La Terra. 4) La vita

Circa 3 miliardi ed 800 milioni di anni fa comparve il primo essere vivente unicellulare.

Sulla giovane Terra si instaurò assai presto un ciclo dell’acqua: le piogge trasportavano i composti venefici dell’atmosfera primigenia (CO2, CH4, NH3, H2S…) nei fiumi e quindi nel mare. Qui essi subivano grandi apporti di energia dalle scariche elettriche dei fulmini, assai frequenti in quei remotissimi acquazzoni, dai vulcani di cui la crosta solida abbondava, e forse dall’azione dei raggi ultravioletti del Sole (non vi era certo lo strato di ozono a proteggere il mondo) e dall’attività dei materiali radioattivi, certamente a quei tempi assai maggiore dell’attuale.

Ciò provocò la reazione dei semplici composti sopra citati a formare molecole più complesse: gli aminoacidi, che non sono altro che le basi chimiche della vita. Infatti il citoplasma cellulare consiste di molecole di proteine, a loro volta formate da varie combinazioni di molecole di amminoacidi unite in serie fra loro, mentre il materiale genetico è formato da lunghe molecole di acidi nucleici, formati da diverse combinazioni di unità molecolari molto più semplici, i nucleotidi, anch’essi uniti in serie.
Tutto questo fa comprendere come la comparsa di organismi viventi debba essere stata preceduta dalla formazione di un complesso ambiente chimico detto comunemente « brodo primordiale », e descritto come una soluzione di sostanze organiche formatesi in seguito a processi non biologici.
Comunque siano andate le cose, è un dato di fatto che l’RNA ed il DNA si sono formati; questi aggregarono altre proteine, bolle d’aria, molecole d’acqua ed una pellicola esterna di zuccheri e proteine. Ebbe così origine una struttura complessa cui è stato dato il nome di coacervato (“ammucchiato”): un’aggregazione sferica di molecole lipidiche che formano un’inclusione colloidale, tenute insieme da forze di natura idrofobica. I coacervati misurano da 1 a 100 micrometri, possiedono proprietà osmotiche e si formano spontaneamente in alcune soluzioni organiche diluite. Si arriva in tal modo ai protobionti, come li ha chiamati il biochimico russo Alexander Oparin (1894-1980), che negli anni trenta del secolo scorso fu tra i primi a studiare la genesi della vita. I protobionti dovevano essere organismi microscopici, forse simili ai batteri attuali del tipo cocchi, ed erano eterotrofi, cioè non erano in grado di sintetizzare in modo autonomo le sostanze nutritive organiche loro necessarie, ma si trovavano costretti ad assumerle direttamente dall’ambiente circostante. Tutto questo richiede naturalmente che l’organismo eterotrofo sia immerso costantemente in acqua o almeno in un ambiente umido, indispensabile veicolo per far penetrare quelle sostanze in soluzione attraverso una primitiva specie di membrana.
Sulla base delle tracce fossili di Fig Tree, nello Swaziland, nelle quali fu ritrovato il più antico microrganismo fossile conosciuto, si può dire che, ad un solo miliardo di anni di distanza dall’origine della Terra, sulla superficie del nostro pianeta erano già comparsi i primi organismi viventi.

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I primi esseri viventi erano eterotrofi ma una volta esaurite le « scorte alimentari » dell’ambiente circostante, gli eterotrofi si sarebbero infatti necessariamente estinti. Il processo evolutivo superò questo ostacolo con la realizzazione di un meccanismo di nutrizione più sofisticato: alcuni batteri primitivi (cianobatteri) diedero infatti vita ai primi organismi autotrofi, cioè capaci di sintetizzare in modo autonomo le sostanze nutritive organiche a partire da semplici sostanze inorganiche, come l’anidride carbonica e l’acqua, mediante un processo detto fotosintesi, che sfrutta direttamente l’energia della luce solare. In tal modo, con lo sviluppo degli autotrofi, gli eterotrofi hanno potuto proseguire la loro evoluzione, avendo a disposizione gli autotrofi come nutrimento. Non sappiamo come questo sia avvenuto, ma sappiamo con certezza che era già avvenuto circa 2,4 miliardi di anni fa: a quell’età risalgono infatti le rocce sedimentarie (selci) di Gunflint in Canada, nelle quali compaiono le primissime e semplici cellule procariote, cioè prive di un nucleo delimitato da una vera e propria membrana, ed il cui materiale dnatico è semplicemente contenuto nel citoplasma della cellula. Questi organismi pionieri furono le alghe verdazzurre.
La clorofilla le rendeva capaci di trasformare l’anidride carbonica, di cui l’atmosfera abbondava, in ossigeno, che esse riversarono negli oceani e nell’atmosfera. Furono proprio quelle prime alghe unicellulari a cambiare per sempre il volto del pianeta, perché la produzione di ossigeno rese l’atmosfera respirabile, e ciò avrebbe permesso alla vita di diffondersi ovunque, invadendo tutti gli ambienti.

