Come nascono i pianeti

di Luciana Ziino, Fondazione GAL Hassin 

Nel precedente articolo, Un, due, tre… stella! abbiamo parlato di quali sono i processi che portano alla nascita di una stella: il collasso di un nucleo denso all’interno di una nube molecolare, la formazione di una protostella circondata da un disco di accrescimento, l’aumento di temperatura e pressione nel nucleo della giovane stella fino all’accensione della fusione dell’idrogeno in elio. Strettamente connessa a questi processi è la formazione dei pianeti, che, secondo le teorie attuali, hanno origine proprio dal disco circumstellare, non a caso chiamato anche disco protoplanetario.

Fino al 1995, per studiare i meccanismi di formazione dei pianeti, gli astronomi potevano basarsi solo sul Sistema Solare. E non potendo andare indietro nel tempo per osservare la nascita del Sole, della Terra e di tutti gli altri corpi, non si poteva che elaborare un modello che riproducesse le condizioni attuali del nostro sistema.

Con la scoperta del primo pianeta extrasolare, si è aperto un nuovo orizzonte: si è scoperto che la Via Lattea è ricca di pianeti completamente diversi da quelli in orbita attorno al Sole e che il Sistema Solare non rappresenta il sistema planetario ‘standard’ nella Galassia.

È stato quindi necessario adattare i modelli già sviluppati per spiegare l’esistenza di pianeti assenti nel nostro sistema, ma molto comuni attorno ad altre stelle, come i Gioviani Caldi, le Superterre o i Mini-Nettuno.

 

L’istogramma mostra il numero di pianeti per dimensione: le barre azzurre rappresentano gli esopianeti scoperti e confermati prima del 10 maggio 2016; le barre arancioni rappresentano i 1284 pianeti scoperti dalla sonda Kepler e annunciati il 10 maggio 2016. L’istogramma mostra che i pianeti più diffusi nella nostra galassia hanno dimensioni più grandi della Terra e più piccole di Nettuno. Ma pianeti di questo tipo sono del tutto assenti nel Sistema Solare. CreditI: NASA Ames / W. Stenzel.

Nonostante lo sviluppo delle tecnologie, che hanno consentito di avere le prime osservazioni dirette di dischi protoplanetari, sulla formazione dei pianeti c’è ancora tanto da capire e sono molte le questioni irrisolte.
Tuttavia, si ritiene che l’ipotesi più probabile sia quella della formazione a partire dai granuli di polvere presenti all’interno dei dischi circumstellari.

La teoria del disco protoplanetario: dalla polvere ai pianeti

Il punto di partenza sono quindi granelli dell’ordine dei micrometri che possono essere soggetti a due tipi di processi: o collidono e si legano a causa delle forze elettrostatiche (coagulazione) o si accrescono catturando atomi e molecole (condensazione). Ma quando questi grumi di polvere raggiungono dimensioni dell’ordine del centimetro, diventano troppo grandi per subire l’effetto dell’attrazione elettrostatica ma sono ancora troppo piccoli per risentire dell’attrazione gravitazionale. Non è chiaro quale sia il meccanismo che, in questa fase, consente l’aggregazione dei grani.

Tuttavia, al termine di questo primo stadio si ha la formazione dei planetesimi, cioè corpi grandi qualche chilometro.
Il passo successivo sono gli embrioni planetari, che derivano dalle collisioni e dalle interazioni gravitazionali tra i planetesimi. Si tratta di corpi di dimensioni comprese tra quelle della Luna e quelle di Marte, in grado di incorporare i planetesimi presenti nella loro zona orbitale. Il passaggio dai planetesimi agli embrioni planetari avviene in un tempo dell’ordine del milione di anni.

Nella fase finale dell’accrescimento planetario, si ha la formazione di un piccolo numero di pianeti a partire da decine di embrioni planetari. I processi dominanti in quest’ultima parte, che ha una durata di 10 -100 milioni di anni, sono essenzialmente due: gli impatti giganteschi tra gli embrioni planetari, che possono determinarne la fusione o, in qualche caso, la disintegrazione; la dispersione della componente gassosa della nebulosa, determinata dal processo di assemblaggio dei pianeti.

