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Nebulosa solar

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Impresión artística de un sistema planetario en formación.

La hipótesis de la nebulosa solar (SNDM, siglas del inglés Solar Nebular Disk Model [1] ) es el modelo más aceptado por la comunidad científica para explicar la formación del sistema solar y, más en general, de los planetas y sistemas planetarios . [2] En su primera formulación, la hipótesis fue propuesta en 1734 por Swedenborg [3] y posteriormente resumida y adaptada por Kant , quien reconoce abiertamente su deuda con Lucrecio [4] y Laplace , de ahí el nombre alternativo del modelo Kant-Laplace. . [5]

El proceso de formación planetaria está íntimamente ligado al de formación estelar , del cual constituye un subproducto. Según el modelo estándar de formación de estrellas, el nacimiento de una estrella se produce mediante el colapso de una nube molecular , cuyo producto es la protoestrella . Tan pronto como la estrella ascendente concluye esta fase y entra en la pre-secuencia principal , el disco que medió su acreción se vuelve protoplanetario ; su temperatura disminuye, permitiendo la formación de pequeños granos de polvo compuestos por roca (principalmente silicatos ) y hielo de diversa índole, que a su vez pueden fusionarse entre sí para dar lugar a bloques de varios kilómetros, los planetesimales . [6] Si la masa del disco es lo suficientemente grande, en un período de tiempo astronómicamente corto (100,000-300,000 años) los planetesimales pueden fusionarse entre sí para dar lugar a embriones planetarios, llamados protoplanetas , que, durante un período de tiempo entre 100 millones y mil millones de años, sufren una fase de violentas colisiones y fusiones con otros cuerpos similares; el resultado final será la formación de algunos planetas terrestres . [5]

La formación de gigantes gaseosos es en cambio un proceso más complicado, que tendría lugar más allá de la llamada línea de escarcha , [7] [8] una región poblada por una gran cantidad de protoplanetas congelados más grandes que los exclusivamente rocosos. [2] No está completamente claro qué sucede después de la formación de los protoplanetas helados; Sin embargo, parece que algunos de estos, debido a las colisiones, crecen hasta alcanzar una masa de alrededor de 10 masas terrestres - M ⊕ - , [9] excedida lo que desencadenaría un proceso de acreción, similar al que ha encontrado la estrella pero en menor escala, partiendo del hidrógeno y helio acumulados en las regiones exteriores del disco. [7] [8] Esta fase finaliza con el agotamiento de los gases disponibles. Posteriormente el planeta sufre, siguiendo las interacciones con el disco residual, un proceso de migración orbital , más o menos acentuada según la extensión de las interacciones. [7] [10] Se cree que los gigantes helados , como Urano y Neptuno , constituyen "núcleos fallidos", formados cuando la mayoría de los gases se habían agotado. [5]

No todas las estrellas son capaces de crear las condiciones necesarias para permitir la formación de planetas: de hecho, las estrellas más masivas, de clase O y B , [11] [12] emiten una cantidad de radiación y viento que arrasa por completo lo que queda. del disco de acreción, dispersando así la materia prima para la formación de nuevos planetas. [13]

Fondo

Pierre-Simon Laplace , quien perfeccionó la hipótesis de la nebulosa para explicar la formación del sistema solar.

La hipótesis de la nebulosa solar fue propuesta por primera vez en 1734 por Emanuel Swedenborg [3] y fue revivida y desarrollada en 1755 por Immanuel Kant , que conocía bien las obras de Swedenborg, [1] y formulada independientemente por Pierre-Simon Laplace en 1796 . [1] Sin embargo, Descartes , en 1644 , ya había propuesto una teoría similar, que hipotetizó la presencia de vórtices primordiales de materia en contracción caracterizados por diferentes masas y tamaños; de uno de los más grandes se originó el Sol , mientras que de los más pequeños se formaron los planetas, que debido a la rotación global entraron en órbita a su alrededor. [14]

La hipótesis de Kant-Laplace sugiere que el Sol y los planetas que lo orbitan todos se originaron en la misma nebulosa primordial, la nebulosa solar. La formación del sistema se habría iniciado a partir de la contracción de la nebulosa, lo que habría determinado un aumento en su velocidad de rotación , provocando que tomara un aspecto discoide con una mayor densificación de la materia en su centro, a partir de la cual el proto-Sol . El resto de la materia circunsolar se condensaría primero en anillos, a partir de los cuales se originarían más tarde los planetas. [1]

Aunque gozó de un gran crédito en el siglo XIX, la hipótesis laplaciana no pudo explicar algunas particularidades encontradas, en primer lugar la distribución del momento angular entre el Sol y los planetas: los planetas de hecho tienen el 99% del momento angular, mientras que el modelo simple de la nebulosa prevé una distribución más "equitativa" del momento angular entre el Sol y los planetas; [1] por esta razón este modelo fue dejado de lado a principios del siglo XX .

