l'universo 1 - Liceo Scientifico A.Bafile

L’UNIVERSO
Capanna, Pagnani, Pagnani,
Cellini
VC

Metodi per la misura delle distanze dei
corpi celesti
I principali si suddividono in due grandi categorie:
Metodi Trigonometrici
Tali metodi permettono di misurare le distanze sulla Terra e da questi si
ricavano dalle misure delle dimensioni e della forma della Terra. Terra.
Passando
ai più vicini corpi celesti, la Luna il Sole ed i pianeti si utilizzano: utilizzano:
Il metodo della parallasse geocentrica per la misura delladistanza Terra- Terra
Luna
Le parallassi planetarie
Il transito dei pianeti sul Sole ed il calcolo della Unità Astronomica
Astronomica
Il metodo della parallasse eliocentrica per la misura della distanza Terra- Terra
Sole, da cui deriva il calcolo dell'Unità Astronomica U.A.
Per misurare la distanza del Sole dalle stelle più vicine si utilizza utilizza
metodo
della parallasse stellare o parallasse annua, da cui deriva il calcolo del
Parsec.
Per misurare la distanza Sole-stelle Sole stelle più si definisce il parsec
ma per le stelle più lontane lontane bisogna ricorrere a metodi più
complessi, ma sempre di carattere geometrico, quali i metodi delle delle
parallassi secolari e statistische

Le candele "campione".
Per la misura delle distanze delle Galassie vicine alla Via Lattea Lattea
si
ricorre al metodo dei calibratori di distanza che si basano sulla sulla
distinzione tra luminosità assoluta ed apparente e sulla definizione
del modulo di distanza. distanza.
Le distanze delle galassie vicine (ad esempio la distanza della
galassia di Andromeda) Andromeda)
richiedono l'individuazione di particolari
stelle variabile, le Cefeidi, Cefeidi,
di cui è nota la relazione tra il periodo e
periodo e luminosità (metodo ( metodo delle cefeidi) cefeidi)
dalla quale risalire alla
distanza.
Per la misura delle distanze inter-galattiche inter galattiche si utilizzano le
Supernovae di tipo I la cui presenza, nelle galassie lontane, può
essere notata data la loro enorme luminosità intrinseca che, al
massimo dell'esplosione, è ben nota e dalla quale si risale alla
distanza.

Parallasse geocentrica-La
geocentrica La misura delle
distanze dalla luna
Se scegliamo il raggio terrestre (Rt= Rt= 6378 km)
come base per il calcolo della parallasse (diamo
quindi per scontata la conoscenza della sfericità
della Terra) ecco che siamo in grado di
determinare, calcolata la parallasse
geocentrica P, la distanza della Terra, ad
esempio, dalla Luna secondo la formula:
DL= Rt sen (P")
dove:
DL è la distanza geocentrica della Luna
Rt è il raggio terrestre
P" è l'angolo di parallasse geocentrica o
diurna in secondi di arco
Il calcolo della parallasse Lunare e Solare non è
semplice, ma comunque porta a determinare i
seguenti valori:
PL= 3422.7" (secondi d'arco) DL= 384 400
km

Le parallassi planetarie
Le parallassi planetarie sono alla base della misura della distanza distanza
dei Pianeti.
Risultano molto importanti perchè la misura di almeno una distanza distanza
reciproca tra i
pianeti è necessaria per ricostruire, in base alle leggi di Keplero, Keplero,
la scala delle distanze
del Sistema solare.
D=Distanza =Distanza tra il centro della Terra e Marte
Rt il raggio della Terra
=è il doppio della parallasse P di Marte sullo sfondo del cielo notturno osservando
due posizioni apparenti del pianeta da Parigi (in Francia) e dalla dalla
Caienna (nella Guiana
Francese)
=angolo che sottende la distanza tra Parigi e Caienna
Gli astronomi francesi ricavarono in base alla formula
P=0.5* P=0.5*
=Rt/[D =Rt/[D
(seno( /2))]
un valore della parallasse
PMarte=15"
Ne ricavarono una distanza Terra-Marte
Terra Marte pari a circa 54 milioni di km
corrispondente ad una distanza Terra-Sole Terra Sole di 146 milioni di km . L'imprecisione
era legata alla difficoltà di misurare parallassi così piccole, di pochi secondi d'arco! NB
la distanza Terra-Marte Terra Marte è di 78.34 milioni di km.