 

Nascita ed evoluzione del Sistema Solare dal collasso gravitazionale della nebulosa originaria fino alla formazione dei pianeti nel disco protoplanetario. Crediti: astro.berkeley.edu

I processi fin qui descritti rappresentano i momenti principali della formazione di un pianeta. Bisogna però sottolineare che tali processi possono sovrapporsi sia spazialmente che temporalmente, il che rende più difficile elaborare un modello in grado di riprodurre correttamente la costituzione dei pianeti.

La teoria del disco protoplanetario e il Sistema Solare

Il modello del disco è in accordo con le condizioni attuali del Sistema Solare? Per capirlo dobbiamo prima parlare delle caratteristiche dinamiche e chimiche del nostro sistema.

Dal punto di vista della dinamica, possiamo dire che i pianeti del Sistema Solare presentano proprietà simili. Tutti infatti orbitano nella stessa direzione, che è il senso di rotazione del Sole, e le loro orbite sono tendenzialmente circolari e complanari (fatta eccezione per Mercurio, che ha un’orbita inclinata di circa 7 gradi rispetto all’eclittica).
Dal punto di vista della chimica, invece, Il Sistema Solare presenta una netta suddivisione: i primi quattro pianeti (Mercurio, Venere, Terra e Marte) sono piccoli, rocciosi e densi; i quattro pianeti esterni (Giove, Saturno, Urano e Nettuno) sono grandi, in gran parte gassosi e poco densi.

Un modello sulla formazione dei pianeti del Sistema Solare deve essere quindi in grado di soddisfare tali vincoli osservativi e lo scenario del disco protoplanetario è quello che più si avvicina a questo risultato.
Infatti, da un lato un disco formatosi a seguito del collasso di una nube di gas e polveri spiega perché i pianeti si trovano più o meno sullo stesso piano (quello del disco) e orbitano nella stessa direzione (per la conservazione del momento angolare).

Dall’altro, la diversa composizione chimica dei pianeti sarebbe dovuta a un gradiente negativo di temperatura con la distanza dal Sole. I pianeti interni sono costituiti prevalentemente da composti refrattari, cioè materiali che condensano a temperature elevate. Mentre, i nuclei dei pianeti esterni, trovandosi a temperature più basse, sono caratterizzati da composti volatili che sono riusciti a condensare solo a grandi distanze dal Sole.

 

Rappresentazione del gradiente di temperatura nel disco protoplanetario: all’aumentare della distanza dal Sole, diminuisce la temperatura e condensano materiali diversi. A 2000 K possono condensare i metalli e le rocce; a circa 300 K solidifica l’acqua; a 50 K si formano i ghiacci di anidride carbonica, metano e azoto. Crediti: asterism.org

Dunque, nel disco protoplanetario si sono formati dei corpi costituiti da materiali diversi a seconda della distanza dalla stella centrale. E mentre i pianeti interni, piccoli e poco massicci, non sono stati in grado di trattenere il gas della nube protosolare, gli oggetti esterni, molto più massicci (parliamo di una massa pari a circa 10 volte quella della Terra), hanno catturato una parte dell’idrogeno e dell’elio presenti nel disco.

Come vedete, questo modello riesce a spiegare sia la formazione dei pianeti rocciosi, sia quella dei pianeti gassosi. Tuttavia, esiste un’altra teoria che descrive la nascita dei pianeti gioviani in modo completamente differente. Si tratta della teoria dell’instabilità gravitazionale, secondo la quale i pianeti giganti avrebbero avuto origine da una frammentazione della nebulosa di gas in aggregati. Questo fenomeno sarebbe avvenuto nelle regioni esterne e fredde del disco, in cui la nebulosa sarebbe diventata instabile e la gravità avrebbe prevalso sul moto del gas, causandone appunto la frammentazione. È importante sottolineare che, in base a questo scenario, sarebbe avvenuta prima l’acquisizione del gas, e solo dopo la formazione del nucleo solido, secondo una sequenza rovesciata rispetto al modello di accrescimento del nucleo. Questi corpi gassosi avrebbero inglobato lungo la loro traiettoria polvere e planetesimi, che si sarebbero coagulati in raggruppamenti più ampi e sarebbero sprofondati al centro, formando il nucleo solido e denso del pianeta.

