I sistemi planetari: cosa sono e come si formano
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I sistemi planetari: cosa sono e come si formano

Se un tempo l'astronomia e l'universo erano rappresentati esclusivamente dal Sistema Solare, oggi le osservazioni sempre più dettagliate ci mostrano sistemi planetari intorno a tantissime stelle. Osservazioni che hanno rivoluzionato anche il nostro modo di vedere il Sistema Solare. Cosa sono i sistemi planetari e come nascono? Sembra una domanda tra le più semplici ma in realtà si tratta di un'area dell'astronomia ancora poco conosciuta.

Cosa è un sistema planetario

La definizione di sistema planetario ha subito una evoluzione legata essenzialmente alle nuove scoperte al di là del semplice Sistema Solare: una varietà di configurazioni che ha richiesto una generalizzazione e che ancora oggi rappresenta misteri

Vivendo su un pianeta e dopo aver visto come sia possibile spedire sonde su altri pianeti, su comete e su asteroidi, si potrebbe ritenere che i sistemi planetari siano luoghi oramai ben conosciuti e privi di segreti ma la realtà è ben diversa per una serie di motivi. 

Innanzitutto i telescopi spaziali hanno scoperto migliaia di pianeti intorno a stelle diverse dal Sole scoprendo configurazioni e situazioni tali da rendere il nostro sistema planetario , il Sistema Solare , uno dei tantissimi esempi da calare in un campionario decisamente più ampio. Seconda poi, ciò che ci circoda da vicino è un sistema planetario esistente da 5 miliardi di anni e ha oramai perso le tracce delle proprie origini, quindi per risalire alla formazione di un sistema planetario dobbiamo sperare di trovare un corpo celeste solare riuscito a rimanere allo stato primitivo oppure di scovare sistemi planetari in formazione. Fortunatamente abbiamo entrambe le cose a disposizione, proprio grazie alle sonde inviate nel Sistema Solare e grazie alle nuove tecnologie di osservazione fatte di telescopi spaziali come Kepler e TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) e di antenne come quelle di ALMA, ma non solo. Nonostante questo, però, di modelli validi ne esistono ancora tanti, troppi per avere una conoscenza sicura. 

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.

Pianeti, quindi, ma non solo visto che per esperienza "solare" sappiamo che oltre ai pianeti esistono satelliti (come la Luna), asteroidi, comete, meteoroidi e altro.

La formazione dei sistemi planetari è strettamente legata alla formazione delle stelle, risultando quasi un processo secondario che riutilizza quanto non impiegato dalla stella nascente: i pianeti e i corpi minori nascono dai dischi di polveri e di materiale interstellare presenti intorno alle stelle in formazione.

Nonostante l'idea dei dischi per la formazione stellare risalga ai tempi di Immanuel Kant, di Lagrange e di Laplace, 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 di  questi dischi fu scoperto intorno alla stella Vega, da H. Aumann e F. Gillet, sulla base dei dati presi dall'InfraRed 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 dopo aver oscurato la brillantezza della stella. 

Il moto del pianeta beta Pictoris b intorno alla stella madre. Crediti Lagrange et al.- ESO
Il moto del pianeta beta Pictoris b intorno alla stella madre. Crediti Lagrange et al.- ESO

Oggi possiamo contare su osservazioni realmente spettacolari sia di pianeti che orbitano la propria stella sia di sistemi planetari in formazione ma nonostante questo i dettagli ancora sfuggono. 

Il sistema di HR 8799 è forse quanto di più spettacolare sia mai stato osservato: quattro pianeti che orbitano intorno alla propria stella nelle immagini ottenute dal telescopio Keck alle Hawaii. 

Il sistema di HR 8799. Crediti Keck - J. Wang - C. Marois
Il sistema di HR 8799. Crediti Keck - J. Wang - C. Marois

 

Ultimo aggiornamento del: 11/05/2019 12:59:24

La formazione dei sistemi planetari: il disco protoplanetario

Il modello che trova la maggior parte dei consensi si basa su un processo di tipo bottom-up, una formazione dei corpi celesti a partire da componenti piccolissime che via via si aggregano in oggetti sempre più grandi, fino ai pianeti che vediamo oggi

Partendo dalla formazione stellare già affrontata, modelli e evidenze ci informano su come non tutto il materiale della nube di partenza vada a cadere all'interno della stella . Intorno alla protostella viene a crearsi infatti un accumulo di materiale che ruotando si appiattisce in un disco, definito disco protoplanetario.

