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. Un pianeta orbita intorno a una stella, ma non è detto affatto che la stella debba essere "solitaria" come il Sole: sebbene la gran parte degli esopianeti scoperti orbiti intorno a una stella singola, esistono tanti pianeti in orbita intorno a astri che fanno parte di sistemi binari, tripli e anche quadrupli: su un campione di 1300 stelle con esopianeti accertati, osservate nel raggio di 1600 anni luce, infatti, circa duecento di esse risultano avere una compagna e, tra queste, 27 fanno parte di un sistema a tre stelle mentre una di un sistema quadruplo. I sistemi risultano indifferentemente stretti, con gli astri separati da appena 20 UA, o ampi, fino a 10 mila UA . Anche le masse stellari sono varie, spaziando tra 8% della massa solare a 1,4 masse solari, con una preponderanza di stelle fredde e rosse (Monthly Notices of the Royal Astronomical Society - “Search for stellar companions of exoplanet host stars by exploring the second ESA-Gaia data release“ - M. Mugrauer).

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: 16/11/2019 12:56:43

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 (tra 1.3 e 2.4 masse terrestri circa), 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.

Una categoria sempre inquadrata tra i pianeti gassosi ma che nel 2020 è tornata in bilico, con probabile appartenenza alla categoria dei pianeti rocciosi, è quella dei mini-Nettuniani: secondo uno studio francese, infatti, la bassa densità di questi pianeta potrebbe venire non da una composizione di elio e idrogeno ma dalla presenza di un nucleo roccioso circondato da uno spesso strato di acqua in stato supercritico (temperatura di 374 °C e pressione di 221 bar), il che andrebbe ad accomunare la nascita di questa tipologia di pianeta a quella dei pianeti rocciosi, appunto (The Astrophysical Journal Letters - “Irradiated Ocean Planets Bridge Super-Earth and Sub-Neptune Populations” - Mousis et al.). La radiazione stellare su questi pianeti porterebbe ad atmosfere più gonfie in presenza di un forte effetto serra (Astronomy & Astrophysics - “Revised mass-radius relationships for water-rich rocky planets more irradiated than the runaway greenhouse limit” - Turbet Martin et al.).

Sebbene siano difficili da trovare, pianeti simili alla Terra possono essere molto comuni nell'universo secondo uno studio dell'UCLA di Ottobre 2019 che chiama in causa la geochimica degli esopianeti (A.E. Doyle el al., "Oxygen fugacities of extrasolar rocks: Evidence for an Earth-like geochemistry of exoplanets," Science - 2019). Ottenere la geochimica di rocce intorno ad altre stelle è ovviamente molto difficile e per averne informazioni si guarda l'atmosfera più esterna delle nane bianche vicine, tramite Keck Telescope, al fine di rintracciare elementi appartenenti a corpi distrutti dalla forte attrazione gravitazionale del resto stellare. La nana bianca più vicina tra quelle studiate è distante 200 anni luce mentre la più distante si trova a 665 anni luce. Dai dati sono emersi silicio, magnesio, carbonio e ossigeno ed è stato possibile osservare il processo di ossidazione tra ferro e ossigeno: il livello di ossidazione ottenuto, appartenente alle rocce distrutte dalla nana bianca, è del tutto simile a quello marziano e terrestre il che lascia ipotizzare una simile tettonica e una similitudine nei campi magnetici degli esopianeti.

