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Formazione dei sistemi planetari

La genesi dei pianeti è un tema molto dibattuto soprattutto perché difficilmente si può osservare un pianeta in formazione.

 

Un sistema planetario è una regione dello spazio occupata da una stella e dagli astri (soprattutto pianeti) che gravitano intorno ad essa e nella quale la stella stessa esercita una attrazione gravitazionale predominante rispetto a quella delle altre stelle.
 

 
I pianeti del Sistema Solare sono tutti formati: il Sole ha circa 4,5 miliardi di anni ed il suo disco di polveri si è oramai dissipato. Tuttavia nel XVIII secolo un certo Immanuel Kent elaborò una teoria che oggi sembra trovare riscontro, e che comunque fu avallata soltanto 40 anni dopo da Pierre de Laplace. I pianeti nascono dai dischi di polveri e di materiale interstellare presenti intorno alle stelle.

Sistema planetario, rappresentazione artistica

La novità introdotta da Kant a livello puramente filosofico (ci pensarono poi Lagrange e Laplace a metterla in termini matematici) riguardava l'applicazione della forza di gravità non solo ai sistemi nel loro insieme (sistemi planetari), ma anche ai singoli corpi che li compongono. Così, è proprio la gravità che consente l'accumulo di detriti e di gas fino a formare un corpo solido (almeno in apparenza solido), come una stella o un pianeta.
Fino al 1978 nessuno parlò mai di dischi circumstellari intorno a stelle giovani, dal momento che si era orientati a pensare a nubi sferiche di gas, residui della formazione stellare. Il primo dei dischi fu trovato intorno alla stella Vega, da H. Aumann e F. Gillet, sulla base dei dati presi dall'Infra Red Astronomy Satellite (IRAS). La scoperta dei dischi avvenne tramite l'eccesso di emissione nello spettro infrarosso. Altri dischi furono trovati intorno a Fomalhaut e Beta Pictoris, quest'ultimo visibile addirittura nello spettro ottico se si riesce ad oscurare la brillantezza della stella attraverso un dischetto che ne riduca l'abbagliamento. Inoltre, Beta Pictoris presenta un disco primario ed un disco secondario leggermente inclinato rispetto al primo, che invece è equatoriale.
A partire dal disco di polveri, residuo della nebulosa originaria (detta nebulosa solare soltanto per spirito di appartenenza, ma in realtà il concetto è applicabile a tutti i sistemi planetari e non solo a quello solare), gli elementi più pesanti - spinti dalla forza gravitazionale - si sono attratti tra loro precipitando verso il centro della nebulosa stessa (dove nel frattempo si stava sviluppando la protostella) fino a formare planetesimi e protopianeti.
I planetesimi, formati proprio dalle polveri dela nube protostellare, si sono creati grazie a forze magnetiche ed elettrostatiche ma quando la loro dimensione raggiunse un metro di diametro iniziarono ad esercitare anche una attrazione gravitazionale che consentì l'accumulo di materiale fino ad arrivare a qualche chilometro. Sono i protopianeti: corpi che orbitano nel disco protoplanetario di una nebulosa stellare che acquisiscono polveri e planetesimi aumentando di diametro.

 

planetesimi sono piccoli corpi solidi risultanti da una condensazione localizzata di materia all'interno di una nebulosa che contiene una stella giovane e il cui sviluppo ulteriore condurrà, per accrezione, alla formazione di pianeti.

protopianeti sono pianeti in formazione in seguito a contrazione gravitazionale, all'interno del disco di gas e di polveri che circondano una stella dopo che questa si è condensata all'interno di una nebulosa.

 

Gli elementi radioattivi vennero ridotti con il tempo dal decadimento radioattivo mentre il riscaldamento causato dalla stessa radioattività, dagli impatti e dalla pressione gravitazionale fuse i protopianeti tra loro (avviando la genesi dei pianeti propriamente detti): gli elementi più pesanti affondarono al centro del protopianeta formandone il nucleo mentre gli elementi più leggeri salirono in superficie (differenziazione planetaria). In realtà il processo che porta da planetesimo a pianeta è ancora "ingiustificato" ma una grande mano è venuta dalla sonda Rosetta, in orbita intorno alla cometa 67P Churyumov-Gerasimenko, che ha rinvenuto le prove del processo di aggregazione (link)

il disco di TMC1A da ALMA

La formazione dei pianeti dovrebbe avere un inizio molto precoce intorno alle stelle e conferme in tal senso potranno venire sempre più da ALMA, in grado di osservare stelle giovanissime come TMC1A, nel Toro. Proprio questa protostella ha evidenziato forti mancanze legate al monossido di carbonio in una zona a forma di disco nei pressi della stella, il che può essere sinonimo di presenza di grandi quantità di polvere, certo, ma anche di particelle abbastanza grandi e quindi già amalgamate a formare ciò che un domani potrà essere un sistema planetario. Le simulazioni indicano infatti dimensioni che possono raggiungere già un millimetro di diametro, il che - con una stella che ancora si sta formando - è sbalorditivo anche se il campione di una sola stella può essere fuorviante e rappresentare una rara eccezione.

