La formazione dei pianeti è una questione fondamentale in astronomia e scienza planetaria. Comprendere come si formano e si evolvono è fondamentale per decifrare il sistema solare e oltre. Nonostante i progressi scientifici, siamo ancora lontani dal comprendere tutti i dettagli della formazione planetaria.
È ben noto dalla teoria e dalle osservazioni astronomiche che i pianeti si formano in dischi di gas e polvere attorno a stelle molto giovani. È quindi logico che i pianeti del nostro sistema solare si siano formati anche nel disco protoplanetario del nostro sole. Ciò è accaduto 4,5 miliardi di anni fa.
Tuttavia, forse la fase più oscura della formazione planetaria è il modo in cui la polvere si accumula in un disco protoplanetario per dare origine ai planetesimi, gli oggetti costitutivi dei pianeti.
I modelli classici erano basati sulla coagulazione collisionale progressiva, un processo in cui piccoli granelli di polvere si agglomerano poco a poco per formare particelle sempre più grandi attraverso le collisioni, che vanno da pochi micrometri alle dimensioni dei pianeti. Tuttavia, test di laboratorio hanno dimostrato che questi modelli non funzionano, perché incontrano una serie di ostacoli, ad esempio, i granelli di polvere non possono crescere attraverso collisioni successive da una dimensione submillimetrica a una dimensione chilometrica.
Indice
Una nuova teoria
Nuovi modelli suggeriscono che i planetesimi si formano da nubi di polvere che raggiungono densità sufficientemente elevate da sostenersi grazie alla gravità. Questa si chiama Streaming Instability, una teoria che ha guadagnato slancio nella comunità scientifica planetaria. Vari studi hanno dimostrato che questa teoria riproduce bene la distribuzione dimensionale dei grandi asteroidi e degli oggetti transnettuniani.
Tuttavia non era chiaro fino a che punto si estendesse la distribuzione dimensionale prevista da questa teoria, cioè se producesse molti piccoli planetesimi o se esistesse una dimensione minima per essi.
D’altra parte, diversi studi trovano una dimensione tipica di circa 100 km di diametro per i planetesimi, suggerendo così che piccoli aggregati di particelle non danno necessariamente origine a piccoli planetesimi. Sembra infatti che i piccoli aggregati si disperdano a causa della turbolenza del gas nel disco protoplanetario prima di avere l’opportunità di formare planetesimi. Si sono formati dunque su grande o piccola scala? Una risposta definitiva non è stata ancora stabilita.
Alla ricerca dei planetesimi sopravvissuti
Origins, un progetto di ricerca, ha dato un contributo originale a questo campo utilizzando una metodologia innovativa. Questo si basa sull’analisi di osservazioni e dati astronomici per identificare i planetesimi ancora sopravvissuti tra la popolazione di asteroidi, al fine di misurarne la distribuzione dimensionale.
Questi planetesimi si trovano nella parte interna della fascia degli asteroidi, tra 2,1 e 2,5 unità astronomiche, essendo quest’ultima la distanza media Sole-Terra. Ciò ha permesso di fornire severi vincoli osservativi ai modelli di formazione planetesimale.
L’idea fondante del progetto si basa sul concetto che gli asteroidi rappresentano i resti dell’era di formazione dei pianeti, ma che non tutti gli asteroidi osservati oggi sono sopravvissuti di questa era primordiale. È noto che molti asteroidi sono frammenti risultanti dalla collisione tra corpi genitori più grandi. Queste collisioni si sono verificate nel corso della storia del nostro sistema solare. L’età di questi frammenti di asteroidi corrisponde al tempo trascorso dall’evento di collisione che li ha prodotti ad oggi. Sebbene questi frammenti conservino ancora la composizione originaria dei loro progenitori, le loro dimensioni e forme non forniscono informazioni sui processi di accrescimento che hanno portato all’accrescimento dei planetesimi e, di conseguenza, dei pianeti. I metodi sviluppati nel progetto hanno distinto efficacemente gli asteroidi originali, accumulatisi come planetesimi nel disco protoplanetario, dalle famiglie di frammenti risultanti dalle collisioni. Successivamente hanno permesso anche di studiare gli eventi dinamici che hanno contribuito a scolpire l’attuale struttura del sistema solare.
Il team ha sviluppato e utilizzato un metodo per scoprire, localizzare e misurare l’età delle più antiche famiglie di frammenti di collisione: ogni membro di una famiglia di frammenti si allontana dal centro della famiglia a causa di una forza termica non gravitazionale nota come effetto Yarkovsky.