La caída del modelo de Laplace estimuló a los astrónomos a buscar alternativas válidas que pudieran reemplazarlo. Durante el siglo XX se propusieron numerosas teorías, entre ellas la teoría de los planetesimales de Thomas Chamberlin y Forest Moulton (1901), el modelo de mareas de Jeans (1917), el modelo de acreción de Otto Schmidt (1944), la teoría protoplanetaria de William McCrea (1960) y finalmente la teoría de la captura de Michael Woolfson . [1] Sin embargo, estos modelos a menudo no encontraron confirmación observacional. [1]

Los fracasos de los modelos alternativos y la identificación durante las últimas décadas del siglo XX de estructuras similares al disco protosolar alrededor de objetos estelares jóvenes llevaron a la reevaluación de la idea laplaciana. [15] En 1978, Andrew Prentice retomó las ideas básicas del modelo de Laplace formulando una revisión moderna. [1] Sin embargo, el nacimiento de la teoría actual de la formación de sistemas planetarios, el Modelo de Disco Nebular Solar (SNDM), se debe al astrónomo soviético Viktor Safronov , [16] [17] cuyo trabajo ha tenido una influencia duradera en la forma de pensar. de científicos sobre la formación planetaria. [18] Él, en sus trabajos, formuló y resolvió la mayoría de los principales problemas encontrados en la física del proceso de formación planetaria. Las ideas de Safronov se desarrollaron más tarde en el trabajo de George Wetherill , quien descubrió el fenómeno del crecimiento galopante . [1]

Aunque originalmente se aplicó solo al sistema solar , el modelo de nebulosa se extendió, al menos teóricamente, a todo el universo ; su confirmación proviene del descubrimiento, desde 1995 , de más de 4000 planetas fuera del sistema solar en nuestra galaxia . [19]

Fase preliminar: la formación de la estrella madre y el disco protoplanetario

El nacimiento de la estrella

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: formación de estrellas .
Imagen visible e infrarroja de la Nebulosa Trífida , que muestra la presencia de numerosas protoestrellas (indicadas por flechas) ocultas por el gas y el polvo de la nube molecular, que aparecen como puntos brillantes en la imagen infrarroja sin contraparte óptica.

Una condición previa necesaria para que se genere un sistema planetario es la formación de la estrella madre. El modelo que actualmente goza del mayor crédito entre la comunidad astronómica, llamado modelo estándar de formación estelar , [20] predice que una estrella nace del colapso gravitacional y la fragmentación de las porciones más densas (llamadas "núcleos") de una estructura molecular. nube y del crecimiento posterior del embrión estelar, originado por el colapso de los fragmentos, a partir de los materiales presentes en la nube. [5] [15] [21]

Una nube molecular gigante típica tiene una densidad del orden de 100 partículas por cm 3 , un diámetro de más de 100 años luz , una masa superior a un millón de masas solares (M ☉ ) [22] y una temperatura media, en el interior, de 10 K. La nube permanece en un estado de equilibrio dinámico hasta que la energía cinética del gas, que genera una presión hacia afuera, y la energía potencial de la gravedad , con dirección centrípeta, sean iguales. Sin embargo, a lo largo de millones de años, los movimientos turbulentos internos del gas o las influencias externas (explosiones de supernovas , interacciones entre galaxias, etc. [20] ) determinan una mayor susceptibilidad al colapso gravitacional y una fragmentación de la nube en formas cada vez más pequeñas. porciones., [23] hasta que los fragmentos alcanzan una masa estelar. [5] [21] Estos fragmentos protoestelares tienen diámetros del orden de 0,01 a 0,1 pársecs (2.000 a 20.000 unidades astronómicas - AU ) y una densidad de aproximadamente 10.000 a 100.000 partículas por cm 3 . [N 1] [21] [24]

El colapso inicial de una nebulosa de masa solar protoestelar dura unos 100.000 años. [5] [21] Cada nebulosa posee inicialmente una cierta cantidad de momento angular . El gas presente en las porciones más centrales de la nebulosa, cuyo momento angular es relativamente bajo, sufre una rápida compresión para formar un núcleo hidrostático caliente (que no se contrae), que contiene solo una pequeña fracción de la masa total de la nebulosa, sobre la cual los gases que queda del primer precipitado de colapso; [25] este núcleo constituye el embrión primitivo de la futura estrella. [5] [25] A medida que continúa el colapso, la velocidad de rotación del material en caída libre aumenta de acuerdo con el principio de conservación del momento angular ; [26] [27] en consecuencia, el gas de la nube no cae directamente sobre el núcleo central, sino que es forzado a una estructura discoidal , alineada con el plano ecuatorial del embrión, en el que la materia gira gradualmente en espiral hacia el núcleo central durante el fase de crecimiento . [5] [26] [27] Cuando esta fase de crecimiento se detiene, se forma la protoestrella . [25] En esta etapa, la protoestrella y su disco de acreción son indetectables porque están fuertemente oscurecidos por una envoltura (o envoltura) que consiste en la nube de gas y polvo, [28] cuya opacidad es tan alta que también bloquea la radiación milimétrica. ; [5] [28] en longitudes de onda submilimétricas tales estructuras aparecen en cambio como densidades brillantes. [24] Los astrofísicos definen esta fase evolutiva de la protoestrella como " clase 0 ". [28] El colapso suele ir acompañado de la emisión, a lo largo del eje de rotación de la protoestrella, de chorros bipolares , tal vez el resultado de la interacción del disco con las líneas de fuerza del campo magnético protoestelar , que se ramifican desde el polos de la protoestrella. para dispersar el exceso de momento angular que de otro modo llevaría a la protoestrella a la fragmentación. [15] Estos chorros a menudo se observan en regiones de formación de estrellas en forma de objetos Herbig-Haro . [29]

Imagen infrarroja tomada por el Telescopio Espacial Spitzer de los chorros polares emitidos en el objeto Herbig-Haro HH 46/47 .