Il Transito dei pianeti sul Sole ed il calcolo della
Unità Astronomica
La parallasse di Marte era difficile da
calcolare con sufficiente accuratezza per
cui gli Astronomi, in particolare Halley, Halley,
indicarono nel transito dei pianeti sul disco
solare un metodo più accurato per la
misura della parallasse solare. Quello che
cambia, con questo metodo, è che la base
rimane sempre il raggio terrestre Rt ma lo
sfondo non è più quello delle stelle fisse ma
il Sole stesso. Il pianeta transitando sul
Sole appare come un oggetto sferico più
scuro dello sfondo e quindi la sua posizione
può essere stabilita con maggiore
accuratezza. In particolare i due transiti
utilizzati sono quelli dei pianeti interni
Mercurio e Venere. Con questi metodi si
riuscì a calcolare la Unità Astronomica con
una precisione sempre maggiore.

Parallasse eliocentrica-L'
eliocentrica L'Unità Unità Astronomica
Il calcolo della parallasse Solare utilizza come base la distanza distanza
media
dell'orbita che la Terra descrive attorno al Sole essa risulta di: di:
p (Sole)= 8.794148” (secondi arco)
Tale calcolo comporta la definizione di Unità Astronomica U.A.
Essa viene definita, dal punto di vista dinamico, come il raggio che, su
di un orbita circolare, un pianeta di "massa trascurabile" (la nostra nostra
Terra va bene in quanto ha massa molto minore di quella del Sole) Sole)
descriverebbe, con un periodo di rivoluzione identico a quello
terrestre, nella sua orbita attorno al Sole.
Essa vale:
U.A. (Unità Astronomica)=149 597 970 km
L'Unità Astronomica è la base di misura delle distanze dei pianeti nel
Sistema Solare.

Le parallassi stellari
È possibile misurare la distanza tra il
Sole e le stelle vicine utilizzando lo
spostamento apparente sulla volta
celeste di una stella in seguito al moto
della Terra in orbita solare.
Infatti misurato l'angolo P" in secondi di
arco della parallasse stellare della stella
osservata su base annua è possibile
immediatamente trasformarla in distanza
in km:
D=(1 D= (1 U.A. · 206265)/P"
dove U.A. è la Unità Astronomica
(distanza Terra-Sole) Terra Sole) in km . 1 U.A.
=149.6 =149.6
x 10 6 km.

Parallasse annua-Il annua Il
Parsec
Se un oggetto distante (St ( St in figura) "vede " vede", ", perpendicolarmente, il semiasse
maggiore dell'orbita terrestre (cioè 1 unità astronomica = U.A.=149 U.A.=149.6
.6 milioni milioni dd
km) km)
sotto un angolo di 1 secondo d'arco (1"), si dice che:
l'oggetto ha una parallasse P di 1".
la distanza dell'oggetto dal Sole (dalla Terra) vale D=1 parsec (pc ( pc). .
I I multipli multipli del del parsec parsec sono il chilo-parsec chilo parsec (kpc ( kpc = 103 pc) pc e il Mega-parsec
Mega parsec (Mpc Mpc =
106 pc). pc .
L'effetto del moto parallattico sulle stelle è quello della dell'ellisse di parallasse. parallasse.
Quindi:
la distanza in parsec è data dall'inverso della parallasse:Dpc=1/P"
parallasse: Dpc=1/P"
la distanza in km si ottiene moltiplicando la lunghezza del semiasse maggiore
dell'orbita terrestre per l'angolo di parallasse, espresso in radianti: radianti:
Dkm=(149.6 Dkm= (149.6 106 x 206265)/P"= 3.09 1013/P" [km],
essendo 206265 il numero di secondi d'arco contenuti in un radiante. radiante.
La scrittura
10xx indica la notazione scientifica (ad esempio 3 .103=3000 103=3000). ).
La distanza in anni luce (a.l ( a.l.) .) si ottiene sapendo che 1 pc= 3.26 a.l.