Pianeta terrestre non è sinonimo, tuttavia, di pianeta abitabile visto che concorrono fattori molto numerosi e di difficile osservazione. Il campo magnetico protettivo di un pianeta, ad oggi, non può essere osservato - ad esempio - e così si studia l'estensione del campo magnetico stellare, con il quale il pianeta stesso potrebbe interagire. I modelli fatti girare su sistemi come TRAPPIST 1, Proxima Centauri e Ross 128 e hanno mostrato come pianeti così vicini alla propria stella madre, anche se posti in fascia abitabile, potrebbero avere interazioni tali da far perdere totalmente una eventuale atmosfera nel giro di appena cento milioni di anni. Il pianeta di Proxima, ad esempio, orbita intorno a una stella grande un settimo del Sole ma a una distanza venti volte inferiore a quella terrestre, il che è ottimo per la temperatura ma letale per le condizioni magnetiche (Alison O. Farrish et al, Characterizing the Magnetic Environment of Exoplanet Stellar SystemsThe Astrophysical Journal - 2019). Poco conta, quindi, il fatto che TESS abbia rivelato il primo esopianeta terrestre in zona abitabile della sua storia osservativa a fine 2019 intorno alla stella Toi-700, una nana rossa distante 100 anni luce nella costellazione del Dorado, con massa pari al 40% della massa solare. Il sistema contiene tre pianeti ma è il pianeta "d", con orbita compiuta in 37 giorni e una irradiazione pari all'80% di quella terrestre, che occupa la fascia di abitabilità. A destare il maggiore interesse relativamente a Toi-700, tuttavia, è la disposizione dei pianeti visto che tra quello più interno (b) e quello più esterno (d), probabilmente rocciosi, è presente un gigante gassoso (c), una disposizione finora mai rinvenuta in nessuno dei sistemi scoperti (aXiv - “The First Habitable Zone Earth-sized Planet from TESS. I: Validation of the TOI-700 System” - Emily A. Gilbert). I giganti gassosi possono quindi formarsi anche intorno alle stelle di piccola taglia e la formazione avviene con una velocità molto elevata, consentendo il raggiungimento di masse fino a dieci masse gioviane sebbene le stelle ospiti siano in possesso di una massa tra il 10 e il 50% di quella solare. Già il fatto che pianeti simili riescano a formarsi intorno a stelle così poco massive è, e resta, un mistero, ma per poterlo fare il processo di formazione deve essere differente dal bottom-up classico dei pianeti giganti solari. Le simulazioni al supercomputer hanno evidenziato il comportamento dei dischi protoplanetari intorno alle nane rosse consentendo di osservare come in presenza di dischi abbastanza grandi si ottenga una frammentazione in grado di formare giganti gassosi entro poche migliaia di anni. I pianeti risultanti sono estremamente caldi, con temperature che raggiungono i migliaia di gradi e una conseguente maggior visibilità durante le fasi di giovinezza prima di raffreddarsi e rimanere rintracciabili esclusivamente per l'effetto gravitazionale sulla stella madre (Anthony Mercer et al. Planet formation around M dwarfs via disc instability, Astronomy & Astrophysics - 2020).

Un discorso a parte merita l'attività vulcanica degli esopianeti. Non siamo ancora in possesso di una tecnologia che consenta di osservare o dedurre attività vulcanica su esopianeti ma - basandosi sui pianeti più vicini - sembra che dimensione planetaria ed età del corpo celeste possano rappresentare dei buoni indicatori di questa attività. Il decadimento radioattivo nel nucleo planetario guida i vulcani ovunque ma stile e posizione cambiano nel tempo quindi non è semplice poter dire qualcosa. Uno dei cambiamenti maggiori è dato dalla contrazione globale di un corpo celeste e su questo il nostro Mercurio fornisce un valido aiuto. Contrariamente alla Terra, Mercurio ha una crosta unica senza placche, un guscio duro a copertura del nucleo fuso e con l'età il pianeta si restringe e si raffredda. Proprio questa contrazione va a zittire il vulcanismo sul pianeta, chiudendo ogni possibile sfogo per la lava in risalita. Mercurio ha stoppato il proprio vulcanismo attivo 3.5 miliardi di anni fa e le zone laviche più recenti derivano da crateri di impatto. Stessa cosa è visibile sulla Luna, con le ultime attività risalenti a un periodo tra 2.5 e 3 miliardi di anni fa. Lava potrebbe ancora prodursi all'interno ma non esistono strade per la superficie, chiuse dalla contrazione. 
Dal confronto di Mercurio e Luna con Terra, Marte e Venere è possibile risalire a qualche linea guida per l'evoluzione del vulcanismo nel tempo e questo potrebbe essere esteso a sistemi planetari che potrebbero essere assimilabili al nostro: se si cerca lava in sistemi con età simile al nostro, pianeti piccoli come Mercurio e Luna non sono buoni posti per cercare. Se l'età è inferiore, invece, allora corpi celesti di questo tipo possono essere un buon target. Non è così semplice ma se ci si limita al decadimento radioattivo il modello può rappresentare una buona approssimazione (Paul K. Byrne. A comparison of inner Solar System volcanism, Nature Astronomy - 2019).