El brillo de una protoestrella de clase 0 es alto: una protoestrella de masa solar puede irradiar hasta 100 veces la cantidad de energía irradiada por el sol . [28] La principal fuente de energía de la protoestrella es el colapso mismo, ya que en esta fase todavía temprana la protoestrella no derrite hidrógeno. [25] [30]

A medida que continúa la caída hacia el disco del material de la envoltura, se vuelve cada vez más transparente ópticamente, lo que hace que el objeto estelar joven sea observable primero en el infrarrojo lejano y luego en el visible . [24] En este punto, unos 100.000 años después de que comenzara el colapso, [5] la estrella comienza a fusionar un isótopo de hidrógeno, el deuterio . [30] El objeto se convierte así en una estrella T Tauri y pasa a formar parte de la clase I. [28] [N 2] [31] La estrella ascendente ya ha adquirido una gran parte de su masa final: la masa total del disco y de la envoltura residual no supera el 10-20% de la masa del objeto central. [24]

Aproximadamente un millón de años después [5] la envoltura desaparece, habiendo sido completamente absorbida por el disco, mientras que el joven T Tauri en su centro se vuelve claramente visible. [32] La masa del disco alrededor de una T Tauri clásica corresponde aproximadamente al 1-3% de la masa de la estrella joven y determina su crecimiento posterior a una tasa de 10 −7-10 −9 masas solares por año; [33] a menudo hay un par de chorros polares perpendiculares al plano del disco. [34] El proceso de acreción explica todas las peculiaridades del clásico T Tauern: flujos intensos (hasta el 100% del brillo de la estrella) e intensas líneas de emisión presentes en su espectro. [N 3] [35] La fase clásica de T Tauri termina después de unos diez millones de años, [5] el tiempo necesario para que se alcancen las condiciones de temperatura y presión en el núcleo para desencadenar la fusión del protozo de hidrógeno; la estrella entra así en la secuencia principal . [25]

Del disco de acreción al disco protoplanetario

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: disco de acreción y disco protoplanetario .
Un disco protoplanetario alrededor de una estrella muy joven nacida en la Nebulosa de Orión .

Como hemos visto, la presencia de un disco circunestelar es una consecuencia de la necesidad de la estrella en formación de dispersar el exceso de momento angular; en consecuencia, es una estructura que se forma temprano durante la formación de estrellas, pero es indetectable para la mayoría de las fases iniciales debido a la opacidad de los gases y el polvo circundantes. [28] El disco de una protoestrella de clase 0 es un disco de acreción típico, masivo y caliente, [26] [27] con una temperatura que fácilmente supera los 400 K dentro de 5 AU y 1000 K dentro de 1 AU. [36] Estas temperaturas, debido al calentamiento causado por la disipación de turbulencias viscosas internas y por el movimiento de caída libre del gas hacia el centro, [26] [27] provocan que los elementos más volátiles, como el agua , varios compuestos orgánicos y algunas rocas se evaporan, relegándolas a las regiones más periféricas del disco y dejando los materiales con un punto de sublimación más alto, como el hierro, en las regiones internas. [36]

El principal problema en la física de los discos de acreción se refiere a las modalidades que conducen a la formación de turbulencias y los mecanismos responsables de las altas viscosidades encontradas. [5] Se cree que la viscosidad turbulenta es responsable de la transferencia de masa desde la envoltura gaseosa hacia la protoestrella central y del momento angular hacia la periferia del disco; esta última condición es vital para que el crecimiento continúe, ya que el gas solo puede incrementar la protoestrella si pierde gran parte de su momento angular. [26] [37] El resultado de este proceso es el crecimiento tanto de la protoestrella como del radio del disco, que puede alcanzar hasta 1 000 AU si el momento angular inicial de la nebulosa es lo suficientemente grande. [27] Normalmente se ven grandes discos en muchas regiones de formación de estrellas, como la Nebulosa de Orión . [38]

El disco que rodea a la estrella AU Microscopii observado por el Telescopio Espacial Hubble .

La vida de los discos de acreción es de unos 10 millones de años. [39] Cuando la estrella ascendente alcanza la fase clásica T Tauri, el disco se vuelve más delgado y se enfría, [33] permitiendo que los materiales menos volátiles presentes en las regiones más internas, como los silicatos , se condensen y finalmente cristalicen , formando grandes gránulos de polvo 0.1 –1 µm. [40] El disco se convierte así en protoplanetario . [5] [39] [41] La transferencia de materia desde las regiones más externas hacia el centro del disco permite que los gránulos recién formados se "mezclen" con los preexistentes de la periferia, que contienen materia orgánica y otros materiales volátiles. Este fenómeno explicaría algunas peculiaridades en la composición de los cuerpos menores del sistema solar, como la presencia de residuos de polvo interestelar en los meteoritos más antiguos e inclusiones refractarias en cometas . [36]

La inestabilidad gravitacional del disco puede hacer que se fragmente en grandes cúmulos, el más denso de los cuales puede colapsar, [37] provocando la rápida formación (estimada en unos 1000 años) de algunos gigantes gaseosos [42] o incluso de enanas marrones . [43] Sin embargo, parece que este mecanismo de formación planetaria es prerrogativa de sólo los discos más masivos (0.3 M ☉ , para comparación, en promedio, los discos tienen una masa de 0.01–0.03 M ☉ ); dado que los discos con masas similares son raros, este mecanismo es bastante infrecuente. [5] [44]

Dado que los planetesimales son extremadamente numerosos y están ampliamente distribuidos a lo largo del disco, algunos de ellos no participan en la formación de planetas. Hoy en día se cree que los asteroides y cometas constituyen lo que queda de antiguos planetesimales que se han fragmentado debido a las numerosas colisiones que se han producido a lo largo del tiempo. [45]