Un disco protoplanetario è una struttura a disco composta di gas e polveri che orbita intorno a una protostella o a una stella giovanissima, struttura dalla quale prendono vita pianeti e corpi minori del futuro sistema planetario. 

E' proprio qui dentro, quindi, che prendono forma tutti i corpi che conosciamo come appartenenti a un sistema planetario, ovvero: 

  • pianeti: sono i corpi celesti principali di un sistema planetario, di natura gassosa, terrestre o oceanica, caratterizzati da un'orbita intorno a una o più stelle, da una forma sferica e da una assenza di fusioni nucleari in grado di generare radiazione propria. In genere la massa massima è pari a 13 masse gioviane, che dovrebbero portare alla formazione di una nana bruna in seguito ad accensione della fusione del deuterio;
  • pianeti nani: presentano le stesse caratteristiche dei pianeti ma non sono tanto massicci da sgombrare la propria orbita da altri corpi celesti assimilabili per tipologia;
  • satelliti: sono i corpi celesti "minori" che - nell'ambito di un sistema planetario - orbitano intorno ai pianeti o ad altri corpi minori. Devono comunque avere una massa inferiore al corpo celeste orbitato, anche se non è fissato un rapporto limite oltre il quale si possa parlare di sistema binario ;
  • asteroidi: contrariamente a pianeti e pianeti nani, pur se rocciosi, non hanno una massa tale da acquisire una forma sferica; 
  • comete: corpi minori che hanno origine nelle zone più distanti dalla stella e che, di conseguenza, mantengono una quantità di ghiaccio notevole; 
  • meteoroidi: corpi minori con dimensioni molto ridotte e suscettibili di essere attratti dal campo gravitazionale di un corpo maggiore, sul quale possono terminare la propria corsa come meteoriti; 
  • polveri interplanetarie: si tratta della polvere residua della formazione planetaria oppure di polvere generata da collisioni successive.

Ciascuno dei concetti sopra espressi verrà ripreso in separata sede mentre ora quel che vogliamo cercare di capire è se questa configurazione, osservata nel nostro Sistema Solare , possa essere considerata generica. 

Tutto quel che è stato elencato finora ha origine dal disco protoplanetario, il quale deve essere quindi composto inizialmente da polveri e da gas. Queste polveri e questo gas devono essere processati in qualche modo per poter arrivare a quel che vediamo oggi nel Sistema Solare e in altri sistemi planetari quindi ciò che serve è un modello di formazione dei pianeti e dei corpi minori in grado di portare a risultati simili alle osservazioni. Le dimensioni del disco protoplanetario possono andare da decine di UA a migliaia di UA mentre la distribuzione della temperatura all'interno di un disco va da migliaia di Kelvin nella zona interna a decine di Kelvin nella zona esterna. Ma chi impedisce ai pianeti che si formano a ridosso della stella di finire proprio all'interno dell'astro centrale? Esistono molte super-Terre in orbite molto strette e la formazione di un sistema planetario sembra fatta apposta per proteggere i neo-pianeti. I corpi solidi di un giovane sistema planetario tendono a muoversi in tutte le direzioni, non soltanto in orbita ma anche alla deriva, il che può divenire fatale per pianeti già vicini alla stella. I dati dicono che pianeti simili dovrebbero avvicinarsi alla stella fino a sprofondarci dentro in un tempo inferiore al milione di anni, ben prima della scomparsa del disco, eppure osserviamo qualcosa di totalmente differente. Le ragioni possono essere due: 