Perché i detriti non arrivarono a sparire all'interno della protostella?

Il sistema, all'inizio, non era scaldato dalla fusione dal momento che la stella si stava ancora formando. Il calore era generato dall'attrito del materiale in caduta e non dalle reazioni nucleari. A causa della conservazione del momento angolare, la nebulosa non collassò del tutto su sé stessa ma diede luogo al disco protoplanetario intorno alla stella in formazione. E' come se la protostella avesse gli anelli, dai quali poi si sono sviluppati i pianeti. Questo disco, infatti, ha dato luogo ai pianeti terrestri, che vennero peraltro spogliati dai gas che li circondavano dal calore e dai venti emessi dalla protostella. Per quanto riguarda i pianeti gassosi, invece, la spinta fu data dal raffreddamento della parte più esterna della nebulosa stellare, che portò alla condensazione dei gas volatili. In realtà neanche questo è così facile da dire visto che questo amalgamarsi di particelle ghiacciate non è affatto un processo noto. A Ottobre 2017, però, test di laboratorio hanno dimostrato come le particelle di ghiaccio tendano a fondersi le une con le altre in maniera più semplice di quanto pensato fino ad allora, in un processo che si innesca anche in condizioni di temperatura e pressione molto basse (The Astrophysical Journal, UK Space Agency). Si tratta però di situazioni di laboratorio e le condizioni nello spazio non sono uguali quindi anche la formazione dei pianeti gassosi resta sempre un mistero.

Distribuzione della metallicità e periodo orbitale. Credit A&AI gioviani caldi tendono a essere meno massivi rispetto ai gioviani freddi e questo potrebbe giocare a favore di una doppia tipologia di nascita per i pianeti di tipo gioviano: i gioviani caldi sarebbero meno massivi a causa della minor quantità di gas presente nei dintorni della stella visto che potrebbero essere nati "in situ", dove li vediamo oggi e quindi a ridosso dell'astro centrale. La distribuzione dei periodi orbitali dei gioviani mostra in effetti due picchi ben distinti (immagine a sinistra): il primo equivale a periodi inferiori ai 3 giorni (gioviani caldi) e il secondo tra 100 e 3000 giorni (gioviani freddi). Il tutto sembrerebbe giocare a favore di due meccanismi differenti di formazione. In genere i gioviani caldi orbitano intorno a stelle chimicamente diverse da quelle che ospitano gioviani freddi e uno studio del 2018 mostra in effetti come la metallicità maggiore corrisponda alla presenza di gioviani caldi.

Per rispondere a queste domande, si ricercano un po' ovunque stelle di tipo solare a vari stadi di età, con la speranza che una stella giovane sia il predecessore di quanto è avvenuto in una stella più vecchia.

Una grande spinta pratica a questa teoria c'è stata all'inizio degli anni 2000, quando il telescopio spaziale Hubble confermò la presenza di un pianeta allineato perfettamente con il disco di polveri e gas della sua stella di appartenenza. La stella in questione è Epsilon Eridani simile al nostro Sole ma distante 10,5 anni luce nella costellazione Eridano. Il pianeta si muove in orbita inclinata di 30 gradi rispetto a noi e questo corrisponde esattamente all'inclinazione del disco di polvere intorno ad Epsilon Eridani. Una curiosità: la stella è la stessa che, in un famoso serial televisivo (Star Trek), avrebbe dato vita al pianeta Vulcano.

Nonostante la sicurezza di esposizione di questi concetti, a dire il vero ci sono molte domande ancora aperte. Innanzitutto, i dischi protoplanetari presentano regioni prive di polveri, il che può essere attribuito (forse) alla presenza di pianeti in grado di ripulire completamente la zona dalle polveri che cadono verso la stella in formazione. Ancora non è noto cosa determini la transizione tra dischi di polveri e dischi di gas, e come si passa dalle polveri (con dimensione 0,1 mm di diametro) ai granelli di sabbia (1 mm), ai meteoroidi (decine di cm) ai planetesimi (da 1 a 10 km).