La Terra. 3) Periodo ARCHEANO

Al periodo Archeano risalgono le formazioni rocciose più antiche oggi superstiti sulla Terra, e proprio la scarsità di testimonianze rende incerta la nostra conoscenza di questo periodo, il quale copre l’arco di tempo che va da 3,8 miliardi a 1,6 miliardi di anni fa.

I cratoni e i protocontinenti
Al principio di quest’epoca il nostro pianeta aveva già una crosta solida, in cui si distinguevano ampie aree depresse, coperte dagli oceani, e alcuni settori emersi, in cui lo spessore della crosta era andato aumentando per il formarsi e accumularsi di rocce simili al granito. Oltre che in Australia e in Groenlandia, dove affiorano le più antiche testimonianza di quelle lontane fasi di evoluzione della Terra, rocce di età compresa tra i 3,4 e i 3 miliardi di anni, di origine sedimentaria, sono state trovate in Sudafrica, e rocce analoghe per natura ed età sono state riconosciute anche in Africa, in Siberia e nel Sudamerica. Si tratta delle aree note come cratoni, che comprendono i frammenti più antichi dei continenti attuali, di difficile interpretazione perché consistono di complesse successioni di rocce metamorfiche che sono state in molti casi intruse da grandi corpi ignei nel rincorrersi delle ere geologiche.

Durante l’Archeano sono stati ritrovati i resti delle primissime orogenesi (quando i continenti vanno a sbattere l’uno contro l’altro, si verificano imponenti eventi orogenetici, cioè si formano ampie catene montuose), da tempo totalmente spianate dall’erosione; rimangono solo le rocce dei loro nuclei, profondamente metamorfosate. Si sono riconosciute rocce di origine desertica ed estesi depositi morenici distribuiti in molti punti del globo, testimonianze di profondi mutamenti climatici su scala mondiale, analoghi a quelli messi in luce, con molti più dettagli, per età più recenti.

In alcuni scudi, tra le rocce di antiche orogenesi, compaiono le ofioliti o rocce verdi, cioè resti di crosta oceanica: questo significa che già da allora i bacini oceanici si aprivano e si richiudevano, mentre i continenti si allontanavano o si avvicinavano, come accade tuttora in seguito alla deriva dei continenti.

I continenti emersi
Al principio dell’Archeano risalgono i primissimi indizi dell’esistenza di continenti emersi. Si pensa che il più antico in assoluto sia il continente di Vaalbara, il cui nome deriverebbe da quelli della regione sudafricana del Kaapvaal e dell’area di Pilbara(Australia Occidentale), in cui si trovano ancora racchiuse come reliquie le loro antichissime rocce: Vaalbara sarebbe già esistito circa 3,3 miliardi di anni fa. Poco dopo di esso è attestata la formazione del continente di Ur, il cui nome nulla ha a che fare con la biblica patria di Abramo, ma deriva dal tedesco Urkontinent (“continente ancestrale”), e che sarebbe emerso circa 3 miliardi di anni fa. Ma come essi si sono formati esattamente? Un’ipotesi è che essi siano nati per accrezione, cioè per sovrapposizione successiva delle cosiddette “Cinture di Greenstone”, che a partire dagli anni settanta sono state interpretale dalla maggior parte dei geologi come antichissimi archi di isole vulcaniche formatisi lungo i margini delle placche tettoniche in collisione, e successivamente diventati parte degli attuali continenti.