Puede haber varias razones que conducen a la desaparición de los discos protoplanetarios: su absorción por la estrella madre en crecimiento o la expulsión de material a través de chorros bipolares; [33] [34] el efecto Poynting-Robertson ; [46] como consecuencia de la fotoevaporación por radiación ultravioleta emitida por la estrella central durante la fase T Tauri [47] o por estrellas cercanas. [48] El gas de la parte central también puede aumentar la formación de planetas o ser expulsado de ellos, mientras que el polvo más ligero es arrastrado por la presión de radiación de la estrella central. El resultado final será la formación de un sistema planetario o un disco de escombros residuales , o no quedará nada de él, en el caso de que los planetesimales no hayan sido posibles. [5]

Etapas de la formación de planetas

Cronología de la formación planetaria [7]

Miles de años



Millones de años

Reorganización del disco protoplanetario y formación de planetesimales.

Impresión artística del disco de gas y polvo que rodea un sistema planetario en formación.

Las partículas de polvo interactúan con los gases presentes en el disco; granos mayores a un milímetro orbitan alrededor de la estrella a una velocidad mayor que el gas, lo que ejerce un efecto de frenado que los obliga a girar en espiral en una órbita en espiral hacia el centro del disco. [7] A medida que avanzan hacia el centro, los gránulos de polvo se calientan y, cuando alcanzan un punto preciso en el sistema, la capa de hielo que los recubre se sublima . La región en la que esto ocurre se llama línea de escarcha o límite de nieve y delimita el sistema en una región interna, donde predominan las rocas, y una región externa, donde en cambio hay una prevalencia de materiales volátiles en estado sólido. [7]

En la línea de escarcha, las moléculas de agua tienden a acumularse en los granos; esto repercute en las propiedades de los gases, que determinan una disminución de la presión que se compensa con un aumento de la velocidad de rotación del gas. De esta forma, los granos de polvo ya no sufren una ralentización, sino una aceleración que ralentiza su caída hacia el centro del sistema. [7] Esto provoca una acumulación progresiva de polvo en correspondencia con la línea de escarcha , lo que favorece las colisiones entre los gránulos y la formación de cuerpos de mayor tamaño, hasta de algunos centímetros, [49] algunos de los cuales continúan en su avance hacia las regiones internas. partes del disco. [7] Los signos de esta fase se observan analizando el espectro del disco en infrarrojos. [40] Otros procesos de agregación conducen a la formación de bloques rocosos del orden de un kilómetro, los planetesimales , considerados los "ladrillos" de los planetas futuros. [5] [49]

Algunas teorías recientes creen que es poco probable que los planetesimales puedan formarse a partir de la colisión de unos pocos cuerpos grandes, debido al hecho de que tendrían campos gravitacionales bajos y las interacciones electrostáticas perderían valor para cuerpos mayores de unos pocos centímetros. Por esta razón, es más probable que los planetesimales se formen a partir de la coalescencia de muchos cuerpos pequeños empujados por su propia gravedad, simulando un colapso gravitacional a pequeña escala. [50]

Formación de protoplanetas

Después de su formación, los planetesimales se someten a un proceso conocido como acreción galopante (en inglés runaway accretion), [51] llamado así porque la tasa de crecimiento de masa es proporcional a R 4 ~ M 4/3, donde R y M son el radio y la masa. del cuerpo en crecimiento, respectivamente. [52] Dado que la tasa de crecimiento aumenta con el aumento de la masa, los cuerpos más grandes crecen más rápido ya expensas de los cuerpos más pequeños. [51] Esta fase dura entre 10 000 y 100 000 años y finaliza cuando los cuerpos más grandes alcanzan alrededor de 1 000 km de diámetro. [51] La desaceleración progresiva de la tasa de crecimiento está determinada por las perturbaciones gravitacionales ejercidas por los cuerpos más grandes sobre los planetesimales restantes, [51] [52] provocando además la detención del crecimiento de los cuerpos más pequeños. [51]

Impresión artística de la colisión de dos protoplanetas rocosos dentro de un disco protoplanetario.

La siguiente fase es el 'crecimiento oligárquico (acreción oligárquica) [51] y debe su nombre al hecho de que el disco interno parece estar dominado por unos pocos cientos de grandes cuerpos (apodados oligarcas) que continúan aumentando lentamente incorporando planetesimales; [51] El término "oligarcas" también se justifica por el hecho de que ningún otro organismo, excepto ellos, puede seguir aumentando su masa. [52] En esta fase la tasa de crecimiento es proporcional a R 2 , que deriva de la sección de la oligarquía; [52] la tasa de crecimiento específico es proporcional a M −1/3 y disminuye a medida que aumenta la masa del objeto, lo que permite que los oligarcas más pequeños alcancen a los más grandes. Los oligarcas se mantienen a una distancia de aproximadamente 10 · H r [N 4] entre sí por la influencia gravitacional de los planetesimales residuales, [51] mientras que la excentricidad y las inclinaciones orbitales siguen siendo pequeñas. Los oligarcas continúan creciendo mientras haya disponibilidad de planetesimales en su vecindad; [51] A veces sucede que se fundan oligarcas vecinos. La masa final de un oligarca depende de la distancia desde la estrella central y la densidad de los planetesimales cercanos y se llama "masa de aislamiento". [52] El resultado de la fase oligárquica es la formación de aproximadamente 100 cuerpos de masa entre el de la Luna y el de Marte, uniformemente dispersos a aproximadamente 10 · H r . [53] Se cree que estos cuerpos residen dentro de los orificios del disco y están separados entre sí por anillos delgados de planetesimales residuales. Esta fase duraría unos cientos de miles de años y conduciría a la formación de varios embriones planetarios o protoplanetas . [5] [51]

