Cosa sono i pianeti e gli esopianeti
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Cosa sono i pianeti e gli esopianeti

Gli oggetti principali di un sistema planetario sono ovviamente i pianeti. A oggi abbiamo una definizione di pianeta molto stretta e tarata essenzialmente sul nostro Sistema Solare ma se inizialmente conoscevamo soltanto otto pianeti, quelli solari, oggi il parco è nettamente più complesso. Sono migliaia i pianeti scoperti intorno ad altre stelle e questi esopianeti possono essere scoperti con diverse tecniche, spesso complementari al fine della corretta caratterizzazione del corpo celeste.

I pianeti e gli esopianeti

Cosa sono i pianeti e cosa sono gli esopianeti? Ci troviamo di fronte a corpi celesti molto diversificati la cui definizione richiede l'uso di regole non sempre condivise da tutti. I pianeti orbitano intorno a una o più stelle, hanno forma sferica.

Prima di vedere come possano formarsi i pianeti è necessario stabilire cosa sia un pianeta visto che, tolta la stella, si tratta degli oggetti più decisivi all'interno di un sistema planetario

Un pianeta è un corpo celeste che orbita intorno a una o più stelle (senza essere una stella), la cui massa è sufficiente a conferire una forma sferoidale e la cui zona orbitale è priva di corpi di dimensioni confrontabili (International Astronomcal Union - IAU). 

Prima del 2006 non esisteva una definizione univoca di pianeta, lasciando alla prassi generale il compito di individuare un pianeta in ciascun corpo celeste dotato di una certa massa significativa e fissato su un'orbita definita. Il 24 Agosto del 2006, l'Unione Astronomica Internazionale (IAU) ha invece dovuto fornire la definizione sopra riportata al fine di fare un po' di ordine all'interno del Sistema Solare . L'esigenza di una chiara definizione è nata dal fatto che in base alla vaga definizione precedente non era più possibile continuare a parlare di otto/nove pianeti nel Sistema Solare : con il miglioramento delle osservazioni si è giunti ad individuare centinaia di corpi celesti definibili come pianeti perché con caratteristiche simili a quelle di Plutone, scoperto nel 1930 e classificato come "pianeta". E' stato necessario convocare sette luminari in campo astronomico per creare un Comitato finalizzato a fornire una definizione di pianeta. In base a questa nuova definizione, anche il Sistema Solare è passato da nove pianeti ad otto, derubricando proprio Plutone tra i pianeti nani poiché privo del terzo requisito introdotto, e cioè la pulizia della propria orbita.

Dalla storia, sappiamo che i pianeti erano identificati con i corpi che non stavano fermi in cielo, e che per questo si distinguevano dalle stelle fisse. Avevamo, quindi, che anche la Luna ed il Sole erano considerati tali, mentre Urano, Nettuno e Plutone non erano ancora stati scoperti. Non a caso il termine "pianeta" deriva dal greco planétes, che vuol dire "errante" proprio in riferimento al moto di questi corpi rispetto alle stelle "fisse". Pianeta era quindi un astro errante che si contrapponeva alle stelle fisse.

Analizziamo la definizione.

ORBITA INTORNO A UNA STELLA - I pianeti ruotano intorno ad una stella (moto di rivoluzione ) senza esserlo a loro volta. Per precisione, sia il pianeta sia la stella orbitano intorno ad un baricentro comune, ma la massa della stella è talmente maggiore che il baricentro delle due orbite si trova quasi al centro della stella stessa, quindi all'apparenza dei fatti è il pianeta a ruotare intorno all'astro (Legge di Gravitazione Universale) anche se piccole oscillazioni sono presenti anche nella posizione stellare, oscillazioni fondamentali proprio per la scoperta di pianeti distanti. Il pianeta, per definizione, non deve essere una stella: sembra tautologico, ma alla luce dei fatti vuol dire che all'interno del pianeta non possono verificarsi fenomeni di fusione nucleare, il che esclude ad esempio le nane brune in orbita intorno a stelle.