  1. i pianeti rocciosi con masse fino a dieci masse terrestri hanno ambienti "a prova di baby": la barriera di sicurezza che salva i giovani pianeti dipende dalla radiazione della stella, più intensa nelle vicinanze. All'interno del fronte di sublimazione dei silicati la temperatura del disco sale sopra i 1200 Kelvin e le particelle di polvere (silicati) si trasformano in gas. Il gas estremamente caldo diventa turbolento, il che spinge il gas stesso verso la stella con una elevata velocità, assottigliando la regione interna del disco. Quando una super-Terra viaggià all'interno del gasè accompagnata da gas co-rotante su un percorso orbitale a ferro di cavallo. Mentre il pianeta si sposta verso l'interno e raggiunge il fronte di sublimazione, le particelle di gas si spostano verso l'esterno dando una spinta al pianeta: il gas esercita una influenza sul pianeta allontanandolo dal confine, verso l'esterno. Il confine corrisponde proprio alle distanze minime osservate da Kepler.
  2. i "ciottoli" di qualche millimetro o centimetro di diametro tendono a raccogliersi dietro il fronte di sublimazione: affinché la pressione si bilanci il gas nella regione di transizioni deve ruotare più velocemente del solito (equilibrio tra pressione e forza centrifuga), più velocemente anche della velocità orbitale kepleriana di una particelle isolata in orbita intorno alla stella. Un sasso che entra in questa regione di transizione è costretto a questo movimentoe viene espulso quando le forze centrifughe corrispondenti lo spingono verso l'esterno.

Molti dischi sembrano essere in possesso di gas e polvere in misura insufficiente a creare pianeti ma dalla stella HD 163296, distante 330 anni luce e con una età di appena sei milioni di anni, potrebbe giungere la risposta, risolvendo uno dei misteri della formazione planetaria. La stella è circondata dal suo disco protoplanetario e proprio in questo disco, dove nascono giovani pianeti, le antenne di ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) hanno rintracciato deboli segnali indicanti la presenza di un isotopo molto raro di monossido di carbonio (13C170). Questo elemento è stato preso come marker per misurare la massa del gas del disco, scoprendolo molto più massivo di quanto creduto. Tra due e sei volte più massivo rispetto a quanto dedotto da osservazioni precedenti. Se questo è vero per questa stella, potrebbe essere vero anche per gli altri dischi misurati. Misurare la massa del disco tramite la luce emessa dalle molecole come il monossido di carbonio può portare a una sottostima della materia presente nel caso in cui il disco sia sufficientemente denso, tanto da bloccare la radiazione stessa emessa dalle forme più classiche della molecola. La riga del più raro isotopo ha consentito invece una osservazione più profonda, scoprendo riserve di gas (Astrophysical Journal Letters - 2019) 

Un ruolo a lungo misterioso in merito al disco è quello giocato dal momento angolare , che va a unirsi alla modalità di acquisizione di massa da parte del disco stesso. Tre proto-stelle nella Nube di Perseo hanno consentito di ottenere qualche risposta tramite analisi cinematica del gas intorno a tre dischi circumstellari: le nubi di gas non ruotano come un corpo solido ma come un qualcosa a metà tra corpo solido e pura turbolenza. In uno scenario simile anche i campi magnetici svolgono un ruolo chiave: la presenza di un campo magnetico infatti assicura che il collasso del gas non sia troppo veloce e che la rotazione dello stesso corrisponda a quanto osservato. Viene anche estrapolato un limite massimo alle dimensioni del disco: il momento angolare specifico del materiale in caduta è direttamente correlato al raggio kepleriano massimo del disco protostellare. Supponendo una massa stellare pari al 5% della massa solare, si stima un limite superiore al disco kepleriano di 60 UA . Dischi maggiori di 80 UA non possono essersi formati all'inizio della vita di una stella, quindi, il che influenza notevolmente gli scenari di formazione planetaria (aime E. Pineda et al. The Specific Angular Momentum Radial Profile in Dense Cores: Improved Initial Conditions for Disk FormationThe Astrophysical Journal - 2019). 

