L’origine del Sistema Solare

“Chi siamo?”, “da dove veniamo?”, “come possiamo ideare simulazioni abbastanza potenti da simulare un sistema caotico di N corpi in maniera sufficientemente dettagliata da predire la formazione del nostro pianeta?”, a tutti sarà capitato di porsi queste domande esistenziali. Alle prime due, la risposta spetta ad altre branche del sapere, ma per la terza possiamo fare qualcosa. Con questo articolo, cerchiamo allora di approfondire il significato di questa domanda, che ci riporta direttamente ai maggiori problemi che riscontriamo circa le origini del Sistema Solare.

Per imbarcarci in questa avventura, è necessario fare alcune premesse. La prima, è che un modello chiaro, lineare e perfettamente funzionante della formazione dei sistemi planetari, attualmente non esiste, nonostante le grandi innovazioni tecnologiche e teoriche degli ultimi anni abbiano fortemente contribuito ad ampliare le nostre conoscenze a riguardo. In particolare, restano oscure le fasi iniziali di formazione dei pianeti, e le variazioni orbitali dei singoli corpi nel corso dell’evoluzione del sistema. Ci riferiremo per semplicità al nostro Sistema Solare, ma i problemi sollevati riguardano la comprensione di qualunque tipo di sistema planetario.

Il problema degli N corpi

Attualmente, le informazioni che riguardano la storia del Sistema Solare provengono da tre fonti principali:

  1. Le osservazioni di dischi protoplanetari attorno a stelle giovani
  2. Le analisi chimiche e fisiche delle meteoriti e dei campioni asteroidali riportati a Terra dalle missioni spaziali
  3. La teoria ed i modelli computazionali

In sistemi semplici, la terza fonte di informazioni potrebbe portarci ad avere un quadro completo di quali processi potrebbero avere portato all’attuale conformazione del Sistema Solare, ed ai dati osservabili grazie alle fonti 1. e 2. Tuttavia, il Sistema Solare è costituito da talmente tanti corpi (fatto in genere indicato dicendo che si tratta di N corpi), che una soluzione teorica delle equazioni del moto di tutti i corpi è estremamente complessa, ed è necessario utilizzare simulazioni al computer per poter ottenere almeno una soluzione approssimata. Queste, tuttavia, hanno sia limiti intrinseci dovuti alla tecnologia (senza alcun tipo di semplificazione, servono risorse informatiche enormi per poter gestire tutti i calcoli necessari a simulare il moto di tutti gli N corpi), sia richiederebbero una conoscenza precisa delle condizioni iniziali, ossia velocità e posizione ad un dato momento dell’evoluzione, per poter ricostruire tutta la storia evolutiva del sistema.

In generale, il problema degli N corpi può essere formulato in questo modo:

Date le posizioni e le velocità di tutti i corpi che compongono il sistema in un dato momento del tempo, calcolare la forza gravitazionale che ognuno esercita su tutti gli altri, e da questa predire le orbite di tutti gli oggetti per il futuro.

Dalla difficoltà di compiere un’operazione del genere in un sistema in cui le variabili sono troppe per essere tenute sotto controllo, si dice che il sistema è caotico, ossia soggetto al famoso “effetto farfalla“. L’effetto farfalla è chiamato così dall’immagine in cui un battito d’ali di una farfalla da una parte della Terra potrebbe, a causa dell’impossibilità di predire il moto di tutte le particelle che compongono l’atmosfera (anch’essa un sistema caotico), in linea di principio portare ad un uragano dall’altra parte della Terra. Traducendo, questo significa che variando leggermente le condizioni iniziali, l’evoluzione del sistema può essere del tutto inaspettata. Questo problema si presenta anche nello studio dei sistemi di particelle, degli ammassi stellari o delle stelle nelle galassie.

Nonostante questi problemi, tuttavia, almeno una bozza di come siano andate le cose siamo riusciti a costruirla, per quanto le questioni aperte siano ancora moltissime.