Infatti, quando un oceano si chiude, la crosta oceanica più pesante si immerge nel mantello scivolando sotto la crosta oceanica, e formando profonde fosse di subduzione: è ciò che accade alla Placca di Nazca, che sta scivolando sotto la Placca Sudamericana dando vita all’imponente sistema montuoso delle Ande: questo scontro ha tra l’altro provocato il catastrofico terremoto di 8,8 gradi Richter che il 27 febbraio 2010 ha colpito il Cile. La fusione della crosta basaltica scivolata in profondità provoca la riemersione di magma, che dà vita a grandi archi vulcanici lungo il margine di una fossa oceanica: in questo modo si sono formate le isole giapponesi, parallele alla profonda fossa del Giappone siccome il fondo del Pacifico sta scivolando sotto la placca asiatica. Quando l’oceano si chiude, le isole così formate non vengono trascinate nel mantello insieme al resto delta crosta, ma vanno a scontrarsi contro la placca continentale già esistente e si uniscono ad essa. Questo è il caso del cosiddetto “continente di Avalonia”, un arco insulare esistente nel Paleozoico Oceano Giapeto, il precursore dell’attuale Oceano Atlantico; quando esso si chiuse dando vita al supercontinente Pangea, Avalonia venne schiacciato contro Nordamerica ed Europa, ed oggi le sue rocce costituiscono parte del New England, dell’isola di Terranova, dell’Irlanda, l’Inghilterra ed il Galles, il Belgio, i Paesi Bassi, la Germania settentrionale e la Polonia nordoccidentale (come si vede, dopo l’apertura dell’Oceano Atlantico parte di Avalonia restò su una delle sue sponde e parte sull’altra).

 

Antichi supercontinenti

Naturalmente, subito dopo la loro nascita, i continenti cominciarono ad andare alla deriva sul mantello fluido sottostante. I dati paleomagnetici hanno permesso di ricostruire, sia pure con molte incertezze, la posizione reciproca delle aree continentali, che nel loro vagabondare sono entrati più volte in collisione, saldandosi in un’unica vasta massa, per disarticolarsi però ben presto in nuovi frammenti alla deriva. Nel corso dell’eone Archeano abbiamo indizi dell’esistenza di almeno tre supercontinenti formatisi e disgregatisi in continuazione, ecco i loro nomi:

  • Kenorlandia, fra 2,7 e 2,2 miliardi di anni fa, che comprendeva la Laurentia (il nucleo di quello che oggi sono il Nord America e la Groenlandia), la Baltica (l’attuale Scandinavia e i paesi baltici), l’Australia occidentale e il Kalahari;

  • Columbia o Hudsonia, tra 1,8 ed 1,5 miliardi di anni fa, che comprendeva Laurentia, Baltica, Siberia, Ucraina, Amazzonia, Australia, il Nord della Cina e il Kalahari, e si estendeva per ben 13.000 km lungo l’asse nord-sud;

  • Rodinia (dal russo rodit, “generare”), tra 1,3 e un miliardo di anni fa, centrata probabilmente a sud dell’equatore e ricoperta da vaste calotte glaciali per buona parte della sua storia.

La Terra. 2) Periodo ADEANO

ADEANO o epoca pregeologica – da 4,5 miliardi a 3,8 miliardi di anni fa.

E’ il periodo di tempo che va da quando si è formato l’ammasso gassoso da cui ha avuto origine la Terra alla sua trasformazione in un corpo solido.

Il suo nome significa “infernale”, perchè esso rappresenta l’epoca durante la quale si formò la crosta terrestre, inizialmente incandescente; quindi, a quei tempi la superficie del nostro pianeta doveva apparire come un vero e proprio inferno. Questo nome venne introdotto per la prima volta nel 1972 dal geologo Preston Cloud (1912-1991), per indicare il periodo antecedente la formazione delle rocce più antiche sulla Terra.

L’Adeano è suddiviso in tre periodi:

  • Criptico,
  • Nettariano,
  • Imbriano.