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 quasi sempre la stessa, 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. Sempre in termini di temperatura, quasi sempre quella misurata è risultata inferiore alle attese secondo i modelli applicati, il che ha rappresentato sempre un problema anche perché in base alla temperatura è possibile fare anche previsioni chimiche del pianeta in questione. In realtà dalla distanza alla quale osserviamo gli esopianeti non possiamo far altro che vedere una media delle temperature, il che porta a valori più freddi rispetto alla realtà delle cose. La temperatura varia molto tra lato diurno, sempre illuminato, e lato notturno, sempre in ombra e la variazione può raggiungere migliaia di gradi, portando a chimiche diverse sui due lati dell'esopianeta. Trattare un esopianeta con una sola dimensione porta a sottostimare la temperatura (Ryan J. MacDonald et al, Why Is it So Cold in Here? Explaining the Cold Temperatures Retrieved from Transmission Spectra of Exoplanet AtmospheresThe Astrophysical Journal - 2020).

 Alcuni di questi pianeti sono caratterizzati da una orbita stretta ma particolarmente eccentrica, il che per pianeti così grandi può apparir strano visto che la motivazione apportata in genere alle orbite molto ellittiche portano a influenze gravitazionali con altri corpi celesti. I pianeti con maggior massa, invece, sembrano essere quelli più eccentrici. Le simulazioni, per questi casi, assegnano un peso dominante agli impatti giganti nell'evoluzione del sistema planetario oppure alla presenza di un gran numero di giganti gassosi. Proprio le simulazioni sono giunte ad avallare la relazione tra massa dei pianeti e eccentricità orbitale (Renata Frelikh et al, Signatures of a Planet–Planet Impacts Phase in Exoplanetary Systems Hosting Giant PlanetsThe Astrophysical Journal - 2019). Un'altra tendenza dei giganti gassosi sembra essere quella di presentare meno vapor acquo all'aumentare della massa: la maggiore abbondanza si registra quindi nei così detti Nettuniani o mini-Nettuniani, ma in tutti i casi le abbondanze risultano inferiori alle previsioni e questo è imputabile alla mancanza di ossigeno, a fronte di altri metalli che, invece, sono in linea con le attese. In realtà questa deduzione si basa sull'analisi comparativa di appena diciannove esopianeti, quindi la conferma dovrà giungere da un campione maggiore (The Astrophysical Journal Letters - “Mass–Metallicity Trends in Transiting Exoplanets from Atmospheric Abundances of H2O, Na, and K“ - Luis Welbanks et al.) 

Relazione massa-metallicità per gli esopianeti osservati. Crediti: Welbanks et al., ApJL, 887, L2, 2019
Relazione massa-metallicità per gli esopianeti osservati. Crediti: Welbanks et al., ApJL, 887, L2, 2019

Oggetto particolare di studio è l'atmosfera degli hot-Jupiter, per la quale si è sempre ipotizzata una inversione termica al di sopra dei 1700 Kelvin. Una conferma statistica viene nel 2020 dallo studio di 78 giganti gassosi osservati nei dati di Spitzer Space Telescope, con dati osservativi che mostrano effettivamente proprietà di emissione diverse rispetto alle controparti più fredde. Per inversione di temperatura si intende un aumento della temperatura all'aumentare dell'altitudine (e al diminuire della pressione) e le previsioni teoriche indicavano già il punto critico a 1800 K, sceso a 1700 in base alle osservazioni (Claire Baxter et al. A transition between the hot and the ultra-hot Jupiter atmospheresAstronomy & Astrophysics - 2020). 

A oggi l'hot Jupiter più vicino alla propria stella , tanto da compiere una rivoluzione in appena diciotto ore, è NGTS-10b, distante mille anni luce da noi e scoperto dalla Next-Generation Transit Survey (NGTS) con il metodo dei transiti. Il pianeta ha le dimensioni di Giove mentre la stella madre è assimilabile al Sole, eppure la distanza è ventisette volte inferiore a quella di Mercurio rispetto alla nostra stella. La sua temperatura è stimata in più di 1000°C e la vicinanza dovrebbe essere prossima a quella in grado di determinare la distruzione mareale del pianeta (James McCormac et al, NGTS-10b: the shortest period hot Jupiter yet discoveredMonthly Notices of the Royal Astronomical Society - 2020).