FORMA SFEROIDALE - La forma sferoidale è dovuta alla massa e alla rotazione dei pianeti intorno al loro asse. Un corpo con una massa oltre una certa soglia, infatti, acquisisce materia in maniera uniforme su tutta la propria superficie, con un centro di massa che si trova proprio al centro del corpo celeste . Solitamente i pianeti risultano sferoidali e schiacciati ai poli a causa del loro moto di rotazione. Ruotando, infatti, la velocità di ciascuna parte di un pianeta cresce scendendo dal Polo Nord all'equatore e riscende dall'equatore al Polo Sud. Dovendo ruotare come corpo unico, infatti, la parte più larga è costretta a farlo più in fretta. Non sempre questo è vero, ma dipende anche e soprattutto dalla natura del pianeta stesso. Ad esempio, un pianeta roccioso si comporta come corpo solido e ruota "in blocco" mentre un pianeta gassoso può avere periodi di rotazione differenti a varia latitudine .

ORBITA RIPULITA - Importante è tenere a mente come la differenza tra un pianeta ed un pianeta nano, sebbene il nome lasci intendere il contrario, non sia affatto nella dimensione del corpo celeste ma nella presenza o meno di tutte le caratteristiche che compongono la definizione di pianeta. Per la precisione, la mancanza della capacità di ritagliarsi un'orbita vera e propria determina, in presenza degli altri requisiti, la classificazione tra i pianeti nani. Un pianeta, quindi, deve aver sgombrato la propria orbita da corpi celesti di massa paragonabile, il che esclude, ad esempio, gli asteroidi troiani presenti sull'orbita di Giove (troppo piccoli) mentre escluda dalla definizione di pianeta Plutone, la cui orbita è parzialmente condivisa o attraversata da corpi simili. 

La protesta statunitense per Plutone
Protesta in USA per Plutone retrocesso

La definizione IAU non è condivisa da tutti, a partire dagli statunitensi che nel 1930 scoprirono Plutone. Si trattava dell'unico pianeta scoperto dagli USA e la sua retrocessione a "pianeta nano" è rimasta decisamente indigesta tanto che ancora oggi vengono pubblicati articoli nel tentativo di smontare la definizione attuale. Uno studio pubblicato su Icarus nel 2017 da parte della University of Central Florida sostiene la fallacità della definizione di pianeta con il fatto che negli ultimi anni di letteratura la "pulizia dell'orbita" non sia mai stata presa come parametro fondamentale (anzi, solo in un caso), mentre il termine pianeta sia stato utilizzato per tanti corpi celesti, compresi Titano ed Europa, che invece sono satelliti. Secondo l'articolo, quindi, l'unico parametro valido dovrebbe essere la forma sferica, anche se si tratta di una motivazione abbastanza "stirata".

Un esopianeta è un corpo celeste che rispetta i parametri previsti per un pianeta e che orbita intorno a una stella diversa dal Sole.

La definizione di esopianeta, quindi, è identica a quella prevista per un pianeta generico con l'unica specificazione riguardante la stella: non deve essere il Sole. In tal caso, tuttavia, il parametro della pulizia dell'orbita diviene estremamente difficile da verificare, data la distanza, quindi non viene preso in considerazione, fornendo un assist a chi non riesce a digerire la retrocessione di Plutone.

Ultimo aggiornamento del: 12/05/2019 11:49:07

Classificazioni di pianeti

In base alla dimensione e alla composizione esistono diverse tipologie di pianeta, tipologie che sono in via di espansione di pari passo con il miglioramento tecnologico che consente di scoprire ulteriori esopianeti e ulteriori sistemi planetari

In genere si è soliti distinguere i pianeti in base alla densità, scindendo tra pianeti rocciosi o terrestri e pianeti gassosi. Con le scoperte di esopianeti sempre più numerosi è stato necessario apportare alcune modifiche a queste due macrocategorie ma anche inserire una terza categoria data dai pianeti acquatici

I pianeti terrestri

I pianeti terrestri (o rocciosi) sono composti in via dominante da roccia e metalli e devono il proprio nome al fatto di essere assimilabili alla nostra Terra. Con riferimento al solo Sistema Solare, i pianeti terrestri corrispondono a quelli del Sistema Solare interno ma si tratta di una sovrapposizione di termini che, alla luce delle migliaia di esopianeti scoperti, ha oramai perso il proprio senso.