Lo sviluppo della crosta terrestre

Su questo processo lento e decisivo per la nostra storia non si hanno ancora certezze; si ritiene tuttavia che gli elementi pesanti, come il ferro, andarono a depositarsi al centro a causa della forza di gravità, mentre gli elementi più leggeri, i silicati, formarono un oceano incandescente alla superficie. Dopo circa 500 milioni di anni dalla nascita della Terra, il paesaggio incandescente iniziò a raffreddarsi: la dissipazione di calore nello spazio diede inizio al raffreddamento del nostro pianeta, e nell’oceano di magma cominciarono a comparire lembi di rocce formate da minerali ad alto punto di fusione, una sorta di zattere roventi ma solide simili alla crosta sottile che vediamo formarsi alla superficie di una colata di lava, mentre questa sta ancora fluendo dal cratere. In quei tempi la Luna, ancora rovente, distava dalla Terra solo 16.000 Km contro i 384.000 attuali, per cui doveva invadere gran parte del cielo, dal quale meteoriti o addirittura piccoli protopianeti dovevano continuare ad abbattersi nell’oceano incandescente.

Poi, l’abbassamento della temperatura al di sotto dei 1000 gradi consentì il consolidamento delle zone con temperature più basse che, divenute più stabili, avviarono la costruzione della futura crosta terrestre. Ma quei primissimi frammenti di crosta dovevano essere anche molto instabili, e dovevano venir facilmente riassorbiti dalla massa liquida e rifusi in profondità. Solo con l’ulteriore raffreddamento del pianeta, quei frammenti devono essere diventati abbastanza numerosi e grandi da formare un primo involucro solido, cioè una vera crosta primitiva. Quella prima crosta doveva apparire come una distesa di rocce caldissime (qualche centinaio di gradi Celsius), interrotta da numerose grandi fratture, dalle quali continuavano a risalire enormi quantità di magma.

Nel corso dell’Adeano, il pianeta Terra fu interessato da un evento particolarmente distruttivo chiamato « grande bombardamento tardivo »: circa 3,9 miliardi di anni fa asteroidi di grandi dimensioni bombardarono il pianeta con una potenza incredibile, per via del fatto che in quell’epoca il giovane sistema solare era ancora molto affollato da piccoli oggetti, ed in virtù della forza di gravità i corpi maggiori andavano “ripulendo” le loro orbite da tutti i “sassi” spaziali che fino a quel periodo le infestavano. Questo attivissimo bombardamento meteoritico doveva aprire continuamente nuove lacerazioni nella crosta, subito invase dal magma. Il fenomeno sembra aver avuto origine da un’instabilità nella fascia degli asteroidi, a sua volta causata dalla migrazione dei pianeti giganti gassosi verso le loro orbite attuali. Le tracce di quell’intenso bombardamento meteoritico, protrattosi per almeno 700-800 milioni di anni, sono state quasi totalmente cancellate sulla Terra dall’erosione da parte degli agenti atmosferici, ma sono invece perfettamente conservate sulla Luna e su molti altri corpi del Sistema Solare, la cui evoluzione si è arrestata da lunghissimo tempo, sotto forma di crateri da impatto, a volte colmati di lava.

Le memorie di questi giganteschi impatti si trovano in spessi strati rocciosi che ne contengono tuttora i frammenti, cioè sferule di roccia fusa dal calore sprigionato dalle collisioni. Naturalmente lo studio di questi resti è complicato dal fatto che le rocce adeane sono più rare di qualunque altro tipo di roccia sulla Terra, e che i segni delle sferule da impatto sono stati ritrovati solo in terreni in cui erano presenti condizioni ideali per la preservazione, come nei depositi di scisti sul fondo del mare.

Il ferro nel cuore della Terra

La chimica del ferro può raccontare molti particolari dell’evoluzione geochimica del nostro pianeta, in particolare di quella del nucleo. Quando la Terra, appena formatasi dall’aggregazione dei materiali che circondavano il Sole, era ancora una massa non solidificata, gli elementi più densi, come il ferro, sono sprofondati verso il centro, creando il nucleo terrestre e una struttura a strati che è sopravvissuta fino alla nostra epoca. Il ferro in particolare si è separato dai silicati, composti di silicio e ossigeno, che sono andati a costituire il mantello, subito sopra il nucleo, che a sua volta è stato ricoperto dalla crosta terrestre. In questo modello complessivo mancano però molti dettagli, essenzialmente per la difficoltà tecnica di ottenere campioni del nucleo terrestre. Un aiuto viene dai dati della propagazione delle onde sismiche attraverso i vari strati terrestri, che indicano inequivocabilmente che nel nucleo ci sono anche elementi più leggeri del ferro, sulla cui natura e concentrazione però è in corso un acceso dibattito. La questione di fondo è che il ferro nel suo moto verso l’interno della Terra ha interagito con elementi più leggeri, con cui si è legato formando composti. E per capire quali furono esattamente questi elementi bisognerebbe conoscere con precisione le condizioni in quel momento, in particolare pressione e temperatura.

