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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)

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.

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
 

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

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).

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. 

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. 
 

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