Misura della luminosità e della distanza delle
stelle
Nell' antichità (in pratica dopo il II secolo a.C., a.C.,
con Ipparco) Ipparco)
gli oggetti
celesti visibili ad occhio nudo erano classificati, classificati,
per il loro splendore, in 6
classi di grandezza grandezza o magnitudine.
magnitudine.
Nella prima classe venivano posti gli oggetti più brillanti del cielo ( Sirio, Sirio,
Vega,... Vega,...);
); nella sesta le stelle appena visibili.
Le altre classi erano regolate dal criterio della costanza della differenza di
splendore: splendore:
sulla base di questo criterio, ad esempio, una stella di 3.a
grandezza è più luminosa di una stella di 4.a grandezza quanto quest'
ultima lo è di una stella di 5.a grandezza, e così via.
La formula di Pogson
Questo criterio è ancora valido ed è stato esteso agli oggetti più più
deboli,
visibili solo al telescopio, e meglio precisato tramite la formula di Pogson
che fornisce una relazione tra la differenza di grandezza grandezza (o, come di dice
abitualmente, di magnitudine) magnitudine)
e il rapporto tra le luminosità di due stelle:
m2-m1= m2 m1=-2.5 .5 log (I2/I1)
essendo m1,m2 le magnitudini delle stelle e I1,I2 le rispettive luminosità.
Dalla carta delle magnitudini apparenti stellari si può avere una idea di
come sono "viste" le stelle.

Magnitudini apparenti
A titolo di esempio vengono mostrate (figura ( figura sopra) sopra)
anche due immagini
fotografiche della stessa zona; su una delle due è stato sovrapposto sovrapposto
il
disegno delle costellazioni. La scala di queste foto è approssimativamente
approssimativamente
uguale alla scala della carta. Le magnitudini descritte precedentemente
precedentemente
rappresentano una misura del flusso luminoso emesso dalle stelle
indipendentemente dalla loro distanza e dalla loro luminosità
intrinseca: intrinseca:
sono le cosiddette magnitudini magnitudini apparenti. apparenti.
Magnitudini assolute
È del tutto ovvio che l' interesse maggiore è rivolto alla conoscenza conoscenza
del
flusso luminoso proprio delle singole stelle: essa fornisce informazioni,
informazioni,
anche dettagliate, sui meccanismi fisici che hanno luogo negli interni interni
stellari
(tipo e durata delle reazioni nucleari, contrazioni gravitazionali, gravitazionali,
emissione di
materia...).
L' energia intrinsecamente prodotta si deduce dalla magnitudine assoluta
M, , definita come la magnitudine apparente m di una stella posta alla
distanza di 10 parsec.
La relazione che lega le magnitudini assoluta ed apparente e la distanza è:
m - M = -5 5 + 5 log10 D
essendo D la distanza in parsec. parsec.
La grandezza (m - M) prende il nome di
modulo di distanza. distanza.
Per il calcolo delle distanze in "Galassie Lontane" sono necessari dei
"calibratori"di distanza cioè di stelle la cui magnitudine assoluta assoluta
è nota per
vie diverse.