Rappresentazione di NGTS-1b
 
Rappresentazione di NGTS-1b

Dischi di accrescimento per Oph-IRS67ABDischi di accrescimento sono presenti anche intorno a sistemi binari (dischi circumbinari) e un caso è rappresentato dal sistema Oph-IRS67AB. Si tratta di dischi che possono dire molto circa la formazione stellare in sistemi binari di stelle quindi ogni scoperta è fondamentale. Oph-IRS67AB si trova a 500 anni luce, in Ofiuco, e le componenti sono separate da 90 UA. Le osservazioni di dettaglio sono di ALMA, in grado di analizzare anche le caratteristiche chimiche e fisiche. Il disco ha dimensioni di 620 per 124 UA, con inclinazione di 80° e massa di circa 2.2 masse solari, risultando tre volte più spesso rispetto ai dischi circumbinari tipici. La zona di maggior densità tra le due stelle presenta una chimica diversa da quella del disco, più ricca di molecole della catena del carbonio, e in più il sistema non ha emissioni di metano, il che potrebbe essere legato alla presenza del disco.

MA QUANDO INIZIANO A FORMARSI I PIANETI?

Credit: The National Research Council
 
Credit: The National Research Council
 
Quando inizia la formazione dei pianeti? C'è molta incertezza su questa risposta ma potrebbe avvenire molto presto. Un esempio, non accertato, viene dalla stella EC53, una stella in formazione avvolta ancora nel bozzolo di spessa polvere che ne nega la visione diretta (Novembre 2017, The Astrophysical Journal - National Research Council of Canada). Questa coltre di polvere, osservata dal James Clerk Maxwell Telescope (JCMT) nella Transient Survey, ha evidenziato una piccola variazione periodica nella curva di luce, con periodo di 18 mesi. La variazione di luminosità potrebbe derivare da una interruzione di materiale in caduta verso la stella, dalle zone circostanti, dovuta al passaggio di un pianeta in formazione. L'oggetto si trova nella Serpens Main, una nursery stellare nella quale si stanno formando molte stelle e sebbene sia stato osservato nel vicino infrarosso, le osservazioni sub-millimetriche sono riuscite a essere essenziali per validare una variazione dovuta al riscaldamento del gas e non a variazioni nella nebulosità dell'ambiente. Le osservazioni di EC53 continueranno di sicuro, così come si cercheranno oggetti dello stesso tipo (al momento dell'articolo se ne conta una mezza dozzina), ma lo studio può dire molto per la conoscenza della formazione dei sistemi planetari. 
 
A testimonianza della difficoltà nel comprendere la formazione planetaria, a Ottobre 2017 un articolo pubblicato su Monthly Notices of the Royal Astronomical Society rivela la scoperta dell'esopianeta NGTS-1b (Next-Generation Transit Survey), un pianeta che in base alle nostre conoscenze attuali non potrebbe esistere poiché troppo grande rispetto alla stella madre. Stelle piccole non dovrebbero avere abbastanza massa da creare giganti gassosi ma soltanto pianeti rocciosi, mentre NGTS-1b è un hot Jupiter, appena il 20% meno massivo di Giove ma a una distanza pari al 3% di una Unità Astronomica, con orbita completata in 2.6 giorni appena. 
La stella ha raggio e massa pari alla metà dei valori solari.
NTGS è un array di 12 telescopi posto nel deserto di Atacama in Cile, teescopi che scandagliano il cielo alla ricerca di transiti esoplanetari, e proprio da qui è venuto il trigger che è stato poi confermato tramite velocità radiali. 

Ancora aperta è anche la questione sulla formazione e raffreddamento dei pianeti rocciosi e sulla diversificazione di materiale tra nucleo metallico e mantello di silicati. La teoria dominante vede una storia per ciascun pianeta o quasi: dopo alcune fasi comuni l'accrescimento dei planetesimi dovrebbe produrre calore adatto a separare metalli e silicati, inizialmente tramite oceani di lava, per dar vita poi a processi di solidificazione diversi per ciascun pianeta. Nel 2017 (Earth and Planetary Science Letters, settembre 2017 - William B. Moore et al.) è stato avanzato un modello differente che tende a uniformare la storia geologica di tutti i pianeti rocciosi, non soltanto quelli del Sistema Solare. In questo modello il raffreddamento dei pianeti rocciosi avviene tramite lo stesso processo che vediamo oggi in atto su Io: trasporto di magma dall'interno verso l'esterno attraverso vulcani, condotti termici chiamati heat pipes. I risultati cui giunge il nuovo modello sembra peraltro adattarsi bene a tutte le osservazioni, compreso lo spesso mantello di Venere, e prevede un raffreddamento molto lento per le Super-Terre, addirittura in un processo che per durata supera la vita della stella madre.