Un altro corpo celeste planetario che impiega 18 ore a compiere un giro intorno alla propria stella madre è TOI 849b, distante 730 anni luce da noi e con una temperatura di 1800 K. La sua particolarità, che lo rende estremamente interessante, è una massa pari a 2-3 volte la massa di Nettuno racchiusa in una dimensione simile a quella di Nettuno stesso, il che porta a una densità enorme, mai misurata finora per un pianeta. Si ritiene che possa in effetti trattarsi di quel che resta di un gigante gassoso tipo Giove dopo aver perso la propria atmosfera (o, in alternativa, senza essere mai riuscito ad acquisirla). In tal caso si tratterebbe del primo nucleo esposto di un gigante gassoso, un manna dal cielo per lo studio dell'interno di questi esopianeti (A remnant planetary core in the hot-Neptune desertNature - 2020).

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 . Alcuni di questi esopianeti potrbbero tuttavia legare la propria bassa densità alla presenza di anelli, anelli che altererebbero il diametro apparente del pianeta mostrandolo più grande di quanto non sia effettivamente la parte planetaria. Alcuni tra questi pianeti potrebbero essere Kepler 87c, Kepler 177c e HIP 41378f (Anthony L. Piro et al, Exploring Whether Super-puffs can be Explained as Ringed ExoplanetsThe Astronomical Journal - 2020).

La densità può divenire pari a quella del cotone e in tal caso si parla di esopianeti "super-puffs", nulla di esistente nel nostro Sistema Solare . Tre di questi pianeti si trovano nel sistema di Kepler 51, centrato su una stella simil-solare e scoperto nel 2012 dal telescopio Kepler. Soltanto nel 2014 tuttavia è stata stimata la densità dei pianeti in questione. Oggi sappiamo che a fronte di poche masse terrestri, i pianeti hanno atmosfere che raggiungono le dimensioni di Giove. I pianeti b e d sono stati osservati da Hubble durante un transito al fine di caratterizzarne al meglio la natura chimica ma con sorpresa è stato notato come i pianeti stessi nascondano le proprie caratteristiche sotto uno strato di cristalli di sale o "nebbia" fotochimica, un po' come Titano, con la conseguente impossibilità di determinazione chimica. Questa schermatura potrebbe essere legata alla temperatura dei pianeti, con lo schermo che si fa tanto più spesso quanto più la temperatura cala (una caratterizzazione potrà comunque essere tentata dal James Webb Telescope). La densità potrebbe essere legata alla giovane età del sistema, di appena 500 milioni di anni, e alla zona di formazione dei pianeti, al di là della linea della neve con successiva migrazione verso l'interno. Ora, alla vicinanza registrata, l'atmosfera dovrebbe evaporare in pochi miliardi di anni: le stime dicono che entro un miliardo di anni il pianeta b (il più interno) dovrebbe divenire una versione calda di Nettuno, una tipologia molto comune, mentre il pianeta d continuerà a perdere piccole quantità di atmosfera nel tempo. Altro esempio di pianeta super-puff può essere presente nel sistema di Toi-421, composto da due sub-nettuniani con atmosfere estese: in questo sistema, il pianeta b potrebbe appartenere alla categoria dei super-puffy visto che a fronte di una massa pari alla metà di quella di Nettuno ne possiede la stessa densità, il che lascia ipotizzare una atmosfera di arosol e nubi opache ad alta latitudine (The Astronomical Journal - “The Multiplanet System TOI-421” - Ilaria Carleo et al.).

Si potrebbe pensare, e in effetti a lungo si è pensato, che la composizione chimica dei giganti gassosi possa rispecchiare quella della stella centrale ma l'analisi degli esopianeti studiati mostra come questo non sia vero per i metalli (elio e idrogeno invece sembrano rispettare la regola). Già è stato osservato come la presenza di giganti gassosi aumenti all'aumentare del ferro nelle stelle centrali, ma lo studio di 24 pianeti in termini di carbonio, ossigeno, magnesio, silicio, ferro e nichel non ha evidenziato alcuna correlazione con la composizione chimica della stella. Non ci sono risposte, ad oggi, visto che ulteriori fattori che contribuiscono alla composizione dei pianeti, diversificandola da quella stellare, sono ancora sconosciuti. L'unica relazione, debole, che potrebbe esistere intercorre tra elementi pesanti del pianeta e abbondanza relativadi carbonio e ossigeno nella stella, gli elementi più volatili dell'astro. (Johanna K. Teske et al, Do Metal-rich Stars Make Metal-rich Planets? New Insights on Giant Planet Formation from Host Star AbundancesThe Astronomical Journal - 2019). 