Questa deriva avviene in modo dipendente dalle dimensioni del membro della famiglia, con gli asteroidi più piccoli che vanno alla deriva più velocemente e più lontano di quelli più grandi. Il metodo innovativo del nostro progetto è stato quello di cercare correlazioni tra dimensioni e distanza nella popolazione di asteroidi. Ciò ha permesso di rivelare le forme delle famiglie di frammenti più antichi.
Asteroidi di età compresa tra 3 e 4,5 miliardi di anni
Usando questa tecnica, i ricercatori del progetto hanno scoperto quattro importanti e molto antiche famiglie di asteroidi. Queste sono tra le famiglie di asteroidi più diffuse. La loro estensione è di circa mezza unità astronomica e si trovano nella parte più interna della fascia degli asteroidi e hanno età comprese tra 3 e 4,5 miliardi di anni.
Tuttavia, un nuovo metodo per identificare le famiglie di asteroidi richiede ancora verifica. Uno di questi controlli consiste nel determinare il senso di rotazione di ciascun membro della famiglia.
Per fare questo, i ricercatori hanno lanciato una campagna internazionale di osservazione chiamata “Asteroidi antichi”, coinvolgendo astronomi professionisti e dilettanti. Hanno ottenuto osservazioni fotometriche degli asteroidi per misurare la loro variazione di luminosità in funzione della loro rotazione (curva di luce). Utilizzando metodi di inversione della curva di luce, il nostro team di progetto è stato in grado di determinare l’orientamento tridimensionale degli asteroidi nello spazio ed estrarre la direzione di rotazione. Ciò ha rivelato che gli asteroidi retrogradi si trovano generalmente più vicini al Sole che al centro delle famiglie, mentre gli asteroidi progradi si trovano oltre il centro delle famiglie, in linea con le aspettative teoriche. Questa ricerca ha permesso di confermare che diversi asteroidi appartengono alle famiglie molto antiche identificate dal nostro team.
Una delle principali questioni scientifiche emerse dopo l’identificazione degli asteroidi più primordiali era quale fosse la loro composizione. Per rispondere a questa domanda, gli scienziati di ANR Origins sono tornati ai loro telescopi per studiare spettroscopicamente questi corpi. La loro indagine spettroscopica sui planetesimi della fascia principale interna ha confermato che i corpi ricchi di silicati dominavano questa regione. Tuttavia, sono presenti quasi tutti i tipi spettrali di asteroidi, con la notevole eccezione degli asteroidi ricchi di olivina. La loro assenza tra i planetesimi potrebbe essere dovuta alla rarità di questi tipi tra i grandi asteroidi.
Alcuni tipi di asteroidi sono molto rari
Ma perché gli asteroidi ricchi di olivina sono così rari? Si prevede che gli asteroidi più antichi siano ricchi di olivina a causa del processo di differenziazione. Questo processo fa sì che un corpo si organizzi in strati di diversa densità e composizione, a causa del calore generato dal decadimento degli elementi radioattivi.
I ricercatori hanno scoperto, per la prima volta, una famiglia di frammenti di asteroidi ricchi di olivina, probabilmente formati dalla frammentazione di un corpo genitore parzialmente differenziato. Questa famiglia potrebbe anche provenire dalla frammentazione di un corpo ricco di olivina, forse dal mantello di un planetesimo differenziato che potrebbe essersi disgregato in una regione diversa del sistema solare, e uno dei suoi frammenti potrebbe essersi impiantato dinamicamente nella regione principale cintura.
In effetti, l’idea che gli asteroidi possano essersi impiantati nella fascia principale attraverso processi dinamici è stata ampiamente studiata negli ultimi decenni. Uno di questi processi dinamici potrebbe essere l’instabilità orbitale dei pianeti giganti. Ciò suggerisce che Giove, Saturno, Urano e Nettuno si siano formati in orbite vicine prima di migrare nelle loro posizioni attuali. Questa migrazione potrebbe aver innescato interazioni gravitazionali con i planetesimi, spostandoli nel sistema solare primordiale. Determinare l’epoca di questa instabilità è una questione importante perché è cruciale per comprenderne l’impatto sulla destabilizzazione delle popolazioni di piccoli corpi, sull’interruzione delle orbite dei pianeti terrestri e possibilmente sul suo ruolo nella loro evoluzione.