V 1247 Ori, un disco nettamente diviso in una parte interna ben definita e una struttura crescente più esterna. Credit Stefan Kraus

V 1247 Ori, un disco nettamente diviso in una parte interna ben definita e una struttura crescente più esterna. Credit Stefan Kraus

Rappresentazione artistica di influenza stellare sulle orbite. Credit SDSS collaborationLa composizione della stella, soprattutto in termini di metallicità, influenza non poco il sistema planetario che si sviluppa intorno. I dati della Sloan Digital Sky Survey, elaborati e presentati a inizio 2018 in combinazione con i dati orbitali ottenuti dal telescopio spaziale Kepler, hanno mostrano come la concentrazione di ferro in una stella sia direttamente proporzionale alla vicinanza dei pianeti alla stella stessa, quindi induca a orbite più strette compiute molto spesso entro gli otto giorni. Rispetto alle altre stelle campionate, inoltre, la presenza di ferro in più è davvero lieve, appena il 25%, eppure anche una frazione aggiuntiva così ridotta sembra giocare un ruolo fondamentale nella disposizione orbitale dei pianeti. 

Interno di un pianetaIl nostro Sistema Solare accusa l'assenza di una tipologia di pianeti, le super-Terre, che in realtà nell'universo sembrano molto presenti e questo crea l'esigenza di scoprire la struttura interna dei pianeti al fine di scoprire come si formino e dove. Uno dei requisiti fondamentali da conoscere è dato dalle proprietà del materiale a pressioni estreme visto che la pressione del nucleo in pianeti con cinque masse solari può raggiungere i 2 milioni di atmosfere. Il ferro è un elemento molto abbondante ed è dominante nel nucleo dei pianeti di tipo terrestre, quindi è un elemento chiave per lo studio delle super-Terre. Una comprensione dettagliata delle proprietà del ferro è quindi una condizione essenziale. A questo fanno fronte delle nuove generazioni di esperimenti laser ad alta potenza condotti al National Ignition Facility (NIF), il laser più energetico del mondo in grado di rilasciare 2 megajoules di energia in 30 nanosecondi. Gli esperimenti sono riusciti a simulare le condizioni presenti in superTerre con 4 masse terrestri e a dimostrare la possibilità di determinare l'equazione di stato e altre proprietà termodinamiche dei nuclei planetari a pressioni che vanno molto oltre i modelli ipotizzati finora.

Rappresentazione di 15 nuovi esopianeti

Rappresentazione di 15 nuovi esopianeti

I sistemi planetari intorno alle nane rosse sembrano da tempo essere quelli più comuni (anche se attualmente i numeri giocano a favore delle stelle simili al Sole) e a febbraio 2018 la popolazione si arricchisce di ulteriori 15 esopianeti in un colpo solo. La stella K2-155, distante 200 anni luce, è in possesso di tre esopianeti di tipo SuperTerra tra i quali il pianeta d, con raggio di 1.6 raggi terrestri, potrebbe trovarsi in zona abitabile e potrebbe presentare acqua liquida superficiale, anche se le simulazioni in 3D si sono basate su assunzioni simil-terrestri del tutto aleatorie. I dati, neanche a dirlo, provengono da Kepler in missione K2, con follow-up operato dal Subaru Telescope e dal Nordic Optical Telescope in Spagna. L'assenza di pianeti giganti in orbita intorno a stelle di tipo nana rossa potrebbe essere dovuta a un fenomeno di fotoevaporazione, in grado di strappar via il guscio atmosferico dai pianeti. Sembra confermata anche la relazione tra dimensione dei pianeti e metallicità stellare, visto che pianeti con raggi superiori ai tre raggi terrestri sono presenti soltanto laddove la nana rossa è ricca di metalli.

Modello di giganti gassosi vaporosiSe i pianeti rocciosi creano problemi, per quelli gassosi le cose non vanno meglio e le teorie fioccano. Le origini dei due tipi di pianeti potrebbero essere simili, tramite accrescimento di materiale orbitante la stella centrale, e le circostanze in termini di distanza dalla stella, con relativo impatto del vento stellare, dovrebbe fare il resto separando i materiali. Non tutti la pensano così: l'accrescimento da rocce piccolissime e ghiaccio potrebbe aver portato alla formazione di un protopianeta con una pressione atmosferica leggermente incrementale, il che potrebbe causare la sublimazione del ghiaccio il che, a sua volta, andrebbe a riempire l'atmosfera con le particelle di acqua fino a formare un "pianeta di vapore". Con il passare del tempo, il calore stellare potrebbe scaldare il protopianeta e indurlo a guadagnare in massa, con ulteriore crescita della pressione e sviluppo di una atmosfera più ricca di acqua. La pressione potrebbe divenire così alta che l'acqua potrebbe divenire un fluido supercritico, un mix di idrogeno e elio il che porterebbe a una situazione in cui il protopianeta inizierebbe a acquisire gas dal disco intorno alla stella, crescendo fino a esaurimento di questo ultimo (Chambers, The Astrophysical Journal, Novembre 2017).  Dove sono le differenze? Non c'è un nucleo roccioso che acquisisce gas dal disco ma un modello di atmosfera di un nucleo che cresce a partire dall'acquisizione di particelle ricche di ghiaccio. Il ghiaccio delle particelle evapora nelle regioni più calde dell'atmosfera saturando la stessa con vapore acqueo. L'acqua in eccesso precipita a altezze minori e soto uno strato esterno radiativo viene a crearsi una atmosfera convettiva. La massa atmosferica, la densità e la temperatura aumentano con la massa del nucleo. 

