Formazione dei pianeti e dei sistemi planetari

Il modello maggiormente accettato dalla comunità scientifica per spiegare la formazione dei sistemi planetari è il modello della nebulosa solare, formulato originariamente, come arguibile dal nome, per spiegare la formazione del sistema solare.

La nascita di una stella avviene attraverso il collasso di una nube molecolare, il cui prodotto è la protostella. Non appena la stella nascente conclude la fase protostellare e fa ingresso nella pre-sequenza principale (fase di T Tauri), il disco che ne ha mediato l’accrescimento diviene protoplanetario; la sua temperatura diminuisce, permettendo la formazione di piccoli grani di polvere costituiti da roccia (in prevalenza silicati) e ghiacci di varia natura, che a loro volta possono fondersi tra loro per dar luogo a blocchi di diversi chilometri detti planetesimi.

Se la massa residua del disco è sufficientemente grande, in un lasso di tempo astronomicamente breve i planetesimi possono fondersi tra loro per dar luogo a embrioni planetari, detti protopianeti, i quali, in un arco temporale compreso tra 100 milioni e un miliardo di anni, vanno incontro a una fase di violente collisioni e fusioni con altri corpi simili; il risultato sarà la formazione, alla fine del processo, di alcuni pianeti terrestri.

Formazione dei giganti gassosi

La formazione dei giganti gassosi è invece un processo più complicato, che avverrebbe al di là della cosiddetta frost line. I protopianeti ghiacciati posti oltre questo limite possiedono una massa superiore e sono in maggior numero rispetto ai protopianeti esclusivamente rocciosi. Non è completamente chiaro cosa succeda in seguito alla formazione dei protopianeti ghiacciati.

L’accumulo di gas da parte del nucleo protopianetario è un processo inizialmente lento, che prosegue per alcuni . Dopo di che subisce un’imponente accelerazione che lo porta in breve tempo ad accumulare il 90% di quella che sarà la sua massa definitiva. Si stima che pianeti come Giove e Saturno abbiano accumulato la gran parte della loro massa in appena 10 000 anni.

Migrazione planetaria

L’accrescimento si conclude all’esaurimento dei gas disponibili; successivamente il pianeta subisce un decadimento dell’orbita che risulta in un processo di migrazione planetaria, più o meno accentuato a seconda dell’entità dell’attrito; questo spiega come mai in alcuni sistemi extrasolari siano stati individuati dei giganti gassosi a brevissima distanza dalla stella madre. Si ritiene che i giganti ghiacciati, come Urano e Nettuno, costituiscano dei “nuclei falliti”, formatisi quando oramai gran parte dei gas erano esauriti. I protopianeti che non sono stati inglobati dai pianeti son potuti diventare loro satelliti, in seguito a un processo di cattura gravitazionale, o hanno mantenuto un’orbita eliosincrona raggruppati in fasce con altri oggetti simili, diventando pianeti nani o altri corpi minori.

Gli impatti con i planetesimi, così come il decadimento radioattivo dei loro costituenti, hanno riscaldato i pianeti in formazione, causandone una parziale fusione. Ciò ha permesso che il loro interno si sia differenziato conducendo alla formazione di un nucleo più denso, di un mantello e di una crosta. Nel processo, i pianeti terrestri, più piccoli, hanno perduto la maggior parte della loro atmosfera. I pianeti più piccoli in seguito hanno continuato a perdere la propria atmosfera attraverso vari meccanismi di fuga.

Sistemi planetari intorno a pulsar

È importante notare che esistono dei sistemi planetari estremamente diversi dal sistema solare: ad esempio i sistemi planetari intorno a pulsar; in merito a questi ultimi non vi sono ancora teorie certe sulla loro formazione, ma si pensa che possano originarsi a partire da un disco circumstellare costituitosi dai materiali espulsi dalla stella morente durante l’esplosione in supernova.

Si è scoperto inoltre che la metallicità, ovvero l’abbondanza di elementi più pesanti dell’elio, è un parametro importante nel determinare se una stella possegga o meno pianeti: si ritiene che sia meno probabile che una stella povera di metalli, appartenente alla popolazione stellare II, possa essere circondata da un sistema planetario articolato, mentre le probabilità aumentano per le stelle ricche di metalli, appartenenti alla popolazione stellare I.

Nei sistemi planetari ogni pianeta, pur nella propria unicità, condivide con gli altri delle caratteristiche comuni; altre invece, quali l’atmosfera, sono comuni anche ai pianeti extrasolari.