Come composizione chimica delle alte nubi, la tipologia maggiormente diffusa - stando ai modelli - sembra essere quella di goccioline liquide o solide di silicio e ossigeno, come quarzo fuso o sabbia fusa. Questo vale in un range molto ampio di temperature mentre al di sotto dei 950 K sembrano dominare le foschie di idrocarburi (Peter Gao et al. Aerosol composition of hot giant exoplanets dominated by silicates and hydrocarbon hazesNature Astronomy - 2020).

A oggi, il gigante gassoso giovane più vicino alla Terra è 2MASS 1155-7919b, posto nell'associazione stellare di Epsilon Chamaleontis e distante "appena" 330 anni luce da noi. Ha una massa pari a quella di dieci pianeti come Giove, il che potrebbe voler dire che il corpo celeste si sta ancora formando e lo sta facendo in una zona molto distante dalla propria stella madre (circa 600 UA ), la quale ha una età di 5 milioni di anni. Sebbene siano migliaia gli esopianeti noti, soltanto quattro o cinque beneficiano di queste condizioni (D. Annie Dickson-Vandervelde et al. Identification of the Youngest Known Substellar Object within ∼100 pc, Research Notes of the AAS - 2020).

Proprio le caratteristiche spettrali di un gigante gassoso hanno consentito di estrarre dallo spettro di una nana bianca elementi chimici mai registrati prima per una stella di questo tipo (zolfo, idrogeno e ossigeno), facendo segnare quindi la scoperta del primo gigante gassoso intorno a una stella compatta di questo tipo. La stella dista 1500 anni luce da noi ed è battezzata Wdj0914+1914. E' stata osservata tramite X-shooter installato al Very Large Telescope di ESO e le osservazioni hanno mostrato come gli elementi non fossero, in effetti, appartenenti alla stella ma al disco che la circonda, alimentato dalla perdita di atmosfera del pianeta orbitante. Il periodo orbitale è di 10 giorni e si compie a una distanza di appena 10 milioni di chilometri e proprio la troppa vicinanza alla potente radiazione stellare strappa via l'atmosfera dal pianeta a un tasso di tremila tonnellate al secondo, formando il disco osservato (Nature - “Accretion of a giant planet onto a white dwarf star” - Boris T. Gänsicke)

Rappresentazione artistica di Wdj0914+1914. Crediti: Eso/M. Kornmesser
Rappresentazione artistica di Wdj0914+1914. Crediti: Eso/M. Kornmesser

 

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. Di pianeti simili a Urano ma coperti di acqua dovrebbero essercene molti e si ritiene che, date le caratteristiche dell'acqua, esista una netta differenziazione tra strato acquatico superiore e strato roccioso inferiore, ma pressione e temperatura estreme al confine tra i due strati potrebbero cambiare radicalmente il comportamento dei due materiali. Simulazioni di laboratorio hanno immerso silice in acqua comprimendo il materiale immerso tra diamanti a pressione molto elevata e riscaldando con raggi laser fino a migliaia di gradi Fahrenheit. Ciò che ne è uscita è una inaspettata nuova fase solida con silicio, idrogeno e ossigeno uniti, creando una distinzione tra acqua e "roccia" decisamente sfocata, affatto distinta (Carole Nisr et al, Large H2O solubility in dense silica and its implications for the interiors of water-rich planetsProceedings of the National Academy of Sciences - 2020).

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.