I calibratori di distanza - le stelle variabili
Per misurare distanze maggiori di un centinaio di parsec e quindi, quindi,
in
definitiva, per fissare la scala delle distanze nell'Universo osservabile
bisogna ricorrere a metodi diversi dalla parallasse. In base alla alla
relazione
che sussiste tra la magnitudine apparente e quella assoluta ecco che è
necessario scoprire nelle altre galassie delle "candele" stellari, stellari,
di luminosità
assoluta nota, per potere effettuare una stima della loro distanza. distanza.
Conoscendo la legge con cui si attenua la luce in base alla distanza distanza
ecco
che si può risalire, una volta nota la luminosità (o magnitudine)
assoluta della stella alla sua distanza. distanza.
Uno di questi metodi è quello delle Cefeidi classiche. classiche.
Chiaramente questo
metodo si può applicare a galassie non troppo lontane in quanto condizione
fondamentale fondamentale è che in esse si possano risolvere le stelle che le
compongono. Le variabili Cefeidi sono stelle pulsanti con periodi che vanno
da 2 a 40 giorni. La signora signora Leavitt Leavitt nel 1912 trovò, dopo avere effettuato
centinaia di misure delle variabili Cefeidi nelle nubi nubi di di Magellano, Magellano,
una
relazione tra il periodo P e la magnitudine assoluta Mv. Mv.
In altri termini
le Cefeidi più brillanti variano di luminosità più di quelle meno brillanti brillanti
e
quindi è possibile risalire dal periodo di variabilità alla magnitudine magnitudine
assoluta.
Dal momento che la magnitudine apparente è sempre disponibile viene viene
ad
essere noto immediatamente il modulo di distanza e quindi la distanza distanza
stessa. Per questo motivo le Cefeidi sono dette indicatori indicatori di di distanza distanza o
candele candele standard. standard.

Calibratori di distanza - le supernovae in
galassie esterne
Le esplosioni di supernovae avvengono con scarsa frequenza nella nostra Galassia.
Infatti è prevista una esplosione di supernova circa ogni 300 anni. anni.
Nelle galassie esterne si sono osservate con più frequenza le esplosioni di supernova
in quanto raggiungono una luminosità apparente tale da permettere permettere
non solo di
osservarle in oggetti così lontani ma anche di distinguerle all'interno all'interno
della galassia
stessa. In questo modo si è potuto studiarne le caratteristiche osservando che ve ne
sono di due tipi:
supernovae di tipo I che si osservano in tutte le galassie ed appartengono alla
Popolazione stellare di Tipo II
supernovae di tipo II che si osservano principalmente nelle galassie di tipo Sb e Sc
ed appartengono alla Popolazione stellare di Tipo I (stelle giovani giovani
e ricche di elementi
pesanti).
La caratteristica principale delle supernovae di tipo I è che le loro curve di luce (che
esprimono l'andamento della luminosità apparente in funzione del tempo) hanno
caratteristiche del tutto simili le une con le altre. Ma il fatto fatto
più importante è che
raggiungono tutte una luminosità assoluta (quella indipendente dalla dalla
distanza)
corrispondente in magnitudine al valore: M = -19 19.8 .8. . Se quindi una supernova di tipo
I appare in una galassia esterna le si può assegnare, al massimo della luminosità,
quella magnitudine assoluta. Di conseguenza è facile ricavare la distanza D
applicando la formula del modulo di distanza:
m - M = -5 5 + 5 log D

Sfera Sfera celeste celeste
Non percependo le diverse distanze che ci
separano dai corpi celesti tutti questi appaiono
proiettati su di una superficie sferica di raggio
infinitamente grande al cui centro si trova la
Terra, il nostro punto d'osservazione. Per
muoverci agevolmente lungo la sfera celeste è
necessario allora individuare delle guide e dei
punti di riferimento che coincideranno con i
corrispondenti del nostro pianeta essendone
praticamente dei prolungamenti di questo
proiettati all'infinito.