Planetas de gas

La formación de gigantes gaseosos es un problema importante en las ciencias planetarias . [44] Se han formulado dos teorías sobre esto dentro del modelo de la nebulosa solar. El primero, el modelo de inestabilidad del disco ( modelo de inestabilidad del disco ), establece que los gigantes gaseosos se forman a partir de la fragmentación, bajo la acción de la gravedad, de discos protoplanetarios masivos (ver también el párrafo Del disco de acreción al disco protoplanetario ), [42] de donde también pueden originarse las enanas marrones, consideradas un cruce entre planetas y estrellas. El segundo modelo propuesto es el modelo de acreción del núcleo (modelo de acreción del núcleo) o el modelo de inestabilidad de los núcleos (modelo de inestabilidad nucleada); [44] este último parece ser el modelo más confiable, ya que explica cómo los gigantes gaseosos se forman a partir de discos de masa relativamente ligera (<0,1 M ⊙ ). En este modelo, la formación de los planetas gigantes se divide en dos fases: a) acreción de un núcleo de aproximadamente 10 M ⊕ ; b) Acreción del gas en el núcleo a partir de los gases del disco protoplanetario. [5] [44]

Imagen que ilustra el disco en órbita alrededor de la estrella Fomalhaut (α Piscis Austrini). Las asimetrías son causadas por la presencia de al menos un planeta gigante gaseoso en una etapa avanzada de formación.

Se cree que la formación del núcleo de un gigante gaseoso procede aproximadamente como la formación de los planetas terrestres: [51] los planetesimales experimentan una fase de crecimiento galopante que es seguida por una fase de crecimiento oligárquico; [52] las hipótesis no prevén una fase de fusión, debido a la baja probabilidad de colisión entre protoplanetas en las regiones exteriores del sistema planetario. [52] Otra diferencia está constituida por la composición de los planetesimales: de hecho, los planetesimales de los que se originarán los gigantes gaseosos se forman más allá de la línea de congelación y consisten principalmente en hielo, con una relación hielo: roca de 4: 1. [54] La línea de las heladas es de gran importancia en la génesis de los planetas gaseosos, ya que actúa como una barrera provocando una rápida acumulación de materia justo más allá de ella. [7]

Sin embargo, los modelos muestran que a partir de discos menos masivos, capaces de dar lugar a planetas terrestres, solo se pueden formar núcleos de 1 a 2 M ⊕ a 5 AU de la estrella (distancia similar a la que separa a Júpiter del Sol en la sistema) durante 10 millones de años, [52] tiempo que representa la duración promedio de los discos alrededor de estrellas similares al Sol. [39] Se han propuesto varias soluciones para explicar la formación de núcleos de 10 M ⊕ : un aumento en la masa del disco (al menos diez veces [52] ); migración de protoplanetas, lo que les permite agregar muchos más planetesimales; [54] finalmente, aumento de la tasa de crecimiento tras la activación de fenómenos de resistencia a la dinámica de fluidos en las envolturas gaseosas de los embriones planetarios. [54] [55] La combinación de algunas de las soluciones recién propuestas puede explicar la formación de los núcleos a partir de los cuales se originaron planetas como Júpiter y Saturno ; [44] La formación de planetas similares a Urano y Neptuno es más problemática, ya que ninguna teoría ha podido explicar la formación in situ de sus núcleos a una distancia promedio de la estrella de 20-30 AU. [5] Para resolver la cuestión, se planteó la hipótesis de que sus núcleos se formaron inicialmente en la región de Júpiter y Saturno y que posteriormente, tras las interacciones gravitacionales, fueron empujados más hacia el exterior a sus órbitas actuales. [56]

Una vez que se alcanza una masa suficiente (5–10 M ⊕ ), los núcleos comienzan a eliminar los gases residuales del disco. [5] El proceso continúa inicialmente a un ritmo reducido, hasta que alcanza unos 30 M ⊕ en unos pocos millones de años; [54] [55] quindi il tasso di accrescimento subisce una forte accelerazione (accrescimento galoppante o runaway accretion ), che porta ad accumulare il restante 90% della massa definitiva del pianeta in circa 10 000 anni. [55] L'accrescimento del gas si arresta all'esaurimento della materia prima, il che avviene quando una lacuna si apre nel disco protoplanetario. [57] Stando a questo modello, i "giganti ghiacciati" (ovvero Urano e Nettuno) costituiscono dei "nuclei falliti", che hanno iniziato ad accrescere il gas troppo tardi, quando era in gran parte già stato o incorporato dagli altri due pianeti o espulso dal sistema a causa del vento solare .

La fase successiva all'accrescimento galoppante è caratterizzata dalla migrazione dei pianeti neoformati e da una continua ma più lenta aggregazione di una quota ridotta di gas. [57] La migrazione è causata dalle interazioni tra i pianeti e il disco residuo, il cui attrito determina un decadimento dell'orbita, [10] [57] che spesso porta a un enorme avvicinamento del pianeta alla stella, come nel caso dei pianeti gioviani caldi ("Giovi caldi" o Hot Jupiters ), giganti gassosi che orbitano ad una distanza ridotta dalla loro stella (spesso molto inferiore a quella che separa Mercurio dal Sole). [10] [57]

Rappresentazione artistica di un pianeta mentre orbita in una lacuna all'interno di un disco protoplanetario.