Le basi iniziali alla teoria del disco e le prove a favore

L'idea del disco è partita dall'osservazione delle caratteristiche del Sistema Solare , visto che in assenza di strumenti adatti è possibile soltanto guardarsi intorno oggi e cercare di elaborare modelli in grado di portare alla situazione osservata. Le osservazioni storiche parlavano di un insieme di pianeti in orbita intorno al Sole, tutti sullo stesso piano e tutti nella stessa direzione. Ogni pianeta ruota nello stesso verso anche intorno al proprio asse, con eccezioni comunque ben spiegabili come nel caso di Venere e di Urano.

Caratteristiche dei pianeti solari
Pianeta Massa (Ms) Densità Inclinazione Raggio (Rs) Eccentricità Distanza (UA)
Mercurio 0.055 5.43 7.005 0.383 0.2056 0.387
Venere 0.815 5.24 3.395 0.949 0.0068 0.723
Terra 1.000 5.52 0.000 1.000 0.0167 1.000
Marte 0.107 3.94 1.851 0.533 0.0934 1.881
Giove 317.820 1.33 1.305 11.209 0.0484 11.856
Saturno 95.161 0.70 2.485 9.449 0.0542 29.423
Urano 14.371 1.30 0.770 4.007 0.0472 83.747
Nettuno 17.147 1.76 1.770 3.883 0.0086 163.723

Come si nota esiste una dicotomia all'interno del Sistema Solare in termini di massa e di densità in rapporto alla distanza. Esiste una distanza oltre la quale l'acqua non può trovarsi allo stato liquido ma soltanto allo stato gassoso: questa distanza si chiama linea della neve e proprio a questa distanza cessano di essere presenti pianeti rocciosi e iniziano quelli gassosi e ghiacciati. Tutti i pianeti hanno una orbita tendente al cerchio perfetto mentre quelli più interni sono più piccoli di quelli esterni. Data l'inclinazione , i pianeti sono tendenzialmente coplanari, si comportano orbitalmente secondo le Leggi di Keplero e ruotano tutti nella stessa direzione, pari al senso di rotazione del Sole. 

PROVA 1: COMPATIBILITA' DELLE ORBITE

Con questi dati sotto gli occhi di tutti e un universo che non mostrava null'altro, il modello più calzante per la formazione di un sistema planetario come il nostro, l'unico allora conosciuto, vedeva proprio la presenza di un disco appiattito in rotazione intorno alla protostella. Un disco fatto di polvere e gas che, per coalescenza, ha poi generato i corpi celesti che vediamo oggi. Tutto questo spiegherebbe molto bene il fatto che tutti i corpi celesti hanno orbite tendenzialmente circolari e coplanari, ma un modello ha bisogno di ulteriori conferme e allora l'analisi chimica può sicuramente venire incontro. 

PROVA 2: COMPATIBILITA' CHIMICA

Confronto tra abbondanze di una condrite carbonacea e le abbondanze solari.
Confronto tra abbondanze di una condrite
carbonacea e le abbondanze solari.

Se la teoria del disco protoplanetario è corretto, allora la composizione del disco stesso deve essere uguale a quella della stella che si sta formando. Il problema è che non eravamo presenti cinque miliardi di anni fa, quindi ciò che in effetti occorre fare è studiare corpi minori che abbiano mantenuto le caratteristiche primordiali, quelle di 4.6 miliardi di anni fa, e confrontarne la composizione con quella del Sole giovane. I corpi celesti primordiali sono quelli che non hanno subito processi geologici importanti, il che esclude i pianeti, e che non hanno subito radiazione solare in grado di alterare la composizione, il che esclude i corpi più vicini o almeno il loro strato più esterno. A questo scopo risultano importanti gli studi su meteoriti di tipo condrite carbonacea la cui composizione rispecchia molto quella dell'atmosfera solare, ma sono fondamentali anche le missioni che prelevano materiale sub-superficiale da asteroidi (es. missione Hayabusa2 sull'asteroide Ryugu) e quelle che studiano da vicino le comete (es. missione Rosetta sulla cometa 67/P Churyumov-Gerasimenko), talmente distanti dal Sole da non risentire di alterazioni chimiche. 

