Origini del sistema solare

ORIGINI DEL SISTEMA SOLARE

Una questione che ha interessato molti studiosi del passato, tra i quali Cartesio, Kant e Laplace, è quella dell'origine del Sistema Solare.
La teoria più accreditata nei secoli scorsi era quella della "nebulosa primordiale", cioè di un'immensa nube di gas e polvere in rotazione dalla quale si sarebbero formati il sole e i pianeti, mantenendo lo stesso moto di rotazione della nube.
Questo scenario è attualmente considerato il più plausibile: altre teorie ipotizzano la formazione dei pianeti in seguito ad un evento catastrofico, come la collisione tra il sole e un'altra stella o una cometa e il successivo distacco di materiale dal sole, dal quale si sarebbero poi formati i pianeti; tuttavia la probabilità di un tale scontro è estremamente bassa, cioè pari a circa uno ogni 10 miliardi di anni, data l'enorme distanza tra le stelle nei dintorni del Sole.

Il Sistema Solare. (Bill Arnett)

Lo scenario della formazione del Sistema Solare, come pure di eventuali altri sistemi planetari, può essere quindi il seguente: una nube fredda molto estesa di gas interstellare, composta di idrogeno, elio, e una piccola parte di elementi pesanti aggregati in forma di polveri, si contrae per effetto della propria forza gravitazionale.
Il meccanismo di contrazione può essere spontaneo, oppure stimolato dal passaggio di un'onda d'urto (per esempio dovuta all'esplosione di una supernova) attraverso la nube.
Durante questa contrazione, che dura diversi milioni di anni, la nube comincia a ruotare sempre più velocemente e assume, a causa della forza centrifuga, la forma appiattita di un disco, con un diametro di circa 10 miliardi di chilometri ed uno spessore di circa 100 milioni di chilometri.
Nel centro della nube si accumula una grande quantità di gas e la contrazione gravitazionale lo riscalda da una temperatura di circa -270^oC fino a circa 2000 ^oC: si è formata una protostella.
Il gas che ruota attorno alla protostella forma un disco di accrescimento e vi cade sopra lentamente, fino a quando, dopo poche migliaia di anni, si innesca il vento stellare, cioè un flusso di gas dalla protostella verso l'esterno, che trasferisce parte del momento angolare di quest'ultima al gas del disco.
Nel frattempo, il calore e la radiazione sprigionati dalla protostella e il flusso di gas che essa emette vaporizzano i grani di polvere nella nube. La protostella, accrescendo gas, comincia la sua evoluzione in stella.

Il disco comincia a raffreddarsi irraggiando energia. A seconda della quantità e della distribuzione del gas, esso può essere gravitazionalmente stabile, oppure essere instabile e formare un'altra protostella o più. In questo modo si crea un sistema di stelle doppio o multiplo.
Abbastanza lontano dalla stella, il gas si è raffreddato abbastanza affinchè parte del gas si ricondensi in polvere e ghiaccio; le particelle di polvere si aggregano per collisione fino a formare piccoli pezzi di roccia detti planetesimi.
Dall'unione dei planetesimi si originano i protopianeti; la massima dimensione che essi possono raggiungere dipende dalla loro distanza dalla stella e dalla composizione e densità della nube primordiale: nelle regioni più interne essa sarà molto minore che in quelle esterne, perchè la protostella tende a disgregare e vaporizzare le polveri.

I Pianeti Giganti

I Pianeti Tellurici

La differenza di dimensioni tra i pianeti tellurici e quelli giganti testimonia la validità di questo scenario. La formazione dei protopianeti può richiedere da circa centomila anni ad una ventina di milioni di anni.
A questo punto, la stella comincia ad emettere un forte vento che spazza via il gas residuo del disco. Se un protopianeta è abbastanza massiccio da trattenerne una parte con la propria gravità, si formerà un pianeta gassoso, altrimenti verrà spogliato del gas e darà origine ad un pianeta roccioso; è logico che i pianeti più vicini alla stella, essendo anche i più piccoli, appartengano a questa seconda categoria.

Il suolo di Mercurio, costellato di crateri (Calvin J. Hamilton)

L'evoluzione successiva del sistema planetario è regolata dagli impatti tra i corpi che lo compongono. Gli impatti di meteoriti e planetesimi sui protopianeti e sui satelliti che vi ruotano attorno producono crateri sulla loro superficie, di molti dei quali ancora rimangono le tracce. Quando sono particolarmente violenti, gli impatti possono addirittura deviare i corpi dalla loro orbita originaria. Questa fase è stata attraversata dal nostro Sistema Solare da 4 a 4.5 miliardi di anni fa.

Dopo qualche decina di milioni di anni, gli ultimi planetesimi ancora presenti si saranno disgregati per collisione e il sistema di stella e pianeti potrà essere diventato dinamicamente stabile, formando un sistema planetario.
Dalla contrazione iniziale della protonube a questo momento sono trascorsi all'incirca 100 milioni di anni.

Per quanto riguarda il nostro Sistema Solare, varie evidenze di tipo chimico e geologico fanno risalire la sua formazione a circa 4.7 miliardi di anni fa.

ANIMAZIONI

La formazione del Sistema Solare, AVI, 3 Mb (NASA/JPL)

Disco protoplanetario nella nube di Orione, MPEG, 650 Kb (STScI)