Sotto-categorie di pianeti rocciosi, sebbene non ufficiali, sono individuate in: 

  • Pianeti di silicio: costituiti da un mantello di silicati e da un nucleo metallico (la Terra appartiene a questa categoria); 
  • Pianeti ferrosi: costituiti principalmente di ferro, con raggio solitamente inferiore, a parità di massa, rispetto al raggio dei pianeti di silicio. Un esempio potrebbe essere Mercurio;
  • Pianeti senza nucleo: costituiti principalmente da mantello roccioso a base di silicati, con assenza di nucleo metallico;
  • Pianeti di carbonio o di diamanti: costituiti da minerali carbonacei ad alta pressione;
  • Super-Terra: pianeti rocciosi con masse poste tra quella terrestre e quella di Nettuno, con limite di massa indicato generalmente intorno alle 10 M. Proprio questi pianeti, molto presenti tra gli esopianeti ma totalmente assenti nel Sistema Solare, sono tra le maggiori sfide per i modelli di formazione planetaria.

I pianeti gassosi

Rappresentazione di un hot-Jupiter
Rappresentazione di un hot-Jupiter

I pianeti gassosi o gioviani sono pianeti dal grande diametro composti prevalentemente di gas negli strati più esterni, con la possibilità di ospitare o meno un nucleo roccioso la cui presenza è attuale oggetto di dibattito. Non hanno, in ogni caso, una superficie solida "calpestabile" risultando vere e proprie palle di gas la cui massa supera le 10 masse terrestri e non eccede le 13-14 masse gioviane visto che la pressione interna accenderebbe le fusioni nucleari determinando la formazione di una nana bruna .

Anche in questo caso si è soliti distinguere tra diverse sotto-categorie: 

hot-Jupiter: si tratta di giganti gassosi la cui orbita è molto vicina alla stella centrale (tra 0.015 e 0.5 UA ), con il risultato di una temperatura superficiale molto elevata. Dati i modelli di formazione planetaria, si presume che la posizione così ravvicinata alla stella sia dovuta a un processo migratorio verso l'interno. Molti, se non tutti di, questi pianeti sono bloccati in rotazione sincrona con la stella, il che vuol dire che porgono sempre la stessa faccia all'astro centrale con il risultato che su un lato è sempre giorno, caldissimo, e sull'altro sempre notte. La presenza di gas, tuttavia, provvede alla redistribuzione del calore anche sul lato notturno e uno studio del 2019 (Dylan Keating et al. Uniformly hot nightside temperatures on short-period gas giants, Nature Astronomy) ha scoperto come la temperatura sul lato buio di diversi hot-Jupiter sia sorprendentemente uniforme, il cha lascia pensare che questi giganti gassosi siano in possesso di nubi composte di roccia e minerali. E' risultato, dai dati di Hubble e Spitzer, come la temperatura di dodici hot-Jupiter studiati sia di circa 800°C, a fronte di radiazioni stellari molto diverse e di temperature del lato diurno che differiscono anche di 1.700°C. Probabilmente si tratta del risultato della condensazione della roccia vaporizzata nelle atmosfere molto calde, il che giustificherebbe la composizione ipotizzata.

