra le varie nazioni, cercando di evitare conflitti armati; tuttavia, possedendo facoltà limitate, possono solo approvare e far rispettare leggi internazionali e, tramite il consenso dei paesi membri, intervenire tramite sanzioni o con interventi armati.
L'organizzazione funge in primo luogo da parlamento per le relazioni internazionali.

Confini:

Le linee di confine del mondo ammontano a 251 480,24 km

Rivendicazioni marittime:

zone contigue: 24 miglia nautiche per la maggior parte delle nazioni, con variazioni
piattaforma continentale: 200 metri di profondità, oppure fino alla profondità di esplorazione. Altri rivendicano
200 miglia marittime oppure fino al bordo della piattaforma continentale.
zona di pesca esclusiva: 200 miglia marittime, con variazioni
zona economica esclusiva: 200 miglia marittime, con variazioni
acque territoriali: 12 miglia marittime, con variazioni
Nota: confini con stati confinanti possono impedire a molte nazioni di estendere la propria zona di pesca o economica fino a 200 miglia nautiche.
Non possiedono un accesso al mare 43 nazioni e altre aree, tra cui Afghanistan, Andorra, Armenia, Austria, Azerbaijan, Bielorussia, Bhutan, Bolivia, Botswana, Burkina Faso, Burundi, Repubblica Centrafricana, Ciad, Repubblica Ceca, Etiopia, Vaticano, Ungheria, Kazakistan, Kirghizistan, Laos, Lesotho, Liechtenstein, Lussemburgo, Malawi, Mali, Moldavia, Mongolia, Nepal, Niger, Paraguay, Ruanda, San Marino, Slovacchia, Swaziland, Svizzera, Tagikistan, Repubblica di Macedonia, Turkmenistan, Uganda, Uzbekistan, West Bank, Zambia, Zimbabwe

Futuro

Il futuro del pianeta è strettamente legato a quello del Sole. Come conseguenza del processo di accumulo del gas elio all'interno del Sole, la sua luminosità tenderà ad aumentare con un ritmo stimato del 10% nel corso dei prossimi 1,1 miliardi di anni e del 40% nei prossimi 3,5.
Modelli climatici indicano che l'aumento delle radiazioni che raggiungono la Terra potrebbe avere conseguenze devastanti, fino alla possibilità di perdita delle masse oceaniche.
L'incremento conseguente di temperatura accelererà l'inorganico ciclo del carbonio, riducendo la sua concentrazione verso il livello letale per le piante di 10 ppm per la fotosintesi C4 in circa 900 milioni di anni. Anche se il Sole fosse infinito e stabile, il continuo raffreddamento della Terra comporterebbe comunque una consistente perdita della sua atmosfera e degli oceani (a causa della diminuita attività vulcanica) e la sua totale scomparsa dopo un altro miliardo di anni.
In luce di ciò, la Terra sarà effettivamente abitabile per ancora circa 500 milioni di anni.
Successivamente il sole incomincerà ad espandersi, fino a raggiungere, in circa 5 miliardi di anni, le dimensioni di una gigante rossa. Secondo i modelli, esso si espanderà di circa il 99% della distanza di orbita terrestre odierna (1 unità astronomica, or AU). Tuttavia, in questo periodo, l'orbita terrestre si sarà già spostata di circa 1.7 AU a causa della diminuita massa solare e conseguente minore gravità. Si ritiene che il pianeta possa evitare di esser inglobato dall'aumentata massa solare verso lo spazio esterno, sebbene la maggior parte (se non la totalità) della vita presente, sarà estinta. Tuttavia, le più recenti simulazioni mostrano che l'orbita terrestre, a causa di effetti di marea, decaderà, causando il suo ingresso nell'atmosfera solare, con conseguente distruzione.

Il ciclo vitale del Sole.


La Terra nella Mitologia e nella Fantascienza

La Terra è stata spesso personificata come una divinità, più precisamente una divinità femminile (probabilmente in quanto considerata generatrice di vita), vedi ad esempio Gea (o Gaia) e Madre Terra. Nella mitologia norrena, Jörð, la divinità della Terra era la madre di Thor e la figlia di Nótt e Annar.
La Terra è anche stata descritta come una voluminosa astronave, con un sistema per il supporto vitale che richiede manutenzione.
Una foto della Terra scattata dalla sonda spaziale Voyager 1 ispirò Carl Sagan nel descriverla per primo come un "puntino azzurro".

Nella fantascienza la Terra è spesso la capitale o il principale centro amministrativo di un ipotetico governo galattico (specialmente quando questo governo galattico è composto per la maggior parte da umani o da loro dominato), spesso una repubblica federale rappresentativa, benché imperi e dittature non manchino affatto. Molto significative da questo punto di vista le serie televisive di fantascienza Star Trek e Babylon 5 . Tuttavia in altre opere di fantascienza, capita spesso che i popoli umani emigrati nello spazio in un lontano futuro non sappiano più quale sia il loro pianeta d'origine (come avviene ad esempio nel telefilm Galactica o nel Ciclo della Fondazione di Isaac Asimov). Nel libro Paria dei cieli, sempre di Asimov, si parla di una Terra radioattiva, tema che verrà ripreso in molti altri libri del Ciclo dei Robot e del Ciclo dell'Impero.