L’atmosfera primordiale

Dalle rocce incandescenti e dal mantello terrestre, soprattutto per opera dell’attività vulcanica, si sprigionavano ammoniaca, idrogeno, biossido di carbonio, metano, vapore acqueo ed altri elementi che, nel giro di 100 milioni di anni, gradualmente formarono l’atmosfera primordiale. Era estremamente tossica per la vita che conosciamo ai nostri giorni, essendo costituita in gran parte da una fitta nebbia di sostanze organiche gassose.

Quando la Luna aveva un campo magnetico

Fra i 4,5 e i 3,56 miliardi di anni fa anche la Luna era dotata di una geodinamo che alimentava un campo magnetico globale. Benché oggi la Luna non abbia un suo campo magnetico globale, già le missioni Apollo avevano permesso di rilevare nei campioni di rocce lunari una magnetizzazione residua, la quale dimostrava che un tempo anche il nostro satellite ne possedeva uno.

La formazione degli oceani

Nello stesso tempo, sulla superficie terrestre cominciò a manifestarsi un’altra imponente serie di eventi, che portarono alla formazione delle rocce sedimentarie, attraverso processi di erosione, trasporto e accumulo. Tali processi divennero pienamente attivi non appena la superficie si raffreddò abbastanza da permettere l’instaurarsi del ciclo dell’acqua. Infatti la Terra primitiva rimase a lungo avvolta dalle tenebre, sotto una spessa cappa di dense nubi ardenti formate dal vapore acqueo continuamente riversato nell’atmosfera dalle esalazioni vulcaniche; quando la temperatura scese abbastanza, le nubi cominciarono a sciogliersi in pioggia, e l’atmosfera primordiale diede vita a tempeste di inimmaginabili proporzioni, sotto le quali la Terra gemeva e ribolliva.

In un primo tempo, abbattendosi sulle rocce incandescenti, la pioggia svaporava, ma con il graduale raffreddamento della crosta solida l’evaporazione andò diminuendo finché l’acqua poté condensare nelle zone più depresse della superficie terrestre, formando i primi oceani, mentre gli altopiani rocciosi formarono i continenti. Su di essi si costituirono anche i primi reticoli fluviali, che trasportavano i detriti strappati alle zone più elevate e li riversavano sul fondo dei mari primordiali.

A poco a poco il nostro pianeta assunse un aspetto a noi più familiare, con una zona gassosa ricca di nubi detta atmosfera, una liquida con oceani, laghi e fiumi, detta idrosfera, ed una solida indicata con il nome di litosfera, con i primi abbozzi di quelli che diventeranno i futuri continenti.

 

 

 

La Terra. 1) Periodo PRECAMBIANO

DA 4 MILIARDI E CINQUECENTOMILIONI DI ANNI FA A 542 MILIONI DI ANNI FA

È l’era più antica della storia della Terra.

La vita inizia sulla Terra con i primi invertebrati con esoscheletro (542 milioni di anni fa).

Il PRECAMBIANO si divide in 3 periodi:

  • ADEANO – (da 4,5 miliardi a 3,8 miliardi di anni fa)
  • ARCHEANO – (da 3,8 miliardi a 1,6 miliardi di anni fa)
  • ALGONCHIANO – (da 1,6 miliardi a 542 milioni di anni fa)

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L’origine dell’acqua sulla Terra

La terra ha oltre 4 miliardi e mezzo di anni.

