Stage2011 badiali-formazione sistemi planetari
- 1. Come si formano i sistemi planetari Massimo Badiali INAF Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica cosmica 08/02/11 Diciamolo subito
- 2. La formazione dei pianeti avviene contestualmente a quella delle stelle. Teorie come la cattura casuale di pianeti provenienti dallesterno non solo si accordano male con la struttura del nostro Sistema Solare (oltre che con la teoria delle probabilit), ma sono smentite dallosservazione di dischi protoplanetari in molte stelle in via di formazione. Che cos竪 e come si genera un disco protoplanetario? Il fatto 竪 che, quando la nube protostellare si contrae per gravit, non tutta la materia cade sullattrattore centrale, quello destinato a diventare una stella. Perch辿?
- 3. Per capirlo, dobbiamo spiegare che cosa 竪 il momento angolare. Se consideriamo un corpo di raggio r, con una massa m, la cui estremit ruota con una velocit v, il momento angolare L 竪 il prodotto delle tre grandezze. Momento angolare = massa x velocit x raggio L = mvr La cosa importante 竪 che anche quando il corpo cambia dimensioni il momento angolare rimane lo stesso, se non ci sono fattori esterni a frenare o accelerare. Questo significa che se la massa del corpo non cambia, il prodotto vr resta costante. Se il corpo si restringe fino a dimezzare il suo raggio, la sua velocit raddoppia. Leffetto 竪 ben percepibile quando, facendo una piroetta, si raccolgono le braccia. Lo sanno bene i danzatori e i pattinatori.
- 4. Torniamo alla nostra nube protostellare. Questa, inizialmente estesa parecchi anni-luce, si contrae. Il suo raggio diminuisce non di due volte, ma milioni di volte. Per conservare il suo momento angolare, la velocit di rotazione aumenta in modo impressionante. Dalliniziale moto caotico delle varie zone, emerge un unico moto rotatorio risultante sempre pi湛 accentuato, grazie al quale parte della materia, sottoposta a forza centrifuga, non riesce a raggiungere il centro.
- 5. Poich辿 il moto rotatorio 竪 generale ed avviene attorno ad un comune asse (quello dei poli della futura stella), anche il moto di questa materia trattenuta in periferia 竪 pi湛 o meno concorde. un moto orbitale che si sviluppa pi湛 o meno sullo stesso piano: il piano delleclittica.
- 6. In questo modo, attorno al massiccio grumo destinato a diventare la futura stella, si accumula, sul piano perpendicolare allasse di rotazione dellintero sistema, un disco di materia: il disco protoplanetario
- 7. La formazione del disco protoplanetario, oltre che dalla rotazione, 竪 favorita dalla gravit locale. Lattrazione maggiore, quella verso la protostella, 竪 annullata dalla forza centrifuga dovuta al moto orbitale. Resta la forza di attrazione della materia su se stessa, che tende a schiacciarla sul disco.
- 8. Il disco ovviamente non 竪 omogeneo. Anzitutto 竪 naturale pensare che la materia che lo compone sia pi湛 densa vicino alla protostella e pi湛 rarefatta man mano che si va verso la periferia. Il disco protoplanetario 竪 pi湛 schiacciato al centro, mentre si ispessisce allesterno. Perch辿? Per due ragioni. Allesterno la gravit locale 竪 pi湛 debole, per la minore densit della materia. Inoltre il moto orbitale 竪 pi湛 lento, per la nota legge di Keplero: Il quadrato del periodo orbitale 竪 T2 = K d3 proporzionale al cubo del semiasse maggiore dellorbita. In parole povere, quanto pi湛 竪 distante il corpo orbitante, tanto pi湛 竪 lento il suo moto orbitale. Insomma, le condizioni di equilibrio tra attrazione centrale verso la stella e forza centrifuga sono meno stringenti.
- 9. Ma oltre a questa disomogeneit complessiva, c竪 da tenere conto della disomogeneit casuale, cio竪 del fatto che in tutto il disco ci sono fluttuazioni di densit distribuite pi湛 o meno a caso. Punti pi湛 densi si alternano a zone pi湛 rarefatte. Dove la densit 竪 maggiore, 竪 pi湛 forte lattrazione gravitazionale locale.