PROVA 3: GRADIENTE DI TEMPERATURA

Il disco protoplanetario spiega, quindi, le orbite dei pianeti ed è compatibile con la verifica della chimica. Occorre spiegare ora il motivo per il quale i pianeti più densi e rocciosi siano quelli più interni mentre quelli più leggeri siano relegati oltre la linea della neve. I pianeti rocciosi sono composti in via dominante da composti refrattari (materiali che resistono alle alte temperature senza notevoli alterazioni) e questo si sposa molto bene con la vicinanza al Sole. I pianeti gassosi, al contrario, hanno una composizione che risente maggiormente della temperatura il che lascia pensare a un gradiente negativo di temperatura con la distanza dalla stella centrale: aumentando la distanza diminuisce il flusso solare con la conseguenza che i materiali più refrattari resistono nelle vicinanze del Sole mentre quelli volatili resistono soltanto a grandi distanze.

4. OSSERVAZIONI 

Finora sono state avanzate ipotesi e apportate giustificazioni basando il tutto sul Sistema Solare poiché le prime teorie sono state elaborate quando gli unici pianeti conosciuti erano quelli del Sistema Solare. Oggi le cose sono cambiate e una prova dell'esistenza dei dischi protoplanetari può venire proprio dall'osservazione di altre stelle. Le stelle nascenti sono avvolte ancora nei bozzoli di gas e polvere che rappresentano la loro nursery, il che impedisce di vederne la luce diretta ma consente di osservare la radiazione in infrarosso emessa dai bozzoli stessi, riscaldati dalla zona centrale. E' proprio questa emissione infrarossa che, con l'aumento della capacità risolutiva degli strumenti, ha consentito di osservare sorgenti proprio laddove si stavano formando stelle. 

L'eccesso di radiazione infrarossa proveniente dalla zona di Eta Corvi, indiretta presenza di disco protoplanetario
L'eccesso di radiazione infrarossa proveniente dalla zona di Eta Corvi,
indiretta presenza di disco protoplanetario

Questo eccesso di infrarosso è tipico delle stelle giovanissime o delle protostelle mentre diminuisce man mano che l'età stellare avanza, a testimonianza del fatto che la polvere si dirada lasciando il posto ai pianeti ormai formatisi, i quali non emettono in infrarosso.

Se queste sono indicazioni indirette dell'esistenza di dischi protoplanetari al di fuori del Sistema Solare, la prova diretta e incontrovertibile viene con l'osservazione diretta dei dischi protoplanetari fornita dalle antenne di Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), in grado di ottenere una risoluzione tale da mostrare in via diretta l'emissione dalla polvere del disco. 

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

Di fronte a una immagine simile, il discorso sulla validità del modello del disco protoplanetario viene sicuramente meno anche se in realtà il discorso non è statofin da subito lampante come potrebbe sembrare. Si potrebbe pensare di trovarsi di fronte a un chiaro esempio di disco protoplanetario composto da anelli di materiale e da solchi (gap) scavati dai pianeti in fase di formazione. I solchi sarebbero quindi creati dal protopianeta che starebbe acquisendo materiale dal disco, scavandolo lungo quella che sarà l'orbita finale. E' in realtà così ma per lungo tempo non vi è stata certezza visto che - innanzitutto - nonostante le osservazioni ripetute per molto tempo non è mai stato osservato effettivamente un corpo celeste all'interno dei solchi. In più, uno studio ha dimostrato come strutture del genere possano derivare esclusivamente da onde di pressione indotte dalla radiazione della stella centrale, senza alcun bisogno di alcun pianeta in formazione. 

Una grande spinta pratica viene anche dalla stella Epsilon Eridani, che vede la presenza di un pianeta perfettamente allineato con il disco di polveri e gas: il pianeta si muove in orbita inclinata di 30 gradi rispetto a noi e questo corrisponde esattamente all'inclinazione del disco intorno ad Epsilon Eridani. L'evidenza osservativa sembra provenire nel 2019 dal sistema multiplanetario di PDS 70: ripreso dal VLT di ESO, il sistema mostra due giganti gassosi ancora in fase di acquisizione di materiale ai danni del disco protoplanetario, proprio l'osservazione che fino alla scoperta mancava. La prova più schiacciante sembra però venire a metà 2019 da ALMA relativamenta al sistema di anelli della stella HD97048: all'interno del gap è stato osservato un piccolo pianeta, responsabile proprio del vuoto presente nel disco. L'osservazione è stata resa possibile dalla mappatura del flusso di gas intorno alla stella alla ricerca dei disturbi indotti dalla presenza di un pianeta (C. Pinte et al. - "Kinematic detection of a planet carving a gap in a protoplanetary disk"Nature Astronomy - 2019).