Attualmente, quindi, nella distribuzione per dimensione degli esopianeti scoperti esiste una zona caratterizzata da pochissimi elementi, a indicare una sorta di interruzione di crescita oltre le tre dimensioni terrestri per poi riprendere direttamente con i pianeti maggiori. Una spiegazione di questa lacuna di distribuzione potrebbe risiedere proprio nelle caratteristiche di questi pianeti: gli oceani di lava sulla loro superficie possono infatti assorbirne l'atmosfera una volta raggiunta la soglia delle tre dimensioni terrestri. Non sarebbe un caso, a questo punto, il fatto che molti pianeti la cui dimensione è a ridosso della soglia limite siano composti - probabilmente - da magma superficiale. Un magma che non solidifica ma che si mantiene fluido a causa dell'atmosfera, spessa e ricca di idrogeno. I modelli finora sviluppati ritengono il magma chimicamente inerte ma in realtà le cose stanno diversamente: con l'acquisizione di una maggior quantità di idrogeno, l'oceano di magma può iniziare a "mangiare" il cielo del pianeta tramite scioglimento dell'idrogeno nell'oceano caldo. Questo innalza la pressione atmosferica generando un evento ancora maggiore in termini di dissolvenza nel magma. La crescita di un pianeta quindi va in stallo prima del raggiungimento delle dimensioni di Nettuno visto che la maggioranza del volume di questi pianeti si trova nell'atmosfera (Water worlds could support life: Analysis challenges idea that life requires 'Earth clone' - Edwin S. Kite et al. Superabundance of Exoplanet Sub-Neptunes Explained by Fugacity Crisis, The Astrophysical Journal - 2019).

Anche per i pianeti rocciosi esiste una distribuzione binomiale centrata su 1.3 raggi terrestri e su 2.4 raggi terrestri, con una lacuna di 1.75 raggi terrestri. Anche qui si tira in ballo la storia della formazione planetaria ma non mancano ulteriori possibilità, come un legame con la perdita di atmosfera indotta dalla radiazione in ultravioletto proveniente dalla stella centrale (“The Bimodal Distribution in Exoplanet Radii: Considering Varying Core Compositions and H2 Envelope’s Sizes”, di Darius Modirrousta-Galian, Daniele Locci e Giuseppina Micela). 

Distribuzione binomiale dei pianeti. Crediti D.Modirrousta et al.
Distribuzione binomiale dei pianeti. Crediti D.Modirrousta et al.

 

Stabilire un limite massimo ai pianeti non è compito semplice e oggi, in termini di massa, si fissano le 13 masse gioviane per passare da pianeta a nana bruna . Per la dimensione il discorso è più complesso poiché i gas possono essere più o meno compressi e aggiungendo massa a un gigante gassoso il suo volume non aumenta in modo lineare. Jingjing Chen e David Kipping ipotizzarono, anni fa, una relazione tra dimensione e massa dei pianeti scoprendo l'esistenza di un punto di transizione tra Nettuniani - per i quali un aumento della massa fa aumentare le dimensioni - e Gioviani - per i quali un aumento della massa fa semplicemente comprimere maggiormente il gas. Il punto critico si trova a metà massa di Giove, il che concorda con l'osservazione visto che il più grande esopianeta confermato è WASP-17b, grande come Giove ma con una massa pari al 49% della massa gioviana. Anche composizione e temperatura entrano in gioco: i gioviani caldi sono meno densi di quelli freddi, ad esempio, ma anche tenendo conto di questi fattori i pianeti gioviani sono sicuramente i più grandi tra quelli possibili (Jingjing Chen et al. Probabilistic Forecasting Of The Masses And Radii Of Other WorldsThe Astrophysical Journal - 2016).

Ultimo aggiornamento del: 11/09/2020 15:22:10

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. Le particelle sotto microgravità, come nello spazio interplanetario, sviluppano spontaneamente forti cariche elettriche e tendono a unirsi in aggregati. Sorprendentemente, sebbene le cariche tendano a respingersi, risultano così forti da polarizzarsi a vicenda e comportandosi come magneti (Steinpilz, T., Joeris, K., Jungmann, F. et al. Electrical charging overcomes the bouncing barrier in planet formationNat. Phys. - 2019). 

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 6-10 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.). Non da meno è il pianeta K2-25b, appartenente a una stella (nana rossa, con periodo di rivoluzione di 3.5 giorni) dell'ammasso aperto delle Iadi e quindi con età massima di 600 milioni di anni e distante 150 anni luce da noi: a fronte di una dimensione paragonabile a quella di Nettuno (ma un po' più piccolo), infatti, il pianeta pesa ben 25 masse solari il che vuol dire che è rappresentato quasi totalmente da nucleo roccioso. I problemi sono essenzialmente due: come ha fatto un pianeta a sviluppare un nucleo ben oltre le aspettative teoriche e come ha fatto, lo stesso pianeta, a non acquisire una coltre atmosferica degna di nota (The Habitable-zone Planet Finder Reveals A High Mass and a Low Obliquity for the Young Neptune K2-25b, arXiv). 

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: 05/08/2020 13:24:38