Riferimenti celesti celesti assoluti
Asse celeste - detto anche asse del
mondo o polare, è il prolungamento
dell'asse terrestre e quindi il perno della
rotazione apparente del cielo;
Poli Celesti - le intersezioni dell'asse
celeste con la sfera celeste;
Equatore Celeste - proiezione
dell'equatore terrestre è quindi il cerchio
massimo che si ricava dall'intersezione della
sfera celeste con il piano perpendicolare
all'asse celeste passante per il centro della
Terra, e che divide perciò la sfera celeste in
due emisferi uguali, quello settentrionale (o
boreale) boreale)
e quello meridionale (o
australe); australe);

Eclittica - il percorso annuale ed
apparente del Sole lungo la sfera
celeste attraverso le costellazioni
dello zodiaco, zodiaco,
che non è altro che
la proiezione celeste del piano
orbitale disegnato dalla Terra che
risulta quindi essere inclinata di
23,5° dall'equatore celeste;
Punto d'Ariete - chiamato anche
punto equinoziale, punto gamma o
punto vernale, vernale,
è quel punto della
sfera celeste dove appare
proiettato il Sole quando la Terra
si trova all'equinozio di primavera.

Riferimenti Riferimenti celesti celesti relativi relativi all'osservatore
Zenit - il punto in cui la verticale del luogo
d'osservazione (la direzione del filo a piombo)
incontra la volta celeste;
Nadir - l'opposto dello zenit;
Meridiano celeste - il cerchio massimo
passante per lo zenit, il nadir ed i poli celesti,
che non è altro che la corrispondente proiezione
del meridiano geografico, uno dei circoli
massimi delle coordinate terrestri;
Punto di Mezzocielo - l'intersezione del
meridiano celeste con l'equatore celeste;
Orizzonte Astronomico - l'intersezione del
piano tangente al luogo di osservazione con la
sfera celeste che incrociando a sua volta il
meridiano e l'equatore crea rispettivamente i
punti cardinali Nord/Sud ed Est/Ovest;
Linea Meridiana - la retta che congiunge i
punti cardinali Nord e Sud.

Cerchi Cerchi fondamentali di di riferimento
riferimento
Circoli Massimi -
cerchi creati dalle
intersezioni della sfera
celeste con piani
passanti per il suo
centro;
Circoli Orari - circoli
massimi passanti per i
poli celesti.

Latitudine Latitudine del del luogo luogo
d'osservazione
L'altezza dei poli celesti è strettamente legata alla
latitudine del luogo d'osservazione. Infatti, tanto più ci si
allonta o ci si avvicina all'equatore, e dunque tanto più
cresce o diminuisce la latitudine, di altrettanto i due poli
celesti si alzano o si abbassano rispetto all'orizzonte.
Conseguentemente si verificherà quanto segue:
Poli - le stelle visibili non sorgono e non tramontano mai
descrivendo delle traiettorie parallele all'orizzonte;
Latitudini Intermedie - solo alcune stelle sorgono e
tramontano descrivendo delle traiettorie inclinate rispetto
all'orizzonte;
Equatore - tutte le stelle sorgono e tramontano
descrivendo delle traiettorie perpendicolari all'orizzonte.

Sistema Solare Solare
Il sistema solare è formato dal Sole e da tutta una serie
di corpi celesti che ruotano attorno ad esso, e che a
seguito della risoluzione approvata dall'I.A.U. dall'I.A.U.
(International
International Astronomical Union) nella seduta
del 24 Agosto 2006 possono essere così suddivisi:
Pianeti - Mercurio, Venere, Terra, Marte, Giove,
Saturno, Urano e Nettuno;
Pianeti nani - Ceres, Ceres,
Plutone ed Eris; Eris;
Corpi minori - satelliti dei pianeti, asteroidi, meteoriti e
comete.
Tutto attorno il mezzo interplanetario composto da
polvere e gas, gas,
il quale viene spazzato continuamente
alla velocità di diverse centinaia di km/sec da quello
sciame di particelle emesso dal Sole noto come vento
solare, solare,
i cui effetti giungono sino alla distanza di circa
100 UA (UA ( UA = distanza media fra la Terra ed il Sole pari
a circa 149,6 milioni di km) dove si trova l'eliopausa
l'eliopausa,
, il
confine del sistema solare che delimita la zona di
influenza della nostra stella che viene a sua volta
chiamata eliosfera.
eliosfera