I giganti gassosi esercitano un'ulteriore influenza sulla regione prospiciente dei pianeti rocciosi: [58] le orbite degli embrioni di questi ultimi possono raggiungere eccentricità così elevate da favorire un loro incontro ravvicinato con un pianeta gassoso ed eventualmente, a causa dell'effetto fionda gravitazionale , da determinarne l'espulsione dal sistema planetario; [N 5] [45] [58] qualora tutti i protopianeti rocciosi andassero incontro a tale destino non si formerà alcun pianeta di questo tipo. [58] Una conseguenza di una tale situazione è che permane un alto numero di planetesimi, dal momento che i giganti gassosi sono incapaci di assorbirli tutti senza l'aiuto dei protopianeti rocciosi. La massa complessiva dei planetesimi rimanenti è comunque relativamente esigua, dal momento che l'azione combinata degli embrioni dei pianeti rocciosi (prima che siano espulsi) e dei pianeti giganti è abbastanza intensa da rimuovere il 99% degli oggetti più piccoli. [45] Tale regione potrà successivamente evolversi fino a formare una cintura asteroidale analoga alla fascia principale del sistema solare, collocata tra 2 e 4 UA dal Sole. [45] [58]

Circa il 25% degli Hot Jupiters conosciuti, [59] come WASP-17 b , [60] sembra possedere un'orbita retrograda rispetto al verso di rotazione della stella madre. Le ragioni di tale fenomeno sono state spiegate tramite simulazioni computerizzate in cui vengono prese in considerazione le perturbazioni gravitazionali che un pianeta posto in un'orbita esterna esercita su un pianeta più interno ma comunque localizzato ai margini della frost line . [59] [61] Tali perturbazioni sono deboli ma si sommano lungo un arco temporale molto lungo, determinando due sostanziali modificazioni: da una parte, l'accentuazione del decadimento dell'orbita del pianeta più interno, che diviene molto stretta; dall'altra, l'inversione del verso di rivoluzione; quest'ultimo fenomeno si verifica perché tra le due orbite si ha uno scambio di momento angolare e, in aggiunta, il pianeta interno perde ulteriore energia in seguito alle interazioni mareali con la stella. [59] [61]

Pianeti rocciosi

I pianeti rocciosi si formano nella porzione più interna del disco protoplanetario, internamente alla frost line , dove la temperatura è abbastanza alta da evitare la condensazione dei materiali volatili (come l'acqua), [62] determinando dunque dapprima la formazione di granuli di polvere rocciosa e quindi la formazione di planetesimi rocciosi. [N 6] [62] Per una stella simile al Sole, si ritiene che simili condizioni si verifichino nelle 3–4 UA più interne del disco. [5]

I quattro pianeti rocciosi del sistema solare in un fotomontaggio che ne rispetta le proporzioni dei diametri ma non delle distanze. Da sinistra a destra: Mercurio , Venere , la Terra e Marte .

Dopo le fasi di accrescimento galoppante e crescita oligarchica, si ha la formazione di un esiguo numero di protopianeti con una massa di isolamento che arriva a 0,1 masse terrestri M ⊕ (equivalente alla massa di Marte ). [5] Successivamente i protopianeti più massicci iniziano a perturbarsi l'un l'altro facendo sì che le loro orbite divengano caotiche; [53] ha così inizio la fase finale della formazione dei pianeti rocciosi, che prende il nome di fase di fusione ( merger stage ). [5] Durante questa fase i protopianeti espellono i restanti planetesimi e collidono vicendevolmente, andando a formare, nel corso di 10–100 milioni di anni, un numero limitato di corpi di massa terrestre, secondo le simulazioni tra 2 e 5. [5] [45] [53] [58] Nel sistema solare, il risultato di questa fase può essere rappresentato dalla Terra e da Venere : [53] si stima che la formazione di entrambi i pianeti abbia richiesto la fusione di circa 10–20 protopianeti, mentre un numero pressoché uguale di protopianeti sarebbe stato espulso dal sistema; [45] Marte e Mercurio invece potrebbero essere dei protopianeti minori sopravvissuti alla formazione degli altri due pianeti. [45] Dopo aver terminato questa fase di fusione, i pianeti rocciosi si stabiliscono in orbite più o meno stabili, il che spiega come mai certi sistemi, quale quello individuato intorno a Kepler-11 , [63] risultino molto compatti. [53]

La formazione delle super Terre , pianeti rocciosi di massa compresa tra 1,9 [64] [65] e 10 M ⊕ , [64] avverrebbe secondo modalità simili, soprattutto per quanto riguarda le super Terre povere d'acqua; [66] le ipotetiche super Terre ricche in acqua, i cosiddetti " pianeti oceano ", si formerebbero invece al di là della frost line , come accade per i giganti gassosi, ma la loro massa sarebbe insufficiente ad attrarre le cospicue quantità di gas che caratterizzano i pianeti giganti. [66]

Una grande influenza sulla formazione dei pianeti rocciosi è esercitata da eventuali giganti gassosi presenti nel sistema. La presenza di pianeti giganti tende infatti ad incrementare l'eccentricità e l'inclinazione dei planetesimi e dei protopianeti presenti internamente alla frost line ; [45] [58] d'altro canto però, se si formano troppo precocemente, possono rallentare o impedire l'accrescimento di pianeti più interni. Se invece si formano quasi al termine della fase oligarchica, come sembra sia accaduto nel sistema solare, influenzeranno la fusione degli embrioni planetari rendendola più violenta: [45] il risultato sarà la formazione di un numero inferiore pianeti rocciosi ma più massicci. [67] Inoltre, le dimensioni della zona dei pianeti rocciosi risulterà più compatta, dal momento che essi si formeranno più vicini alla stella centrale. Si ritiene che nel sistema solare l'influenza dei pianeti giganti, in particolare Giove, sia stata limitata dal momento che essi sono abbastanza lontani dai pianeti terrestri. [67]

Migrazione e assestamento delle orbite

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Migrazione orbitale .