Inflated hot-Jupiter o  puffy-Jupiter: si tratta di pianeti gioviani le cui dimensioni sono molto maggiori, a parità di materia, a indicare una densità molto minore. Il "gonfiore" dovrebbe essere motivato dall'estremo calore impartito dalla vicina stella, che espande l'atmosfera planetaria fino al punto, a volte, di determinarne l'allontanamento definitivo. In tali casi i pianeti sono dotati di una coda di gas in allontanamento, osservabile nella curva di luce .

I pianeti acquatici

L'analisi delle densità di alcuni esopianeti ha portato all'ipotesi dell'esistenza di mondi di tipo "oceanico", coperti da acqua per uno spessore di centinaia di chilometri (water world), come sembra possano essere stati Terra e Venere durante le loro fasi evolutive. Molti di questi pianeti si trovano in orbita stretta alla propria stella , spesso di classe spettrale M, quindi sono pesantemente esposti alla radiazione stellare.

Le dimensioni

I dati della seconda release di Gaia (Data Release 2 - DR2) hanno consentito di migliorare la stima dei raggi stellari di un buon 8% il che ha avuto positive ripercussioni anche sulla determinazione dei raggi degli esopianeti in orbita intorno alle stelle osservate. A fine 2018 sono stati quindi ricalcolati i raggi di ben 4268 esopianeti evidenziando quanto già sospettato in precedenza: la distribuzione degli esopianeti in termini di dimensione non è uniforme, poiché alcune dimensioni sono molto meno comuni di altre. In particolare, ci sono evidenti lacune di esopianeti con raggi pari a poco più di due raggi terrestri, di quattro raggi terrestri e di dieci raggi terrestri. In base a queste nuove informazioni alcuni astronomi hanno proceduto a una nuova classificazione di pianeti rapportata al raggio terrestre R  ("Survival function analysis of planet size distribution with Gaia Data Release 2 updates" - MNRAS, 2018):

  • R < 4 R: si tratta dei pianeti più piccoli, la cui composizione è molto povera di gas. Si distinguono in due sottocategorie distinguendo tra esopianeti con raggi inferiori ai due raggi terrestri e esopianeti con raggio compreso tra due e quattro raggi terrestri. 
  • 4R < R < 10R: la categoria è stata chiamata "pianeti di transizione" poiché rappresenta un ponte tra pianeti piccoli e pianeti giganti. 
  • R > 10R: si tratta dei giganti gassosi con idrogeno e elio a dominare la composizione. Il limite superiore è dato dalle nane brune.

Ultimo aggiornamento del: 27/08/2019 17:11:14

I modelli di formazione planetaria

I modelli di formazione planetaria devono trovare giustificazione a tutte le tipologie di pianeta presenti oggi nei sistemi osservati e alla posizione occupata all'interno degli stessi, partendo da un disco protoplanetario comune.

I modelli che vengono elaborati per spiegare la formazione dei pianeti devono adattarsi a tutte le situazioni osservabili nei sistemi planetari conosciuti, partendo da una prima fase che sembra comune a ogni tipo di stella e che vede un disco protoplanetario di gas e polveri.

I modelli prendono in esame la formazione dei pianeti terrestri separatamente da quelli gassosi e tendono a scindere i processi in fasi separate, anche se i tutti processi sono congiunti e concomitanti. Per semplicità di calcolo, comunque, il metodo della separazione non comporta problemi e consente una spiegazione sicuramente più semplice. 

Formazione dei pianeti rocciosi

Il disco protoplanetario presenta una quantità notevole di gas e polvere ed è stato già visto come un gradiente termico negativo consente alle particelle rocciose di rimanere nelle zone prossime alla stella centrale mentre quelle più volatili vengono spinte verso l'esterno e riescono a resistere oltre la così detta linea della neve.

L'ipotesi planetesimale per la formazione dei pianeti rocciosi passa attraverso le seguenti fasi: 

  1. agglomerazione della componente solida del disco protoplanetario fino alla formazione di corpi di alcuni chilometri di diametro chiamati planetesimi
  2. collisioni e interazioni gravitazionali tra planetesimi per produrre embrioni planetari con dimensioni comprese tra il diametro lunare e quello marziano. Questi corpi vengono chiamati protopianeti;
  3. collisione e fusione di embrioni fino a formazione dei pianeti. 