Nascita di giganti gassosi: scoperto un pianeta bambino che scava il solco nell'anello di gas e polveri della stella HD97048
Nascita di giganti gassosi: scoperto un pianeta bambino che scava il solco nell'anello di gas e polveri della stella HD97048.
Crediti ESO/ALMA

Quando iniziano a formarsi i pianeti?

Un altro dato molto importante che proviene dall'immagine di ALMA è la quasi concomitanza nella formazione della stella e in quella dei pianeti, visto che il disco evidenzia molti gap e che la stella ha appena un milione di anni. I pianeti, quindi, iniziano a formarsi insieme alla stella, o pochissimo tempo dopo. 

C'è sempre stata molta incertezza sul "quando" la formazione planetaria veda lo start in rapporto alla formazione della protostella ma a spingere a favore della nascita molto rapida c'è anche l'esempio della stella EC53, ancora avvolta nel suo bozzolo di formazione. L'osservazione tramite il James Clerk Maxwell Telescope (JCMT) ha evidenziato una variazione periodica nella curva di luce , con periodo di 18 mesi che potrebbe derivare dall'interruzione del materiale in caduta verso la stella dovuta al passaggio di un protopianeta (Novembre 2017 - "18-month twinkle in a forming star suggests  the existence of a very young planetThe Astrophysical Journal).

Ancora una conferma proviene dalla giovanissima stella TMC1A nella costellazione del Toro, il cui disco sembra evidenziare la presenza di particelle di un millimetro di diametro: sembra poco ma in realtà è già tanto per una stella ancora in formazione.

Il modello del disco protoplanetario a confronto con i sistemi extrasolari

Siamo giunti a concludere come il modello del disco protoplanetario riesca a giustificare la situazione che vediamo oggi nel Sistema Solare, dove regnano orbite coplanari e quasi circolari, composizioni chimiche compatibili e presenza di pianeti piccoli e densi in prossimità della stella centrale. Con l'avvento dell'era spaziale e con il miglioramento delle tecniche di ottica adattiva per i telescopi terrestri, però, il panorama dei sistemi planetari si è notevolmente ampliato fornendoci un campione molto più vasto, quindi vogliamo sapere se il modello elaborato possa adattarsi bene anche agli altri esempi osservabili.

Le osservazioni ci dicono che un disco esiste e che la fase di formazione planetaria intorno alle stelle sia effettivamente simile a quella che vediamo nel Sistema Solare, a prescindere dalla tipologia di stella centrale: da un disco di polvere e gas si formano pianeti che "puliscono" il disco stesso.

Ciò che ci troviamo a dover giustificare, però, guardando i dati di telescopi come Kepler e TESS, è un panorama composto da:

  • pianeti di tipo hot-Jupiter: si tratta di pianeti gassosi e grandi come o più di Giove presenti in orbite molto strette (d < 1 UA ) e quindi molto caldi;
  • enorme presenza di pianeti di tipo super-Terra, totalmente assenti nel nostro Sistema Solare, in orbite molto strette;
  • picco di distribuzione dei periodi orbitali intorno ai 3 giorni;
  • eccentricità molto diversificate.

Come evidente si tratta di situazioni molto diverse dal nostro Sistema Solare, tanto diverse da rendere a oggi il nostro sistema planetario unico, tra quelli a oggi scoperti.