Una volta formati, i pianeti vanno incontro ad una riorganizzazione delle orbite fino al raggiungimento di una configurazione stabile nel tempo. Perché ciò possa verificarsi, spesso i pianeti sono costretti a migrare, vale a dire subire un cambiamento di alcuni parametri orbitali , in particolare del semiasse maggiore .

Sono descritti due tipi di migrazione orbitale. La migrazione di tipo I coinvolge i pianeti rocciosi, i quali emettono delle onde di densità a spirale mentre si muovono all'interno del disco residuo. [68] Il verificarsi di uno squilibrio nella forza delle interazioni tra il gas e le onde anteriormente e posteriormente al pianeta, con queste ultime che esercitano una forza di torsione maggiore, determina una perdita di momento angolare da parte dell'oggetto e una sua conseguente rapida migrazione verso l'interno. [7] [68] La migrazione di tipo II vede coinvolti invece i giganti gassosi, capaci di aprire delle lacune all'interno del disco in grado di arrestare una migrazione secondo il primo tipo. [7] Tuttavia, l'afflusso di materiale del disco nella lacuna determina comunque una perdita di momento angolare, che causa un ulteriore decadimento dell'orbita e della lacuna. [69] Questa fase si conclude quando il disco scompare oppure quando i pianeti migranti hanno raggiunto il bordo interno del disco, come nel caso dei pianeti gioviani caldi. [10] [57]

Una serie di immagini che mostra i reciproci rapporti tra i pianeti esterni e la cintura di planetesimi del sistema solare secondo il modello di Nizza: a) configurazione primitiva, prima dell'instaurarsi della risonanza 2:1 tra Giove e Saturno; b) dispersione dei planetesimi nel sistema solare interno in seguito allo scambio orbitale tra Nettuno (blu scuro) e Urano (blu chiaro); c) dopo l'espulsione dei planetesimi ad opera dei pianeti. [70]

In seguito, dopo la dissipazione di ciò che resta del disco protoplanetario, i pianeti, e in particolare i giganti gassosi, interagiscono tra loro causando delle modificazioni nei parametri orbitali; una delle conseguenze del fenomeno è il cosiddetto scattering gravitazionale , che determina un allargamento delle orbite. [71] Un fenomeno simile sarebbe avvenuto nel sistema solare ed è descritto dal modello di Nizza : [70] [72] [73] originariamente, i pianeti esterni del sistema solare percorrevano orbite più vicine al Sole, con raggi compresi tra ~5,5 e ~17 UA; al di là del pianeta più esterno si estendeva una vasta e densa cintura di planetesimi fino a circa 35 UA. Dopo alcune centinaia di milioni di anni di lenta e graduale migrazione, i due giganti più interni, Giove e Saturno, si assestarono in una risonanza orbitale 2:1; l'instaurarsi di questo fenomeno ha comportato un aumento delle loro eccentricità orbitali , destabilizzando l'intero sistema planetario: l'arrangiamento delle orbite planetarie si è alterato con drammatica rapidità. [74] Giove ha spinto Saturno verso l'esterno, nella sua attuale posizione; questa ricollocazione ha causato delle mutue interazioni gravitazionali tra il pianeta ei due giganti ghiacciati, costretti ad assumere orbite più eccentriche. In questo modo i due pianeti si sono addentrati nella cintura planetesimale esterna, scambiandosi di posizione e perturbando violentemente le orbite di milioni di planetesimi, scagliandoli via dalla cintura; si stima che in questo modo il disco esterno abbia perso il 99% della sua massa iniziale. [72] Alcuni dei planetesimi scagliati via dai giganti ghiacciati sono stati sospinti nel sistema solare interno , provocando un incremento degli impatti nei pianeti rocciosi, il cosiddetto intenso bombardamento tardivo . [70] La migrazione dei pianeti più esterni e le interazioni con Giove spiegano le caratteristiche delle regioni più esterne del sistema solare: [75] secondo il modello, gli oggetti costretti da Giove in orbite altamente ellittiche andarono a formare la nube di Oort , serbatoio della gran parte delle comete del sistema solare, [75] mentre gli oggetti vincolati da Nettuno durante la sua migrazione andarono a costituire l'attuale cintura di Kuiper e il disco diffuso . [75]

Significato di accrescimento

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Accrescimento (astronomia) .
Il disco di accrescimento dell' oggetto di Herbig-Haro HH 30 nel Toro , distante 450 al dal sistema solare. Dal disco si propaga un flusso molecolare bipolare , una struttura comune in simili formazioni.