I planetesimi sono piccoli corpi solidi risultanti da una condensazione localizzata di materia all'interno di un disco protoplanetario.

I protopianeti sono pianeti in formazione in seguito a contrazione gravitazionale, all'interno del disco protoplanetario.

Sembra un concetto intuitivo e semplice, tanto più che le prove di un processo bottom-up sono state rinvenute all'interno di "pozzi" sulla cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko dalla missione Rosetta: si tratta di un corpo pressoché primitivo che presenta ancora i segni della propria formazione, segni che sulla Terra sono stati invece cancellati da processi geologici ancora attivi. All'interno di questi pozzi le camere di Rosetta hanno osservato una composizione che rispecchia quanto atteso da un processo di accrescimento successivo.

Passare da particelle a pianeti richiede quindi un processo di accrescimento di tipo bottom-up, un processo di aggregazione di più di dodici ordini di grandezza che, in base alla dimensione "a" della componente solida, viene suddiviso in fasi legate a meccanismi fisici diversi, e proprio questi meccanismi pongono molti problemi all'ordine del giorno per gli astrofisici. 

Si distingue tra: 

  • Polvere:  0.1 µm < a < 1 cm;
  • Roccia:  a ~ 1 m
  • Planetesimo: a ~ 10 km
  • Protopianeta: a ~ dimensione lunare
  • Pianeta: a ~ dimensione terrestre

La gravità entra in gioco soltanto oltre i dieci chilometri mentre l'interazione tra roccia e gas (e quindi l'acquisizione di atmosfera da parte del pianeta) dipende da vari fattori, tra i quali la dimensione e l'attività della stella in formazione, che si esprime principalmente come vento stellare e campo magnetico molto intensi. Soltanto recentemente i modelli hanno iniziato a inserire questi aspetti legati alla stella tra i parametri gestiti.

DA POLVERE A PLANETESIMI - Nel passaggio da polvere a planetesimi, quindi, la gravità tra le particelle è un fattore trascurabile mentre il passaggio da polvere a rocce sembra dominato da processi di collisione e coagulazione coadiuvati da forze elettrostatiche. Si tratta di un processo che per molti anni è stato derivato dalla logica e soltanto nel 2018 uno studio del Caltech ha potuto apportare l'evidenza empirica di questa fase, sfruttando ciò che oggi viene definita Instabilità di Hopkins-Squire.  Il problema teorico consiste nel fatto che due ciottoli spinti l'uno contro l'altro tendono a rimbalzarsi contro, non ad unirsi. Per dimensioni comprese tra un millimetro e centinaia di chilometri le componenti solide, quindi,  non si uniscono. Nel modello elaborato al Caltech la formazione dei cumuli di polvere planetaria inizia con minuscoli grani in grado di muoversi attraverso il gas in orbita in un disco protoplanetario. Il gas si arriccia intorno a un grano di polvere come l'acqua di fiume intorno a un masso e la stessa cosa accade intorno a un altro granello nelle vicinanze. Questi due flussi di gas possono interagire e se ci sono molti granelli abbastanza vicini l'effetto netto è l'incanalarsi della polvere in gruppi. Questo fenomeno abbraccia una gamma di granulometrie molto ampia, consentendo ai grani più piccoli di partecipare al processo e aumentare le dimensioni.

Da rocce a planetesimi il discorso dovrebbe essere lo stesso, sebbene negli anni ci sia stata molta confusione tra agglomerazione o instabilità di un disco sottile di polveri. 