Studiando la giovane stella V1247 Orionis è stato possibile scendere ancora più in dettaglio riguardo la formazione dei pianeti, precisamente nella fase che porta dal disco di gas e polveri alla coalescenza in protopianeti imputata intuitivamente all'attrito presente nel disco a opera del gas presente. Le immagini di ALMA prodotte su V1247 Ori e sul suo disco mostrano una suddivisione del disco stesso: una zona centrale ben definita, ad anello, e una zona più esterna, più delicata e a formazione crescente. La regione presente tra anello e zona esterna dovrebbe essere causata dalla presenza di un giovane pianeta che sta scavando la propria strada: il suo moto creerebbe aree di alta pressione su entrambi i lati del percorso, simili alla scia lasciata da una barca nell'acqua. Le aree di alta pressione potrebbero fungere da protezione intorno ai siti di formazione planetaria: le particelle di polvere sono intrappolate in queste zone per milioni di anni consentendo l'addensamento sia per spazio sia per tempo. Nell'anello sono presenti regionin con eccessi di polvere, a indicare probabilmente una seconda trappola di polvere. Una simile soluzione andrebbe a risolvere uno dei problemi maggiori, per il quale le particelle dovrebbero invece migrare verso la stella centrale per essere distrutte prima di avere il tempo di formare planetesimi. (Ottobre 2017. Astrophysical Journal Letters - Stefan Kraus, University of Exeter).

Immagine di MWC 758. Credit ALMA. Boehler et al. 2017

L'enorme potere risolutivo di ALMA (Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array) ha consentito di scavare a fondo nel disco complesso che circonda la stella MWC 758, posta a 500 anni luce di distanza da noi e di tipo Herbig ae star. Il disco ha una età di circa 3.5 milioni di anni e guadagna un milionesimo di masse solari all'anno. La sua morfologia è estremamente complessa, con una cavità di 40 Unità Astronomiche, con asimmetrie nell'emissione di polvere e due bracci di spirale visibili nell'infrarosso. 

Le osservazioni, portate avanti a Settembre 2015, hanno formito una risoluzione tra 0.1 e 0.2 arcosecondi confermando un raggio di 40 UA per la cavità e la presenza di un disco interno. Il disco più esterno denota due addensamenti a 47 e 82 UA di distanza, formando una struttura a doppio anello: proprio qui si starebbero formando due esopianeti massicci. 

Anello intorno a Fomalhaut. Credit ALMAGuardando l'universo si impara molto e così a Ottobre 2017 uno studio della Johns Hopkins University rivela in almeno tre sistemi planetari in formazione la presenza di sottili anelli cometari nei quali gli oggetti si stanno unendo a formare pianeti. Ciasun anello, dall'analisi della luce riflessa, potrebbe sviluppare pianeti delle dimensioni terrestri o di poche terre. Le osservazioni sono state effettuate da diversi osservatori NASA come l'Infrared Telescope Facility e Spitzer e hanno mostrato anelli brillanti composti di corpi simili a comete a distanze comprese tra 75 e 200 UA dalla stella madre, circa da due a sette volte la distanza di Plutone dal Sole. La composizione degli anelli varia in termini di ghiaccio a quelli di carbonio (Fomalhaut, HD 32297, HR 4796A sono esempi eclatanti). Particolarmente intrigante è l'anello di HR 4796A, che mostra forme insolite per un giovane sistema solare: il colore intenso con tonalità rossa è fatto risalire ai composti organici delle comete, a testimoniare il fatto che l'anello è stato vicino alla stella al punto da determinarne il surriscaldamento. Per le altre due stelle, l'anello assume invece tonalità bluastre tipiche di particelle di ghiaccio. Il confine di questi anelli è ancora un rebus e raramente si osservano sistemi di anelli simili intorno a stelle neonate. Si tratta di un cambiamento di paradigma: invece di vedere un pianeta nascere da un grande cantiere, il pianeta starebbe nascendo da tanti piccoli cantieri che alla fine si uniranno a dar vita al pianeta finale. I nuclei di pianeti ghiacciati deriverebbero quindi da milioni di comete. 