- 10. Ci嘆 favorisce laccumulo di materia proprio sui punti pi湛 densi, formando gli embrioni dei futuri pianeti.
- 11. Come conseguenza della rotazione vorticosa, lo spazio intorno a una stella giovane 竪 piuttosto turbolento: linvolucro di materia attorno ad essa 竪 sconvolto da accelerazioni e forze intense, gravitazionali e anche magnetiche. Grazie ai campi magnetici si formano immensi getti di materia lungo i poli
- 13. Diversi scorci di un Herbig-Haro
- 14. Qui, oltre agli estesi getti lungo i poli, si possono vedere i dischi protoplanetari, disposti sullequatore: 竪 la materia che, a causa della rotazione vorticosa, per la forza centrifuga non riesce a cadere sulla stella Chamaeleon Oph
- 15. I processi di espulsione di materia e la stessa radiazione della giovane stella puliscono gradualmente lo spazio circostante. Gradualmente, si esauriscono i getti lungo i poli. Resta, attorno al nucleo condensato, il disco protoplanetario. Su questo disco la materia continuer a condensarsi in anelli, poi in corpi pi湛 piccoli: asteroidi, comete, pianeti.
- 16. Beta Pictoris: giovane stella con disco protoplanetario a 50 anni-luce da noi, immagine infrarossa (ESO)
- 17. I detriti del disco protoplanetario, sempre per attrazione gravitazionale, fanno raccogliere la materia in corpi pi湛 grandi, sempre minori della stella centrale.
- 18. Resta qualcosa della nube protoplanetaria? Nel caso del Sistema Solare, come gi detto, resta la grande nube di Oort, raggio 1 anno-luce
- 19. Qui ogni tanto scopriamo un piccolo pianeta nuovo, come QUAOAR (2002) e SEDNA (2003), entrambi pi湛 piccoli di Plutone, a parecchie ore-luce dal Sole.
- 20. Un momento! In tutta questa storia c竪 qualcosa che non torna Avevamo detto: il Big Bang produce un Universo didrogeno e di elio. Poi abbiamo detto che nelle nubi protostellari c竪 polvere, tanto che si formano pianeti, asteroidi: rocce! Silicio, calcio, ferro, nichel Da dove vengono gli elementi pesanti? Chi li ha prodotti?
- 21. Lo sappiamo gi : le STELLE! abbiamo descritto la formazione di sistemi stellari di generazioni successive alla prima, sistemi gi ricchi di elementi pesanti Le nebulose protostellari che danno vita alle stelle con sistemi planetari solidi contengono gi elementi pesanti, prodotti da stelle pi湛 antiche e da queste diffusi nello spazio, principalmente con esplosioni di supernova
- 22. RIASSUMENDO La formazione di pianeti attorno alle stelle non 竪 un fenomeno raro. la regola piuttosto che leccezione. Questo 竪 un dato certo, per le numerose prove osservative (presenza di dischi protoplanetari, scoperte frequenti di pianeti extrasolari). Che cosa non 竪 ancora certo?
- 23. incerto tutto ci嘆 che appare ipotesi ragionevole, ma non ancora confermata dallosservazione. Ad esempio: Le antiche stelle di popolazione II: non vi si possono formare pianeti rocciosi. Possono formarsi giganti gassosi di idrogeno ed elio? Difficile, ma forse non impossibile. Molti sistemi stellari sono doppi o multipli. Le distanze ravvicinate fra i componenti rendono instabili le orbite di eventuali pianeti. Forse questi riescono a formarsi, ma 竪 facile che le loro orbite perturbate li facciano finire su una stella o li scaccino dal sistema, condannandoli a vagare nelle gelide regioni dello spazio interstellare.
- 24. CONCLUDENDO Per ulteriori certezze dobbiamo aspettare nuove conferme sperimentali. Queste verranno dallosservazione delle zone di formazione stellare e dallesplorazione sistematica dello spazio alla ricerca dei pianeti extrasolari.