Le particelle solide si muovono all'interno del disco protoplanetario alla velocità indicata dall'equilibrio tra gravità e forza centrifuga, una velocità totalmente kepleriana. Il gas, per effetto del gradiente di pressione, tende a muoversi invece a una velocità lievemente inferiore a quella kepleriana. Visto che la pressione nel disco gassoso decresce con la distanza, il gas tende a muoversi a una velocità inferiore e le particelle solide perdono momento angolare a causa dell'attrito con il gas stesso. Le particelle solide vengono quindi frenate e scivolano verso zone più interne in un processo chiamato drift radiale. L'entità del drift dipende dalla dimensione della componente solida, con un massimo che viene raggiunto per un diametro da circa dieci centimetri a un metro. Le rocce, quindi, tendono a spiraleggiare verso l'interno del disco in un tempo di appena cento anni circa, un tempo quindi molto breve.

Un drift così veloce dovrebbe interrompere il processo di formazione planetaria quindi dovrebbero esistere proessi in grado comunque di garantirlo, visto che i pianeti si formano. Tra questi processi sono stati ipotizzati vari scenari tra i quali il più gettonato vede un assemblamento dei planetesimi molto veloce, tanto veloce che la dimensione raggiunta consente un effetto di drift minimo. Altra soluzione vede l'esistenza di massimi locali di pressione all'interno del disco protoplanetario, esistenza che porterebbe a una accumulazione di materiale solido che non spiraleggia verso l'interno. Le componenti solide minori tenderebbero a muoverso verso il massimo di pressione del gas, accumulandosi localmente. 

DA PLANETESIMI A PROTOPIANETI - Raggiunta la dimensione di planetesimo, entrano in gioco le forze gravitazionali. In queste condizioni l'interazione con il gas viene trascurata mentre i calcoli si riducono a un problema a N-corpi. Il risultato di questo processo è la formazione di corpi celesti con masse tra 1026 e 1027 grammi e diametri di circa 4 mila chilometri, corpi rappresentabili quindi da Marte e Mercurio. Il tempo impiegato da questo processo è di circa 106 anni. 

DA PROTOPIANETI A PIANETI - L'ultima fase vede il passaggio da migliaia di protopianeti a un numero di pianeti molto inferiore, in un tempo compreso tra 107 e 108 anni. Il passagio da protopianeta a pianeta avviene tramite giganteschi impatti tra i primi, con conseguente fusione su scala planetaria o con disintegrazione dei pianeti stessi. In seguito a questa fase la componente gassosa del disco viene dissipata in un periodo compreso tra 106 e 107 anni, il che riduce l'effetto di drift dei piccoli corpi e aumenta le probabilità di nuovi impatti e quindi di acquisizione di massa da parte dei pianeti. 

Gli elementi radioattivi vengono ridotti con il tempo dal processo di decadimento mentre il riscaldamento causato dalla stessa radioattività, dagli impatti e dalla pressione gravitazionale provvede alla fusione dei protopianeti tra loro: gli elementi più pesanti affondano al centro del protopianeta formandone il nucleo mentre gli elementi più leggeri salgono in superficie (differenziazione planetaria). 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 sul satellite gioviano 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.

Formazione dei pianeti giganti gassosi

Per quanto riguarda la formazione dei pianeti di tipo gigante gassoso, le teorie dominanti sono due: 

  1. Modello di instabilità gravitazionale
  2. Modello di core accretion

MODELLO INSTABILITA' GRAVITAZIONALE

Il modello di instabilità gravitazionale è di tipo "top-down", parte cioè da struttura grandi per giungere a spiegare l'esistenza di strutture minori, il che va in controtendenza con tutto il Modello Cosmologico Standard che invece è di tipo "bottom-up".

In uno scenario simile, il disco protoplanetario diventa instabile nella componente gassosa fino a formare dei protopianeti giganti autogravitanti. Sono poi questo protopianeti ad attrarre poi ulteriore massa intorno al nucleo centrale. Si tratta di un modello più veloce rispetto al precedente che potrebbe spiegare, ad esempio, la presenza di un hot Jupiter come CI Tau b intorno a una stella di appena due milioni di anni.