Disco di polvere intorno a IM Lupi. Credit ESOL'utilizzo di SPHERE (Spectro-polarimetric high-contrast exoplanet research) montato sul Very Large Telescope (VLT) di ESO e nato per immortalare direttamente esopianeti ha consentito di aumentare il numero di dischi circumstellari a oggi fotografati, rivelando una "fauna" del tutto diversificata in termini di composizione, di luminosità, di forma e di prospettiva. Lo studio dei dischi fornisce numerose informazioni riguardanti i primi stadi evolutivi delle stelle e la formazione dei pianeti: molte stelle tra quelle osservate attraversano la fase T-Tauri (meno di dieci milioni di anni) e hanno una luminosità altamente variabile. Il campione è stato raccolto tra 250 e 550 anni luce di distanza da noi. 

Il disco di taglio di GSC 07396-00759A destare particolare interesse è stato il disco osservato intorno a una nana rossa, GSC 07396-00759: si tratta di un disco di detriti intorno a una stella che fa parte di un sistema di tre stelle. Le altre due erano già state osservate in passato tramite Wise ed era già stato rinvenuto un disco circumbinario. In pratica, due stelle del sistema (V4046 Sgr) sono circondate da uno stesso disco composto prevalentemente di gas (quindi giovane) mentre la terza stella è circondata da un altro disco a prevalente composizione di detriti. Due dischi che devono avere la stessa età ma che presentano caratteristiche molto diverse. 

 

 

2MASS 0249, il sistema ripreso dalla CFHTCambeta Pictoris b, dopo essere stato definito il gemello della Terra (per poi passare a cugino, poi a pronipote e via dicendo) potrebbe aver trovato realmente il proprio gemello grazie alle osservazioni del Gemini Observatory. Il nuovo esopianeta si chiama 2Mass 0249c e per massa, spettro e luminosità è uguale a beta Pic b, il che è un fatto molto strano visto che entrambi i pianeti appartengono alla sparuta minoranza di pianeti immortalati in via diretta. 

I due esopianeti dovrebbero essere nati nella stessa nursery stellare pur orbitando stelle diverse tra di loro e quindi pur avendo subito processi di formazione estremamente differenti. beta Pictoris è dieci volte più luminosa del Sole mentre 2Mass 0249 si compone di una coppia di nane brune duemila volte più deboli del Sole stesso. Il pianeta di beta Pic si trova a 9 UA dalla stella mentre il pianeta nuovo arrivato si trova a 2 mila UA dalle stelle madri. Processi diversi ma stesso identico risultato, un fenomeno tutto da studiare.

Analisi del disco di GG TauSolfuro di idrogeno è stato riscontrato nel denso disco protoplanetario che circonda la stella GG Tauri A ed è la prima volta (Agosto 2018) che questo composto chimico viene osservato in una disco di questo tipo. La stella si trova a 490 anni luce e fa parte della regione di formazione stellare di Toro-Auriga. Fa parte di un sistema quintuplo, nel quale A è un sistema triplo . Il disco si estende tra 180 e 260 UA di distanza dalla stella per più di 800 UA in tutto, con massa di 0.15 masse solari e temperatura di 20 K. 

 

Il solfuro di idrogeno si è mostrato come un picco ben netto nello spettro stellare, esteso fino a 500 UA di distanza dalla stella. A facilitare la scoperta è stata senz'altro la dimensione e la massa del disco in questione. 

 

Un aiuto alla comprensione del processo di formazione di un sistema planetario potrebbe venire dalla stella IRAS 15398-3359, una giovane e piccola stella relativamente fredda. La sua massa è lo 0.7 percento della massa solare e potrebbe crescere fino a un 20% in poche decine di migliaia di anni. Le antenne di ALMA nel submilimetrico hanno rivelato, già dal 2013, alcune strutture molto interessanti intorno all'astro, strutture che hanno trovato un modello calzante consistente in un disco denso di materiale composto da gas e polvere proveniente dalla nube che circonda la stella, qualcosa mai visto prima intorno a una stella molto giovane. Si tratta di una protostella di classe 0, invisibile all'occhio umano e quindi osservabile soltanto a lunghezze d'onda maggiori. Il disco è un precursore di un disco protoplanetario ed è ancora presto per poter dire se alla fine si genererà davvero un nuovo sistema planetario visto che la polvere potrebbe essere spazzata via dal vento stellare o potrebbe cadere direttamente sull'astro centrale, ma è uno scenario sicuramente da tenere sotto osservazione. La fortuna è che l'inclinazione del sistema rispetto al nostro punto di vista è tale da consentire alla luce della stella di attraversare la polvere del disco in misura tale da fornirci informazioni importanti.

Dischi che si inclinano e pianeti che si avvicinano

Un team di astronomi olandesi guidato da Thomas Wijnen della Radboud University ha pubblicato a Agosto 2017 su Astronomy & Astrophysics uno studio che potrebbe rispondere a quesiti aperti dalla scoperta di sistemi planetari particolari, come quello di TRAPPIST-1 che vede sette pianeti vicinissimi alla stella madre. 