Se l’ipotesi del disco protoplanetario è corretta, allora la composizione del disco e quella del Sole giovane dovevano coincidere, dato che derivavano dalla stessa nebulosa. Non abbiamo la possibilità di tornare indietro di 4,5 miliardi di anni, ma possiamo studiare corpi che nel Sistema Solare sono rimasti pressoché inalterati, come le conditi carbonacee, un tipo di meteorite che costituisce l’esempio più prossimo del materiale primordiale. Ebbene, la loro composizione rispecchia quella dell’atmosfera solare e questo risultato rappresenta una ulteriore conferma del modello sopra descritto.

La formazione dei ‘gap’ e la migrazione dei pianeti

Un meccanismo molto importante nell’evoluzione dei sistemi planetari è l’interazione tra i protopianeti e il gas del disco. Questa interazione determina uno scambio di momento angolare, che può portare a due fenomeni.
Il primo è la formazione di un ‘gap’, cioè di un solco scavato dal pianeta in fase di formazione. Quest’ultimo, infatti, ruoterà più velocemente rispetto alla parte esterna del disco, e per tale ragione tenderà ad accelerarla, esercitando su di essa un momento torcente positivo. Ma, al tempo stesso, sarà più lento rispetto alla parte interna del disco, che quindi tenderà a rallentare, subendo un momento torcente negativo. Il gas della parte esterna, acquistando momento angolare, si sposterà ancora più in periferia, mentre il gas più interno, perdendo momento angolare, si allontanerà dal pianeta migrando verso l’interno. Il risultato netto sarà la formazione di un solco lungo quella che diventerà l’orbita finale. A produrre queste lacune nel disco protoplanetario sono i pianeti più massicci.

 

Il disco protoplanetario che circonda la protostella HL Tauri. Crediti: ESO-ALMA

Il secondo fenomeno causato dall’interazione tra il gas del disco e il pianeta in formazione è la migrazione: se guardiamo il processo di scambio di momento angolare dal punto di vista del disco, allora possiamo affermare che il disco interno esercita un momento positivo sul pianeta, mentre quello esterno esercita un momento negativo. La combinazione dei due causa la migrazione planetaria; tuttavia, in genere, è il secondo fenomeno a prevalere, inducendo il pianeta a spostarsi su orbite più interne.

Si distinguono due tipi di migrazione.
Quella di primo tipo è un fenomeno che interessa i pianeti più piccoli, che essendo poco massicci, non riescono a ripulire la propria orbita dal gas del disco. Per tale ragione le interazioni col gas sono molto forti e determinano nel giro di 〖10〗^5 anni lo spostamento del pianeta verso l’interno del Sistema.
La migrazione di secondo tipo è invece un processo che riguarda i pianeti più massicci. Il gap aperto da questi pianeti riduce l’interazione col gas e dunque inibisce il processo di migrazione veloce di tipo I. Il restringimento dell’orbita verso la stella centrale avverrà più lentamente, sulla scala di tempo di evoluzione del disco, e il pianeta, spostandosi verso l’interno, trascinerà con sè il gap.

La teoria della migrazione spiegherebbe l’esistenza degli Hot-Jupiter, cioè quei pianeti che sono giganti e gassosi come Giove, ma si trovano estremamente vicini alla loro stella. Seguendo il modello del disco protoplanetario, che ben si adatta al nostro Sistema Solare, i pianeti gioviani dovrebbero formarsi a distanze sufficientemente grandi dalla stella. E allora come si spiega la strana posizione di questi esopianeti? L’ipotesi attuale è che alla base della presenza di Hot-Jupiter, ci sarebbe proprio un processo di migrazione.
Un altro dato sorprendente è la notevole dispersione dei valori di eccentricità delle orbite degli esopianeti: questa circostanza potrebbe essere il risultato dell’interazione gravitazionale tra i diversi corpi presenti all’interno dei sistemi esoplanetari, quindi non solo i corpi più grandi come i protopianeti ma anche quelli più piccoli come i planetesimi.