La formazione stellare ed il disco protoplanetario

Il Sistema Solare si è formato tra 4.5 e 4.6 miliardi di anni fa per collasso di una nube molecolare, la Nube Solare. Che significa? Che prima del Sole c’era un’altra stella che ha vissuto tutta la sua vita fino ad arrivare ad esplodere, generando una fredda (attorno ai -263°C) nube di gas e polveri. Può succedere che in queste nubi si originino delle regioni in cui la densità è maggiore e comincino quindi a collassare dando, se la massa è sufficiente, origine alle stelle. Questo collasso avviene con una grande velocità di rotazione, e per questa ragione in genere la regione che sta collassando si frammenta in più oggetti, dando origine a sistemi binari, o anche ternari. Non è escluso che anche il Sole facesse parte di un sistema binario, ma esistono comunque anche molti casi di stelle che si formano singolarmente, le cosiddette stelle T tauri. Prendiamo uno di questi casi, in quanto la trattazione è decisamente semplificata.

Dai modelli e da misure indirette, sappiamo che le stelle neonate sono circondate da dischi di polvere, detti dischi protoplanetari (a volte anche proplyds dalla contrazione di protoplanetary disks) in quanto da essi si andranno a formare i pianeti. Generalmente questi dischi non vengono trovati attorno a stelle nate da più di 10 milioni di anni, quindi i pianeti si formano quando le stelle sono veramente molto giovani. Questo disco tende in parte a cadere sulla stella, in un processo detto di accrescimento viscoso, che lo porta a perdere anche un milionesimo di massa solare all’anno (che non è poco, considerando l’enorme piccolezza della massa planetaria rispetto a quella solare). Il processo responsabile di questo accrescimento è probabilmente l’Instabilità Magnetorotazionale (MRI). Parte del gas contenuto nel disco è elettricamente carico: il campo magnetico rotante della stella neonata ruota anch’esso, spazzando tali particelle e causando quindi attrito tra esse e le particelle non cariche. Questo attrito fa rallentare le particelle, che si ritrovano quindi spinte verso l’interno del Sistema Solare, fino a cadere sulla stella. L’MRI comunque potrebbe non essere efficace in tutti i punti del disco, creando delle zone morte in cui si va ad addensare il materiale.

I planetesimi

Le particelle di polvere non hanno gravità sufficiente ad attrarsi vicendevolmente creando corpi più grandi, ma possono venire in aiuto le forze elettrostatiche. In questa fase esse sono infatti più forti della forza gravitazionale, e i grani di polvere (grandi in media circa 1 micron, ossia un millesimo di millimetro), urtando tra di loro, tendono ad attaccarsi grazie ad esse, in un processo detto sticking.

Qui viene fuori uno dei problemi dei modelli delle fasi iniziali del Sistema Solare: la turbolenza. Ci si aspetta infatti che il disco protoplanetario sia turbolento, ma è difficile quantificarne il livello. Se questo fosse basso potrebbe avvenire il processo di Instabilità Gravitazionale (GI). La poca turbolenza avrebbe causato un maggiore compattamento delle particelle sul piano equatoriale del Sole, portando alla formazione di corpi con dimensione tra 1 e 10 km, detti planetesimi. Un’altra possibilità è quella della concentrazione turbolenta, che prevede l’esistenza di zone stagnanti in un disco ricco di turbolenza. Non è ad ogni modo chiaro quale sia il modo più probabile in cui tali planetesimi possano formarsi, per quanto sia necessario che ad un certo punto si formino.

I pianeti terrestri

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Gli oggetti che si muovono più lentamente e che sono più grandi hanno più probabilità di urtare tra di loro in maniera non distruttiva. La concentrazione gravitazionale (gravitational focusing) porta quindi ad un processo di cosiddetto runaway growth, ossia in cui i corpi più grandi tendono a diventare sempre più grandi, mentre la maggior parte dei planetesimi crescono molto meno. I planetesimi più grandi vengono ora detti embrioni planetari e su di essi si vanno a costruire le fondamenta per il futuro sistema planetario interno. Quando la densità degli embrioni è maggiore di quella dei planetesimi, la gerarchia di corpi diventa rigida, e in linea di massima saranno solo gli embrioni a continuare a crescere, in un processo detto di crescita oligarchica. Questi embrioni iniziano a ripulire delle zone anulari in corrispondenza della loro orbita (feeding zone), andando quindi a formare i pianeti rocciosi veri e propri. Mercurio, Venere, Terra e Marte avrebbero quindi seguito un processo di questo tipo per arrivare ad essere i pianeti che conosciamo oggi. Le atmosfere di Venere, Terra e Marte, sono probabilmente state catturate da ciò che rimaneva del gas della nube, e dalla collisione con altri corpi (ad esempio con le comete).