Origine Origine del del sistema sistema
solare solare
Secondo le più recenti teorie il sistema solare si sarebbe formato formato
circa 4,5 miliardi di anni fà per l'aggregazione e la condensazione di
una nube di materia interstellare. Questa, entrando in rotazione su se
stessa, avrebbe poi creato un disco concentrando al centro di esso esso
la
stragrande maggioranza della materia per effetto delle forze
gravitazionali. Successivamente con l'aumento della temperatura si
sarebbe innescato il processo di nucleosintesi stellare che diede vita
al Sole, mentre la restante parte della materia avrebbe dato vita vita
a
sua volta ai planetesimi, planetesimi,
e quindi ai pianeti, ai pianeti nani ed agli
altri corpi minori.
E' probabile quindi che proprio durante questa fase l'innesco della della
stella abbia spazzato via dai corpi più vicini la gran parte dei gas che
li avvolgeva, creando così i pianeti di tipo terrestre, terrestre,
dall'aspetto
solido, ed i pianeti gioviani, gioviani,
avvolti invece da immense quantità di
gas allo stato liquido.

Orbite Orbite
Tutti i corpi del sistema solare ruotano su orbite
ellittiche attorno al Sole che rimanendo fermo occupa
uno dei due fuochi di ogni ellisse. I pianeti
soprattutto, si muovono con orbite poco eccentriche e
quasi tutti sullo stesso piano dell'orbita terrestre (per
definizione chiamato eclittica), eclittica),
ragion per cui dalla
Terra li vediamo attraversare insieme al Sole la stessa
fascia celeste al centro dello Zodiaco. Zodiaco.
Viceversa i
pianeti nani ed i corpi minori (asteroidi, comete e
meteoroidi) meteoroidi)
sono caratterizzati generalmente da
orbite più allungate ed inclinate.
Ogni corpo del sistema solare si muove secondo
velocità diverse a seconda della distanza dal Sole, più
velocemente quando si trova nei pressi della stella, al
perielio, perielio,
e meno velocemente quando si trova nel
punto più lontano da essa, all'afelio all'afelio.
. Durante questo
movimento infatti, a causa delle orbite che non sono
circolari, ma ellittiche, la distanza dal Sole varia fra un
minimo ed un massimo. Mercurio ad esempio oscilla
da 46 milioni di km al perielio a 69,8 milioni di km
all'afelio.

Legge Legge di di Gravitazione Gravitazione Universale
Universale
Tutto ciò è una diretta conseguenza della legge di gravitazione
universale, universale,
elaborata da I. Newton, Newton,
che afferma:
fra fra due due qualsiasi qualsiasi corpi corpi esiste esiste una una forza forza di di mutua mutua attrazione attrazione
direttamente direttamente proporzionale proporzionale al al prodotto prodotto delle delle rispettive rispettive masse masse ed ed
inversamente inversamente proporzionale proporzionale al al quadrato quadrato della della loro loro distanza. distanza.
Ne deriva dunque che orbitando attorno al Sole i maggiori corpi del
sistema solare percorrono orbite quasi circolari, od ellittiche a bassa
eccentricità, che per definizione geometrica, così come i cerchi sono
il luogo geometrico dei punti di un piano aventi la stessa distanza distanza
dal centro, sono il luogo geometrico dei punti di un piano che hanno hanno
la stessa somma delle distanze da due punti denominati fuochi. fuochi.
Tuttavia gli scienziati presumono che esistano anche corpi, le
comete, che in alcuni casi possano percorrere orbite paraboliche, paraboliche,
od
addirittura iperboliche, che le porteranno a perdersi nello spazio spazio
galattico dopo essere transitate attorno al Sole.