La presenza di pianeti gassosi a ridosso della stella centrale, così come quella di super-Terra in zone che dovrebbero essere sgombre di polvere e gas poiché troppo a ridosso della stella (tra bordo interno del disco e stella esiste uno spazio quasi vuoto) lascia pensare a processi di migrazione dei pianeti, migrazioni che tuttavia deve arrestarsi in qualche modo preferibilmente intorno alle 3 UA di distanza, poiché in assenza di un meccanismo di frenata l'orbita arriverebbe a stringersi alla stella fino a esserne inglobata. La statistica, tuttavia, ci dice che in presenza di sistemi planetari con un numero di pianeti simile al nostro sistema (da 4 a 8 pianeti), quelli più densi e piccoli sono sempre più vicini alla stella centrale di quanto non lo siano i giganti gassosi: questo dato può indicare un freno imposto dai pianeti piccoli alla migrazione o, più probabilmente, un processo di distruzione dei pianeti piccoli legato alla migrazione dei pianeti giganti gassosi.

In conclusione, il disco protoplanetario è il punto di partenza sicuro per la formazione planetaria, ma poi esiste il processo di formazione planetaria e la successiva, o concomitante, dinamica degli oggetti che si creano al suo interno. I modelli elaborati devono quindi tener conto del punto di partenza, il disco protoplanetario, e di quello di arrivo, dato dal coacervo di situazioni che vediamo oggi e che devono trovare tutte giustificazione.

Ultimo aggiornamento del: 13/10/2019 13:37:43

Evoluzione di un sistema planetario

Una volta creati i pianeti, i modelli generali prevedono la possibilità di migrazioni degli stessi per spiegare le strane posizioni di molti pianeti osservati al di fuori del Sistema Solare. Di certo non c'è nulla e così la migrazione è solo teorica

Osservando i dati di Kepler riguardanti 909 pianeti suddivisi in 355 sistemi planetari diversi dal nostro, e elaborando il tutto su base statistica, sono risultati due pattern impensabili fino a qualche anno fa: secondo lo studio, infatti, i pianeti tendono ad avere le stesse dimensioni dei pianeti vicini: dato un pianeta, quello successivo sarà probabilmente delle stesse dimensioni. Il secondo pattern riguarda le distanze: i pianeti tendono ad essere separati gli uni dagli altri da uno stesso spazio. Uguali e equidistanti "come piselli nei loro baccelli", dice lo studio, il che rende il nostro Sistema Solare un sistema del tutto particolare data la diversità di dimensioni e di spazi orbitali, ma il ruolo di Giove potrebbe aver alterato gli equilibri. 

Una volta che si è formata la stella e che si sono formati i pianeti, il sistema planetario non si trova ancora in una fase di stabilità, il che è un concetto nato in seguito all'esplorazione spaziale, la quale ha rivelato configurazioni di sistemi molto diverse da quella del Sistema Solare .

I pianeti quindi modificano la propria orbita in base alle condizioni esistenti all'interno del sistema planetario in un processo chiamato migrazione.

Per poter comprendere al meglio le motivazioni alla base della migrazione, occorre vedere le modalità di scambio di momento angolare tra pianeta e gas del disco protoplanetario.

Per orbite circolari, lo scambio di momento angolare avviene in corrispondenza delle risonanze di Lindblad: le interazioni con le risonanze interne fanno guadagnare momento angolare al pianeta, mentre l'interazione con le risonanze esterne fanno perdere momento angolare al pianeta. Il saldo netto degli scambi fa sì che il pianeta tenda a respingere il gas. Alla luce di queste interazioni si distinguono diverse tipologie di migrazione. 

Migrazione di Tipo I

Il pianeta è di piccola massa e non riesce a ripulire la propria orbita dal gas del disco. Il gas resta quindi lungo l'orbita planetaria e tutte le risonanze contribuiscono allo scambio di momento angolare. I calcoli sembrano mostrare una dominanza delle risonanze esterne con conseguente perdita di momento angolare da parte del pianeta e restringimento dell'orbita verso la stella centrale. Si tratta di un processo molto veloce, nell'ordine delle centinaia di migliaia di anni per un disco con massa di 0.01 masse solari, ma si tratta anche di un processo che tenderebbe a distruggere i pianeti di piccola massa unitamente ai nuclei dei pianeti giganti prima che la stella esaurisca il proprio disco protoplanetario. Questa predizione non è consistente con quanto osservato in giro per l'universo e così calcoli più recenti sembrano optare per un tempo di migrazione più lungo.