I pianeti gassosi

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Per i pianeti gassosi, la formazione è concettualmente più semplice di quelli terrestri. Si pensa infatti che essi si possano formare direttamente dal collasso iniziale della nube, come fossero delle stelle mancate. Giove, Saturno, Urano e Nettuno si sarebbero formati in questo modo, con masse differenti a causa della diversa densità di gas e polveri, maggiormente concentrate verso l’interno del Sistema Solare. La presenza di Giove, attraverso la sua attrazione gravitazionale avrebbe impedito alla fascia di asteroidi sita tra esso e Marte di compattarsi anch’essa in un pianeta roccioso.

I satelliti

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I satelliti si possono formare in molti modi. Il più semplice è sicuramente la semplice cattura. Ad esempio un gigante gassoso, con la sua grande attrazione gravitazionale, può facilmente aver catturato alcuni planetesimi o asteroidi come satelliti. Attorno ai pianeti grandi come Giove, c’è anche la possibilità che i satelliti si siano formati allo stesso modo dei pianeti rocciosi attorno al Sole, come fosse un sistema planetario in miniatura. Un discorso a parte merita la nostra Luna, molto grande rispetto al nostro pianeta. Si ritiene, infatti, che nel nostro caso, la Terra sia stata colpita da un planetesimo, dal nome di Theia, che avrebbe causato una espulsione di materiale da essa. Questo materiale si sarebbe poi ricompattato nella nostra bellissima Luna.

Le migrazioni e le risonanze orbitali

La descrizione finora fatta, lascia apparire il processo di formazione planetaria come un fatto tutto sommato tranquillo, in cui i vari corpi non si infastidiscono molto a vicenda. In realtà quelli descritti sono i processi base, ma esistono poi molti altri processi che portano a sensibili modificazioni della struttura del sistema planetario e dei singoli pianeti stessi. I principali di questi processi sono le migrazioni e le risonanze orbitali.

Come detto in precedenza, il Sistema Solare è un sistema caotico, che significa che ogni corpo riceve spinte gravitazionali da tutte le direzioni, in maniera casuale. Questo significa che sul lungo periodo, la forza media che quel corpo ha ricevuto, è pari a zero. Ci sono però alcuni casi in cui la forza gravitazionale esercitata da un corpo non è affatto casuale, ma si ripete ciclicamente in maniera definita. Si dice che in questo caso i due corpi sono in risonanza orbitale. Questo significa che in media, la forza gravitazionale percepita da quel corpo, sarà proprio quella data dalla risonanza, con conseguente modificazione dell’orbita. Un classico esempio di questo fenomeno sono le interruzioni di Kirkwood, delle zone della Fascia Principale di Asteroidi in cui non c’è nessun corpo a causa della spinta gravitazionale esercitata periodicamente dal moto orbitale di Giove (ad esempio si dice risonanza 3:1 il luogo in cui ad ogni orbita di Giove corrispondono 3 orbite dell’asteroide).

Le migrazioni planetarie sono quel fenomeno che si origina a causa dell’interazione tra i pianeti ed il materiale del disco. Durante il loro moto orbitale, i pianeti tendono a generare delle onde nel disco, dovute al fatto che attraggono la parte di disco a loro più vicina, e così facendo vi scambiano energia. Questo determina una migrazione del pianeta che si muove verso l’interno o verso l’esterno del Sistema Solare. In passato sappiamo ad esempio che Giove si è spostato verso l’interno e poi nuovamente verso l’esterno, spostando in questo modo le zone di risonanza orbitale e generando il cosiddetto “late heavy bombardment”, una fase storica in cui gli asteroidi della fascia principale sono stati lanciati in tutte le direzioni dal grande Giove, fatto registrato dall’enorme numero di crateri coevi visibili in corpi come la Luna. In questo modo Giove avrebbe anche espulso molti oggetti verso il Sistema Solare esterno, nella fascia di Kuiper o nella Nube di Oort.

Leggi anche Che cos’è l’effetto Yarkovsky, il rinculo termico degli Asteroidi

Nonostante la lunghezza di questo articolo, abbiamo appena sfiorato la superficie del problema della formazione planetaria. Se avete domande, commentate qui sotto oppure venite a proporcele nella nostra pagina o community Facebook!

Fonti:
Encyclopedia of the Solar System
An Introduction to Modern Astrophysics

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