Elementi orbitali orbitali
Le orbite sono comunque caratterizzate da alcuni parametri che permettono permettono
di
individuarle nello spazio del sistema solare, gli elementi orbitali, orbitali,
grazie ai
quali è possibile tracciare e seguire in ogni istante il moto di ogni corpo rispetto
al Sole.
Semiasse Maggiore - la misura del diametro maggiore dell'orbita espressa in
UA;
Eccentricità - il rapporto fra la distanza di un fuoco dal centro ed il semiasse semiasse
maggiore (definisce la forma dell'orbita - per e=0 circolare, e=1 parabolica,
0

Pianeti Pianeti
I pianeti sono i principali corpi del sistema solare. Essi si muovono muovono
attorno a
Sole percorrendo orbite ellittiche che giacciono quasi sullo stesso stesso
piano
dell'orbita terrestre. Partendo comunque dall'interno, e procedendo procedendo
verso
l'esterno, essi sono: Mercurio, Venere, Terra, Marte, Giove, Saturno, Saturno,
Urano
Nettuno.
Ad essi si aggiungono i pianeti nani: nani:
Plutone, Plutone,
Ceres ed Eris. Eris
Sia i pianeti, che i pianeti nani, sono spesso accompagnati anche anche
da altri
piccoli corpi, definiti satelliti o lune, lune,
che ruotano attorno al compagno
principale secondo orbite ellittiche e con il quale costituiscono costituiscono
un unico
sistema orbitante attorno al Sole. Il loro numero varia per ogni pianeta o
pianeta nano, nessuno per Mercurio e Venere, uno per la Terra e Plutone, Plutone,
sino ad arrivare a Giove e Saturno che con le loro decine di satelliti satelliti
costituiscono delle piccole riproduzioni dello stesso sistema solare. solare.

Nuove Nuove definizioni definizioni di di pianeta pianeta e e pianeta pianeta nano nano
Alla luce della risoluzione dell' I.A.U. approvata il 24 Agosto 2006, la nuova
definizione di pianeta è quella di un corpo celeste che:
orbita attorno al Sole;
ha una massa sufficiente per resistere alla proprie forze gravitazionali
gravitazionali
mantenendo una forma rigida e rotonda;
ha ripulito la sua orbita dai corpi minori che si trovavano nelle nelle
proprie
vicinanze.
Viceversa la definizione di pianeta nano sempre secondo la risoluzione
dell' I.A.U., I.A.U.,
che ha declassato Plutone e promosso Ceres includendoli in
questa nuova categoria di oggetti del sistema solare assieme ad Eris, Eris,
è
quella di un corpo celeste che:
orbita attorno al Sole;
ha una massa sufficiente per resistere alla proprie forze gravitazionali
gravitazionali
mantenendo una forma rigida e rotonda;
non ha ripulito la sua orbita dai corpi minori che si trovavano nelle proprie
vicinanze;
non è un satellite.

Classificazione
dei dei pianeti pianeti
Una prima distinzione fra i pianeti del sistema solare la si può effettuare in base
all'orbita terrestre, e perciò li possiamo suddividere in:
Pianeti Inferiori - quelli le cui orbite si trovano all'interno dell'orbita terrestre terrestre
(Mercurio e Venere);
Pianeti Superiori - quelli le cui orbite si trovano esternamente all'orbita terrestre terrestre
(Marte, Giove, Saturno, Urano e Nettuno).
In riferimento alle loro caratteristiche e proprietà fisiche li distingueremo invece in:
Pianeti Terrestri (o interni) - caratterizzati da piccole dimensioni, superficie solida,
compatta e ricca di elementi pesanti, volume e massa limitati, grandi grandi
densità;
Pianeti Gioviani (o esterni) - dalle dimensioni maggiori, superficie gassosa,
atmosfera ricca di idrogeno ed elio, anello di svariate dimensioni, dimensioni,
maestoso in
Saturno ed impercettibile negli altri, volume e massa elevati, piccole piccole
densità.
Alla prima appartengono oltre alla Terra, Mercurio, Venere e Marte. Marte.
All'altra, subito
dopo la "fascia " fascia degli asteroidi", asteroidi",
quasi un confine fra i due gruppi, Giove, Saturno,
Urano e Nettuno.