Conseguenze sul disco del gas libero

Conseguenze sul disco del gas libero

Il processo di formazione planetaria è ancora tutto da comprendere e lo studio riguarda i risultati di una simulazione effettuata in una galleria del vento: una stella neonata è circondata da un disco di gas e polvere in cui nascono i pianeti, e c'è una enorme quantità di gas nell'area della stella in formazione, quantità che non viene utilizzata dalla stella né dal disco. Questo gas "residuo" si muove e può influenzare la stabilità del disco planetario. All'interno della galleria del vento sono state testate diverse condizioni in un simulato Trapezio (costellazione di Orione), parte delle quali sono rappresentabili nel video che segue. 

Il disco viene inclinato rispetto alla stella madre a testimoniare il grande ruolo giocato dal gas libero, tra disco e stella, nelle condizioni del disco stesso. Proprio l'influenza del gas e il suo restringimento possono portare all'avvicinamento dei pianeti nascenti alla stella, proprio come avviene in TRAPPIST-1

MOLTEPLICITA' E ECCENTRICITA'

Eccentricità e molteplicità
 
Dati statistici dicono che all'aumentare del numero di pianeti in un sistema planetario (molteplicità), diminuisce l'eccentricità delle orbite dei pianeti stessi e questo potrebbe essere un fattore importante per comprendere se i sistemi planetari che oggi vengono osservati con pochi pianeti possano aver avuto un passato fatto di espulsioni planetarie: sistemi con pochi pianeti ma orbite poco eccentriche potrebbero essere la prova di un passato decisamente più popolato. 
Proprio su questo tema un articolo pubblicato su Astronomy & Astrophysics a settembre 2017 da parte di due ricercatori italiani dell'INAF e dell'ASI-Space Science Data Center (Diego Turrini e Angelo Zinzi) ha migliorato la statistica applicando ulteriori filtri alle stime fino ad allora ottenute, stime che funzionavano bene in presenza di più pianeti ma che finivano con il perdersi nel momento in cui il numero di pianeti andava scendendo. 
Un filtro sui campioni, basato sul grado di incertezza dei parametri, ha consentito di giungere a risultati che descrivono bene anche i sistemi a molteplicità 2 e quelli che, come il nostro Sistema Solare o come quello di TRAPPIST-1, hanno molteplicità superiore a 6. 
Al posto delle pura e semplice eccentricità è stato tenuto in considerazione il deficit di momento angolare dei sistemi planetari oggetto di studio, derivante dall'eccentricità ma anche dalle inclinazioni orbitali, dalla massa dei pianeti e da quella stellare. Si tratta di un campione ancora piccolo ma le osservazioni e le scoperte future contribuiranno a migliorare ancora di più i valori ottenuti. 

Disco di Beta Lyrae, rappresentazione

Disco di Beta Lyrae, rappresentazione

La stella beta Lyrae è un sistema multiplo circondato da un disco di accrescimento decisamente opaco che tanto può dire circa le modalità di formazione e evoluzione di sistemi simili. Si trova a 1000 anni luce di distanza dalla Terra e il numero di stelle comprese nel sistema è ancora incerto. Una componente, la A, è una binaria di spettro B con temperatura di 13.300 K e un periodo orbitale in aumento, attualmente fissato a 12,94 giorni. La compagna è in fase di scambio massa, con 2.9 masse solari a fronte delle 13.3 della primaria. Il trasferimento di massa ha generato un disco di accrescimento che blocca la vista della compagna, il che rende difficile caratterizzarla. I dati osservativi, ottici e infrarossi, hanno consentito però di testare diversi modelli scoprendo che le parti opache del disco hanno un bordo esterno di circa 30 raggi solari mentre la parte meno densa si spinge fino a 6.5 raggi solari. La massa minima del disco è così stimata tra 0.0001 e 0.001 masse solari. L'inclinazione orbitale del sistema è di 93.5° con una distanza tra le componenti stimata in 1.042 anni luce.

Il babypianeta di PDS 70. Credit ESO
 
Il babypianeta di PDS 70. Credit ESO
 
Il primo pianeta-baby mai fotografato si trova intorno alla stella nana PDS 70 ed è stato ripreso da SPHERE, installato sul Very Large Telescope di ESO, in Cile (il capo del team si chiama, paradossalmente, Keppler) Il pianeta si mostra come un punto brillante a destra del cerchio (coronografo) che serve a oscurare la stella, dista 3 miliardi di chilometri dalla stella-madre ed è un gigante gassoso con massa superiore a quella di Giove. La sua temperatura raggiunge i 1000°C. 
Lo spettro, ottenuto successivamente, evidenzia nubi atmosferiche. Muore dunque il mistero riguardante i solchi presenti nel disco di PDS 70, da decenni a metà strada tra pianeta e instabilità nell'interazione disco-pianeta. I programmi che hanno portato alla scoperta sono SHINE (SpHere INfrared Survey for Exoplanets) e DISK (sphere survey for circumstellar DISK): il primo mira a 600 giovani stelle per la ricerca di nuovi esopianeti mentre il secondo osserva i dischi già noti per studiarne l'evoluzione.