Sembra che l’acqua sia arrivata prevalente da parte delle comete, che altro non sono se non grandi palle di neve sporca, e di alcuni tipi di meteoriti. Secondo alcuni scienziati della però sarebbero meteoriti e asteroidi, come le condriti carbonacee, le fonti più probabili dell’acqua terrestre. L’opinione finora prevalente è che le comete abbiano avuto origine oltre l’orbita di Giove, ai margini del sistema solare, e che si siano poi spostate verso l’interno, portando notevoli quantità di materiali volatili sulla Terra. In questo caso, il ghiaccio delle comete e quello trovato nei resti di ghiaccio presenti sotto forma di silicati idrati nelle condriti carbonacee dovrebbero avere composizioni isotopiche simili. In particolare, gli oggetti che si sono formati a maggiore distanza dal Sole dovrebbero avere in media un contenuto di deuterio più elevato di quello presente nei corpi che si sono formati più vicino, e gli oggetti che si sono formati nelle medesime regioni dovrebbero avere composizioni isotopiche simili. Confrontando il contenuto in deuterio nell’acqua delle condriti carbonacee e quello delle comete è possibile dire se le meteoriti si sono formate nelle regioni che hanno ospitato la formazione delle comete.

Circa il 71 % della superficie terrestre è oggi ricoperta da acqua salata.

 

I protopianeti

Ed ecco come gli astronomi moderni ritengono che siano andate le cose. La formazione del sistema solare sarebbe avvenuta per la condensazione, in un angolo remoto della nostra Galassia, di una nube composta in massima parte da gas, idrogeno ed elio ed in minima parte da grani solidi, ghiaccio, grafite, silicati e ferro.
A causa della rotazione la nube primordiale collassò con la conseguente formazione di un corpo centrale più denso circondato da gas la cui massa era circa 1/10 della massa totale. Con il collasso si formarono nuovi vortici che frantumarono la nube in più parti dotate di un proprio movimento di rotazione.
Uno di questi frammenti in rotazione, divenne il nucleo del nostro sistema solare che, per effetto della rotazione, iniziò ad appiattirsi, assumendo la forma di un disco.
A distanze crescenti da quest’embrione di stella, intanto, gli urti fra le particelle in caduta avevano prodotto degli addensamenti locali che agivano anch’essi da centri di attrazione per la materia circostante: sono i protopianeti, abbozzi informi dei pianeti.
Le condizioni fisiche della nube primordiale erano molto diverse procedendo dal nucleo verso l’esterno. Al centro vi erano le temperature e le pressioni più elevate e, richiamate dalla maggior forza di gravità, le particelle più grandi e pesanti. Verso la periferia, forza di gravità e temperatura decrescevano, il gas era più rarefatto, i grani solidi più piccoli e leggeri.
Il centro del disco divenne il punto di attrazione di particelle solide e gassose che provocarono il continuo aumento della temperatura e della pressione ed diedero origine al Sole.
Nel centro di questa nube primordiale si accumulò infatti una quantità di materia densa e calda che ben presto superò i parametri critici per l’avvio della reazione nucleare di fusione dell’idrogeno in elio. I corpi che raggiungevano una certa massa iniziavano intanto ad attrarre i gas e le polveri contenute nella zona gassosa, accrescendosi sino allo stato attuale. La radiazione prodotta dal Sole nascente, a seguito dell’alta temperatura sviluppatasi per la contrazione gravitazionale, arrestò il processo di accrescimento dei pianeti eliminando il gas della nube residua.
Le alte temperature raggiunte nella zona gassosa più prossima al Sole sono state la causa della dispersione degli elementi più leggeri e volatili, come l’idrogeno e l’elio. Si poterono formare quindi protopianeti di massa minore e formati essenzialmente da elementi pesanti, come il ferro, caratterizzati da una massa minore ma con con maggiore densità.

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Ebbero così origine due famiglie nettamente distinte di pianeti:

a) pianeti terrestri. In ordine di distanza dal Sole, i primi quattro (Mercurio, Venere, Terra e Marte), privati degli elementi più volatili dalla radiazione solare, sono costituiti d’ammassi solidi ad alta intensità (4-5 grammi a centimetro cubo) e piccole dimensioni molto simili (raggi compresi tra 2500 e 6000 chilometri)
b) pianeti gioviani. I successivi quattro pianeti (Giove, Saturno, Urano e Nettuno), hanno potuto accrescersi utilizzando, oltre alle particelle solide più pesanti, abbondanti quantità di gas e ghiaccio per cui sono caratterizzati da bassa densità media e da grandi dimensioni. Per le loro caratteristiche sono detti giganti gassosi o di tipo gioviano. Hanno raggi che vanno dai 26.000 chilometri di Urano e Nettuno ai 60.000 di Saturno ed agli oltre 70.000 di Giove. Sono in gran parte fluidi, con densità nettamente minori di quelle dei pianeti terrestri. Tutti i pianeti gassosi sono circondati da anelli; solo quelli di Saturno, però, sono così splendenti da essere visibili chiaramente anche dalla Terra. Essi, infatti, sono quasi completamente costituiti da cristalli di ghiaccio d’acqua o ne sono ricoperti, per cui, la luce del Sole è in gran parte riflessa tanto da renderli visibili, nonostante il loro spessore non superi il chilometro.

Lo sviluppo del sistema solare

Circa 5 miliardi di anni fa…

il cosmo aveva cominciato ad assumere l’aspetto attuale e tutto era pronto per la nascita del Sistema Solare.

Il Sole, con tutti i corpi che gli ruotano attorno, costituisce il sistema solare. Sulla sua origine abbiamo tre teorie:

1) Teoria mareale
Nel 1745 Georges Louis Leclerc elaborò una teoria secondo la quale i pianeti si sarebbero formati dopo il passaggio di un corpo di grande massa che, transitando nei pressi del Sole, gli avrebbe strappato della massa, poi raccoltasi in una specie di filamento a forma di sigaro; spezzatosi in vari frammenti poi condensatisi, esso avrebbe dato vita ai pianeti ed ai satelliti.

2) Teorie catastrofiche
Nel XIX secolo vennero elaborate le cosiddette teorie catastrofiche, secondo le quali il sistema solare si sarebbe formato successivamente all’origine del Sole dalla materia che quest’ultimo avrebbe espulso a seguito dell’impatto con una cometa o addirittura con un’altra stella.

Le teorie mareali e catastrofiche, tuttavia, non erano in grado di spiegare molte caratteristiche del sistema solare, ed erano legate all’aleatorietà di eventi disastrosi su larga scala, che oggi sappiamo essere rarissimi.

3) Teoria nebulare o di Kant-Laplace
L’ipotesi che tutto abbia avuto origine da una materia primordiale concentrata in una nebulosa di gas e polveri fu formulata per la prima volta da Cartesio nel 1644, ma le prime teorie scientifiche che andavano in questo senso furono elaborate nel 1755 dal filosofo tedesco Immanuel Kant(1724-1804).
Secondo la teoria nebulare di Kant, il Sole ed il sistema solare si sarebbero formati a seguito della condensazione di una grande nube di gas in rotazione.
Nel 1797, indipendentemente dall’opera di Kant, Pierre Simon marchese di Laplace spiegò l’origine del sistema solare ipotizzando che da una primitiva nebulosa dotata di un moto di rotazione si sarebbero staccati, per contrazione e raffreddamento, gli anelli esterni i quali successivamente avrebbero dato origine ai protopianeti; aggregandosi sotto l’effetto della gravità, essi avrebbero originato i pianeti. Allo stesso modo si sarebbero formati i satelliti, la cui origine sarebbe derivata dagli anelli staccatisi dalla superficie dei pianeti, o da protopianeti “sopravvissuti”.

L’accettazione di una teoria o dell’altra prevede diversi modelli di universo. Secondo la teoria nebulare, infatti, la formazione di un sistema solare è la naturale conseguenza della formazione delle stelle, e quindi i sistemi solari sarebbero diffusi ovunque, non solo nella nostra Galassia, ma in tutto l’Universo. L’incontro di due stelle è invece un evento raro ed occasionale, e la formazione di un sistema solare sarebbe raro se non addirittura unico nell’Universo. Le recenti osservazioni di sistemi solari in orbita attorno alle stelle vicine danno ragione alla teoria di Kant-Laplace, e questo modifica la nostra posizione nel cosmo. Noi infatti non esistiamo su di un pianeta nato in seguito ad un evento straordinario, ma su di un corpo come ce ne sarebbero moltissimi altri nell’infinità dei cieli; non solo non siamo dei privilegiati, dunque, ma potremmo anche non essere neppure soli.