Inoltre, lo scattering gravitazionale indotto dai pianeti più massicci potrebbe spingere i planetesimi verso orbite più esterne, il che spiegherebbe anche la presenza di corpi minori nelle zone esterne dei sistemi planetari (un esempio casalingo è Sedna).

Il Modello di Nizza

Per molto tempo si è creduto che l’attuale configurazione del Sistema Solare fosse il risultato di una tranquilla storia evolutiva che avrebbe portato ciascun pianeta a formarsi nella stessa posizione dove oggi lo vediamo. Negli ultimi anni però si è diffuso nella comunità scientifica un punto di vista opposto, secondo cui l’evoluzione del Sistema Solare sarebbe stata influenzata in modo determinante dalle migrazioni planetarie (in particolar modo quelle dei pianeti giganti). L’idea è alla base di alcuni modelli che sono stati sviluppati per simulare le dinamiche del nostro sistema. Uno dei più noti è il cosiddetto Modello di Nizza, il cui nucleo originario è costituito da tre articoli pubblicati su Nature nel 2005 e firmati da Rodney Gomes, Harold F. Levison, Alessandro Morbidelli e Kleomenis Tsiganis. Secondo questo modello, i quattro pianeti giganti (Giove, Saturno, Urano e Nettuno), subito dopo la dissipazione dei gas dal disco protoplanetario, si trovavano su orbite quasi circolari, complanari e comprese tra 5,5 e 17 UA (unità astronomiche), dunque molto meno distanti le une dalle altre se confrontate con quelle attuali. Al di là del pianeta più esterno (che era Urano e non Nettuno) era collocata una cintura di planetesimi ghiacciati che si estendeva fino a circa 35 UA e che conteneva una massa complessiva intorno alle 35 masse terrestri.

Tre fasi evolutive descritte dal modello di Nizza. L’orbita verde è riferita a Giove, quella arancione a Saturno, quella blu a Nettuno, quella celeste ad Urano: a) configurazione primitiva, prima dell’instaurarsi della risonanza 2:1 tra Giove e Saturno; b) dispersione dei planetesimi nel sistema solare interno in seguito allo scambio orbitale tra Nettuno e Urano; c) dopo l’espulsione dei planetesimi ad opera dei pianeti. Crediti: wikipedia.

Questa era la configurazione originaria. Cosa successe poi?

I pianeti giganti interagirono gravitazionalmente con gli oggetti del disco, scagliandoli verso l’interno. Per la conservazione del momento angolare del sistema, i pianeti si spostarono su orbite più esterne. Dopo una lenta e graduale migrazione durata alcune centinaia di milioni di anni, Giove e Saturno si assestarono in una risonanza orbitale 1:2 (il che significa che il periodo di Saturno divenne uguale al doppio del periodo di Giove). Tale risonanza determinò un aumento dell’eccentricità delle loro orbite e dunque un avvicinamento di Saturno ai due giganti ghiacciati: quest’ultimi, a causa dell’influenza gravitazionale di Saturno, penetrarono nel disco planetesimale esterno e si scambiarono di posizione. Una vasta parte dei corpi ghiacciati, perturbati gravitazionalmente da Urano e Nettuno, fu sospinta nel sistema solare interno, dando luogo al cosiddetto intenso bombardamento tardivo (cioè il periodo in cui sui pianeti rocciosi e sulla Luna si verificò un gran numero di impatti). Quando ormai la maggior parte degli oggetti della cintura era stata espulsa e quello che ne rimaneva sarebbe diventato l’attuale Fascia di Kuiper, le orbite dei pianeti si andarono gradualmente stabilizzando nella configurazione odierna.

 

 

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Informazioni su Sabrina Masiero

Direttore Responsabile della Didattica e Divulgazione presso la Fondazione GAL Hassin-Centro Internazionale delle Scienze Astronomiche, Isnello, (Palermo) e associata INAF-Osservatorio Astronomico di Palermo. Ho lavorato presso INAF-Osservatorio Astronomico di Padova e la Fundaciòn Galileo Galilei, FGG-Telescopio Nazionale Galileo, La Palma, Isole Canarie nell'ambito dei pianeti extrasolari.

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