Osservando i dati di Kepler riguardanti 909 pianeti suddivisi in 355 sistemi planetari diversi dal nostro, e elaborando il tutto su base statistica, sono risultati due pattern impensabili fino a qualche anno fa. 

Secondo lo studio, infatti, i pianeti tendono ad avere le stesse dimensioni dei pianeti vicini: dato un pianeta, quello successivo sarà probabilmente delle stesse dimensioni. Secondo pattern riguarda le distanze: i pianeti tendono ad essere separati gli uni dagli altri da uno stesso spazio. Uguali e equidistanti "come piselli nei loro baccelli", dice lo studio, il che rende il nostro Sistema Solare un sistema del tutto particolare data la diversità di dimensioni e di spazi orbitali, ma il ruolo di Giove potrebbe aver alterato gli equilibri. 

Concezione artistica di sistema binario con pianeta orbitante

Concezione artistica di sistema binario con pianeta orbitante

Un pianeta potrebbe aver vita molto breve intorno ai sistemi binari molto stretti, il che andrebbe a spiegare come mai pochissimi sistemi binari osservati siano in possesso di pianeti con periodi orbitali pari o inferiori ai 10 giorni. La deduzione arriva dallo studio di sistemi binari ad eclisse operata da un team guidato da David Fleming. Se le compagne del sistema hanno periodi orbitali inferiori ai 10 giorni le forze mareali in gioco hanno conseguenze dinamiche sul sistema: le forze mareali trasportano momento angolare dalla rotazione stellare alle orbite, il che riduce le rotazioni ed espande le orbite stesse. Le orbite si espandono e si circolarizzano fino a divenire cerchi perfetti e su larga scala le rotazioni delle stelle si sincronizzano. L'espansione delle orbite altera la situazione dei pianeti più esterni, che possono essere espulsi dal sistema stesso. 

A rendere le cose più complesse è la regione di instabilità legata alle forze gravitazionali concorrenti espresse dalle due stelle: si tratta di una zona che non può essere attraversata poiché tende a espellere qualsiasi cosa tenti il viaggio. I dati ottenuti dalle simulazioni sono stati confrontati con le osservazioni notando che effettivamente l'87% dei sistemi binari stretti non presenta pianeti interni (processo Stellar Tidal Evolution Ejection of Planets - STEEP). Il pianeta che più azzarda si trova intorno al sistema Kepler-47, con un periodo di 7.45 giorni.

Rappresentazione di pianeta circumbinario

Rappresentazione di pianeta circumbinario

La vita ha bisogno di miliardi di anni per evolversi e la situazione dei pianeti che orbitano in sistemi circumbinari, ovvero intorno a una coppia di stelle, sembra non favorire questo periodo di tempo visto che le interazioni gravitazionali spingono verso cambiamenti orbitali repentini, con il risultato ultimo che i pianeti vanno a cozzare contro una stella oppure vengono espulsi dal sistema. 

Si tratta di modelli molto complessi, tuttavia, e proprio per questo è stato sviluppato un sistema di simulazioni molto accurato calato in un ambiente di autoapprendimento in modo da caratterizzare al meglio i possibili scenari. I risultati mostrano come pianeti finora ritenuti stabili potrebbero non esserlo, ma anche situazioni opposte. Le osservazioni di TESS potranno fornire un numero di dati sicuramente maggiore.

Curva di luce di CoRoT20Il sistema CoRot-20 si arricchisce di un nuovo oggetto sub-stellare, in base alle osservazioni ottenute da HARPS e dallo spettrografo SOPHIE. La stella si trova a 4000 anni luce di distanza dalla Terra ed è simile al Sole per dimensione, massa e spettro. Il pianeta "b", già noto dal 2011, è grande più o meno quanto Giove ma possiede una massa quattro volte maggiore, in orbita di 9.24 giorni a 0.09 UA di distanza. Il nuovo oggetto è classificato, invece, come possibile nana bruna: la massa è stimata in almeno 17 masse gioviane e la separazione dalla stella è di 2.9 UA, con periodo orbitale di 4.59 anni in eccentricità di 0.6. La presenza di questo oggetto andrebbe a spiegare anche la particolare eccentricità dell'orbita del pianeta "b", una eccentricità che in genere non si accompagna a pianeti in orbita così stretta.


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