Migrazione di Tipo II

I pianeti di grande massa riescono a ripulire la propria orbita dal gas del disco, il che interrompe le risonanze che portano a una migrazione di Tipo I. Con il tempo, però, la lacuna si riempie di nuovo materiale inducendo il pianeta a occupare orbite più interne trascinando il gap con sé. Un processo simile dovrebbe essere alla base della presenza di hot-Jupiter.

Interazioni gravitazionali e metallicità stellare

 Lo spostamento dei pianeti verso orbite più esterne può essere indotto anche dal fenomeno di scattering gravitazionale indotto dai pianeti maggiori, come Giove e Saturno nel nostro Sistema Solare . Fenomeni simili, oltre a riguardare pianeti più piccoli come Urano o Nettuno nel nostro sistema, potrebbero verificarsi anche ai danni di planetesimi non amalgamati in protopianeti, il che spiegherebbe anche la presenza di pianeti nani nelle zone più esterne dei sistemi planetari (un esempio casalingo è Sedna). Proprio l'interazione gravitazionale tra n-corpi potrebbe spiegare inoltre anche le orbite eccentriche riscontrate in molti sistemi planetari, nonché l'espulsione di pianeti verso l'esterno in seguito all'assunzione di un'orbita parabolica.

I dati simulati dicono che soltanto il 2% dei protopianeti viene spinto verso l'esterno mentre il 90% ricade in un gioco di risonanze che tende a spingere il pianeta verso l'interno.

In termini di eccentricità orbitali, dati statistici sostengono come all'aumentare del numero di pianeti in un sistema planetario (molteplicità), diminuisca 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.

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

Ultimo aggiornamento del: 12/05/2019 18:29:05

Il caso dei dischi nei sistemi binari

Le osservazioni hanno evidenziato la presenza di molti dischi protoplanetari che circondano sistemi binari di stelle. In queste circostanze le dinamiche di formazione e evoluzione sono decisamente più complesse.

Rappresentazione di un disco circumbinario
Rappresentazione di un disco circumbinario

Dischi protoplanetari possono esistere anche in un sistema binario  di stelle e possono avvolgere la stella primaria, la stella secondaria (disco circumsecondario) oppure entrambe le stelle (disco circumbinario). 

Si tratta di circostanze molto complesse che portano a dinamiche tali da mettere a rischio anche la permanenza di un pianeta lungo l'orbita: un pianeta potrebbe infatti aver vita molto breve intorno ai sistemi binari molto stretti, il che andrebbe a spiegare come mai pochissimi sistemi binari osservati siano in possesso di pianeti con periodi orbitali pari o inferiori ai 10 giorni. Con questi periodi orbitali le forze mareali in gioco hanno conseguenze dinamiche sul sistema: trasportano momento angolare dalla rotazione stellare alle orbite, il che riduce le rotazioni ed espande le orbite stesse. Le orbite si espandono e si circolarizzano fino a divenire cerchi perfetti e su larga scala le rotazioni delle stelle si sincronizzano. L'espansione delle orbite altera la situazione dei pianeti più esterni, che possono essere espulsi dal sistema stesso. 

A rendere le cose più complesse è la regione di instabilità legata alle forze gravitazionali concorrenti espresse dalle due stelle: si tratta di una zona che non può essere attraversata poiché tende a espellere qualsiasi cosa tenti il viaggio. I dati ottenuti dalle simulazioni sono stati confrontati con le osservazioni notando come effettivamente l'87% dei sistemi binari stretti non presenti pianeti interni (processo Stellar Tidal Evolution Ejection of Planets - STEEP). Il pianeta che più azzarda si trova intorno al sistema Kepler-47, con un periodo di 7.45 giorni. In situazioni così estreme non desta stupore il fatto che i pianeti in orbita circumbinaria non siano considerati tra i più adatti a presentare forme di vita, le quali richiedono periodi di stabilità molto lunghi.

Ultimo aggiornamento del: 12/05/2019 18:40:10