MODELLO CORE ACCREATION

Il modello di Core Accretion è di tipo "bottom-up" e prende origine da un nucleo solido di massa pari a circa dieci masse terrestri, nucleo la cui origine è del tutto simile a quanto visto per la formazione dei pianeti rocciosi. A completamento del modello, stavolta, il nucleo va ad acquisire gas dalle zone adiacenti. 

Il modello sembra seguire una logica ma abbiamo detto che al termine della formazione planetaria il gas del disco viene dissipato, quindi un requisito essenziale è che i nuclei dei pianeti gassosi si formi molto velocemente, prima dell'esaurimento del gas nel disco. 

Lo studio dei pianeti del Sistema Solare sembra avallare maggiormente il modello di core accretion, anche se dati più approfonditi sono attesi dalla missione Juno intorno al pianeta Giove. Le abbondanze chimiche in atmosfera di Giove, inoltre, sembrano non favorire l'instabilità gravitazionale. Si tratta di una conferma, tuttavia, essenzialmente "solare" mentre non è affatto escluso che giganti gassosi possano formarsi in entrambi i modi, tanto più che i 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, infatti, 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: 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.

A testimonianza della difficoltà nel comprendere la formazione planetaria, la scoperta dell'esopianeta NGTS-1b (Next-Generation Transit Survey) ha posto gli astrofisici davanti a un pianeta che in base alle 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 posto a una distanza pari al 3% di una Unità Astronomica, con orbita completata in 2.6 giorni appena. Non si tratta neanche dell'unico caso, visto che anche l'esopianeta battezzato GJ3512b appare con una massa pari alla metà di quella gioviana ma orbita una stella la cui massa è appena un decimo di quella del Sole. In particolare, per questo ultimo caso, che evidenzia anche una eccentricità notevole (e=0.4356) dovuta probabilmente alla presenza di tre pianeti dei quali uno è stato espulso dalle interazioni gravitazionali, si propende per l'instabilità gravitazionale (Science - “A giant exoplanet orbiting a very-low-mass star challenges planet formation models” - J. C. Morales et al.).

A gettare acqua sul fuoco della certezza è anche l'effetto degli impatti sulla formazione dei pianeti: si è sempre ritenuto come la pressione interna di un pianeta fosse funzione esclusivamente della sua massa (quindi in continuo aumento con l'accrescimento) ma uno studio di Settembre 2019 pubblicato su Science Advance mostra invece come gli impatti che si verificano nel periodo di instabilità di un sistema planetario determinino fluttuazioni casuali nelle pressioni di nucleo e mantello, influenzando la chimica e l'evoluzione di un pianeta. L'impatto, con la sua energia, può vaporizzare parti di pianeta e, talvolta, formare sinestia (dischi rotanti di materiale) che poi vanno a formare lune (come la nostra). Le simulazioni hanno evidenziato come per pianeti simili alla Terra le pressioni interne, dopo collisioni, fossero più basse del previsto, legando il fatto a due cause: rapida rotazione impartita dalla collisione e bassa densità del corpo caldo parzialmente vaporizzato.Un simile comportamento andrebbe anche a giustificare una apparente contraddizione tra geochimica del mantello terrestre e i modelli di formazione planetaria: con la crescita della proto-Terra, ogni collisione rilasciava metallo nel mantello. Dopo ciascun impatto, il metallo assorbe piccole quantità di altri elementi dal mantello, affondando nel nucleo e trascinando con sé gli elementi. Oggi, quindi, la composizione chimica del mantello registra la pressione durante la formazione del pianeta. Il mantello però avrebbe dovuto registrare una pressione più elevata rispetto al modello degli impatti giganti, una pressione che oggi riscontriamo appena sopra il nucleo. Una pressione inferiore in seguito agli impatti spiegherebbe questa anomalia ("Giant impacts stochastically change the internal pressures of terrestrial planetsScience Advances - 2019).

 

Ultimo aggiornamento del: 27/09/2019 17:08:01