Nell'accezione primaria, il termine "accrescimento" identifica il processo che porta all'incremento di massa di un corpo celeste che, per gravità, attira su di sé il materiale gassoso circostante che, in seguito al principio di conservazione del momento angolare, andrà a disporsi in un disco circumstellare. Talvolta al disco protoplanetario ci si riferisce come "disco di accrescimento", perché anche se la stella nascente si trova ormai nella fase di T Tauri il materiale gassoso può ancora precipitare su di essa dal bordo più interno del disco contribuendo ad incrementarne ulteriormente la massa. [27] L'utilizzo del termine "disco di accrescimento" al posto di "disco protoplanetario" è quindi frequente causa di confusione tra questa prima accezione e il processo di accrescimento planetario: in quest'ultimo contesto, per "accrescimento" si intende il processo che a partire dai granuli di polvere e ghiaccio, che orbitano attorno nel disco circumstellare alla stella in formazione, conduce alla loro graduale fusione nei planetesimi e da questi, in seguito a plurime collisioni, porta alla formazione dei protopianeti. [51]

Inoltre, i giganti gassosi stessi, durante la loro formazione, attraversano una fase di accrescimento inteso nel significato primario del termine, ovvero le nubi di idrogeno ed elio catturate dal protopianeta si contraggono e si schiacciano andando a formare un vero e proprio disco di accrescimento, da cui poi potrà residuare un sistema di satelliti . [76]

Questioni aperte

Un'immagine artistica che rappresenta la formazione di un sistema planetario.

Numerose questioni sulla fisica dei dischi di accrescimento/protoplanetari sono ancora in attesa di risposta, [44] la più importante delle quali concerne le modalità che consentono alla materia in accrescimento sulla protostella di perdere il suo eccesso di momento angolare; sembra che questa grandezza fisica sia trasportata verso le porzioni più esterne del disco, ma i precisi meccanismi non sono ancora ben compresi. Inoltre è ancora poco noto il processo oi processi che conducono alla scomparsa del disco. [26] [37]

La formazione dei planetesimi è un'altra importante questione irrisolta, per il fatto che il semplice accumulo delle polveri diviene inefficace quando le particelle di polvere divengono più grandi. [77] Una possibile spiegazione è fornita dall' instabilità gravitazionale . Particelle di diversi centimetri di diametro o più grandi vanno a costituire, all'interno del piano del disco, un sottile ma denso strato dello spessore di circa 100 km; tale accumulo è però gravitazionalmente instabile e pronto a frammentarsi in numerosi ammassi più piccoli che a loro volta possono collassare per formare i planetesimi. [5] [77] Questo meccanismo sembra fornire una spiegazione sul perché certe stelle possiedano una corte di pianeti, mentre altre non presentano nemmeno dischi residui . [77]

Un'altra questione aperta riguarda la formazione dei giganti gassosi: le teorie attuali non sono in grado di spiegare esaurientemente in che modo i loro nuclei si formano così velocemente da accumulare in breve tempo quantità significative di gas dal disco in fase di dissolvimento: [51] [54] la durata media dei dischi, inferiore a 10 7 anni, sembra assai più breve del tempo necessario per la formazione dei nuclei. [39] Un altro problema riguardante i giganti gassosi è la loro migrazione: alcune simulazioni mostrano che le interazioni con il disco causerebbero uno spostamento verso l'interno troppo rapido, tale da perturbare le orbite degli eventuali pianeti rocciosi in formazione. [78]

Curiosità

Rudolf Steiner nella sua Scienza dello Spirito parla dell'evoluzione spirituale della Terra ipotizzando un'evoluzione simile a quella ipotizzata da Kant e Laplace, con la differenza che la nube primordiale non era costituita di gas ma di calore. Inoltre quel moto gravitazionale che avrebbe poi distaccato e aggregato i primi pianeti sarebbe sorto a causa dell'azione delle gerarchie spirituali. [79] La teoria in sé, secondo Steiner, proverrebbe dalle scuole occulte del Medioevo . [80]

Note

Note al testo
  1. ^ Si raffronti tale valore con la densità delle particelle sospese nell'aria al livello del mare : 2,8 ×10 19 cm −3 .
  2. ^ Le stelle T Tauri sono stelle pre-sequenza principale con masse inferiori a 2,5 M ☉ che mostrano un livello di attività aumentato. Si suddividono in due classi: T Tauri classiche e T Tauri con deboli linee spettrali ( weakly lined ; cfr. Mohanty , 2005) Le prime possiedono dischi di accrescimento e continuano ad aggregare gas caldo, fenomeno che si manifesta con la presenza nello spettro di forti linee di emissione; le seconde non presentano un disco di accrescimento. Le T Tauri classiche si evolvono in T Tauri con deboli linee spettrali (cfr. Martin , 1994).
  3. ^ In realtà le linee di emissione si formano quando il gas accresciuto colpisce la fotosfera della stella, il che si verifica intorno ai suoi poli magnetici . Cfr. Muzerolle , 2001.
  4. ^ H r è il raggio di Hill ed equivale a
    dove M s è la massa della stella centrale.
  5. ^ In alternativa, possono collidere con la stella centrale o con un gigante gassoso. Cfr. Petit , 2001.
  6. ^ I planetesimi posti ai limiti della regione ove si formeranno i pianeti terrestri (tra 2,5 e 4 UA nel sistema di una stella simile al Sole) possono accumulare una certa quantità di ghiacci; la roccia comunque predomina in quantità, come accade negli asteroidi situati nella parte più esterna della fascia principale del sistema solare. Cfr. Raymond , 2007.
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Voci correlate

Collegamenti esterni

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