La nascita del Sistema Solare

XIX SCUOLA ESTIVA DI ASTRONOMIA DI STILO «Influenze astronomiche sulla Terra» La nascita del Sistema Solare M. Dolci INAF Osservatorio Astronomico di Teramo Stilo (RC), giovedì 24 luglio 2014

Riassunto del nostro Sistema Planetario Fascia principale Fascia di Kuiper

Riassunto del nostro Sistema Planetario

Marte Mercurio Venere Giove Saturno Urano Terra Nettuno Plutone

Pianeti interni e pianeti esterni Composizione Nickel Ferro Silicati Carbonio Idrogeno Ossigeno... Idrogeno Elio Acqua Carbonio Azoto...

Un po di storia

Dall Antichità a Galileo e Newton Nell Antichità non esiste il concetto di Sistema Solare e quindi non ne esiste una cosmogonia, che invece è del «mondo». La Terra (al centro), i sette pianeti e le stelle fisse sono immutabili ed eterni. La preoccupazione dei filosofi non è dunque capire l origine dei «pianeti», ma comprendere cosa governa il loro movimento.

Dall Antichità a Galileo e Newton Le cose cominciano a cambiare con Copernico (De Revolutionibus Orbium Coelestium), quindi con Keplero e Galileo

Dall Antichità a Galileo e Newton e infine con Newton il quale, nel suo Philosophiae Naturalis Principia Mathematica (1687) espone, e formalizza matematicamente, le leggi fisiche che governano l universo. Da questo momento esiste, ed è descrivibile, l evoluzione della Natura: nulla è immobile ed immutabile, tutto si evolve, ed in particolare ha avuto una origine non mitologica.

Da Newton alla metà del Novecento Georges Buffon Teoria della cometa (1745) «La collisione radente di una cometa sulla superficie del Sole ha causato l espulsione di materiale e la conseguente formazione dei pianeti.» È il primo tentativo di proporre una teoria «fisica» sulla nascita del Sistema Planetario. La consistenza della teoria verrà confutata nel 1796 da Pierre-Simon de Laplace (Exposition du Système du Monde) che dimostra analiticamente che il materiale espulso avrebbe dovuto rimanere in orbita ravvicinata al Sole ed eventualmente ricadere su di esso.

Da Newton alla metà del Novecento Georges Buffon Teoria della cometa (1745) Va inoltre detto che un simile scenario avrebbe comportato anche l esistenza di almeno una cometa di dimensioni del tutto incompatibili con quanto si è sempre osservato. A tale riguardo, però, la teoria di Buffon è stata ripresa ai primi del Novecento da Arrhenius (1901) e Jeffreys (1929) i quali hanno ipotizzato la collisione tra due stelle.

Da Newton a metà del Novecento Verso l ipotesi nebulare René Descartes (1596 1650) ipotizza l esistenza di un fluido universale che presenta dei vortici intorno alle stelle. I pianeti si formano all interno d questi vortici. Immanuel Kant (1755), usando la Meccanica newtoniana, dimostra che una nube in contrazione tende a schiacciarsi su un disco. William Herschel (1791) osserva alcune nebulose diffuse ed in particolare una di esse appare come un evidente alone intorno ad una stella. Prende dunque piede l ipotesi di una nube primordiale da cui ha avuto origine il Sistema Solare.

Da Newton alla metà del Novecento Pierre Simon del Laplace Ipotesi nebulare (1796) Una nube gassosa sferica in rotazione collassa in un disco. La dinamica del gas fa sì che durante il collasso avvenga, in modo «spasmodico» rilascio di materiale indietro, verso le regioni esterne, con la formazione di anelli. Questi portano infine alla condensazione dei pianeti.

Da Newton alla metà del Novecento I problemi dell ipotesi nebulare Il principale problema dell ipotesi di Laplace è legato alla distribuzione del Momento Angolare nella configurazione finale. Non c è un efficace trasporto di momento angolare dalle regioni centrali verso l esterno, cosicché il Sole dovrebbe avere una veloce rotazione ed i pianeti dovrebbero addirittura aver avuto difficoltà a formarsi. J. C. Maxwell, rifacendosi alla sua dissertazione che gli valse l Adam s Prize nel 1856 (On the Stability of the Motion of Saturn s Rings), dimostrò che il disco previsto da Laplace non può essere stabile, a meno che non sia composto anziché da gas da una miriade di piccoli corpi.

Da Newton alla metà del Novecento Raffinamenti dell ipotesi nebulare Nel 1854 E. Roche, per risolvere il problema del trasferimento di momento angolare, ipotizzò che la nube fin dal inizio possa aver avuto una forte condensazione centrale (un proto-sole) che dunque possedeva gran parte del momento angolare totale. Durante la contrazione, la regione centrale rilasciava dietro di sé gli anelli di materia alla base della condensazione planetaria. Nel 1919 J. Jeans osservò che tuttavia, proprio in virtù della elegante teoria gravitazionale sviluppata da Roche, per poter condensare gli anelli dovevano avere una densità non inferiore alla densità media della nube. Si reintroduceva quindi, in modo fastidiosamente circolare, il problema della distribuzione di momento angolare nel prodotto finale del collasso della nube!

Da Newton alla metà del Novecento Chamberlin & Moulton (1890, 1900) Teoria planetesimale Nella versione originaria del 1890, i pianeti si formano da planetesimi al di fuori della nube (che prosegue indipendentemente nel suo collasso a formare la stella centrale). Successivamente (1900), per giustificare l origine dei planetesimi stessi, si suppone che essi siano stati espulsi dal Sole, sotto forma di «sbuffi di materia», in seguito al passaggio ravvicinato di un altra stella. La teoria ha trovato accoglienza fino al 1915 circa.

Da Newton alla metà del Novecento Jeans & Jeffreys (1916+) Teoria mareale Jeans & Jeffreys raffinano l ipotesi di Chamberlin e Moulton, ipotizzando che il passaggio molto ravvicinato di una stella (entro il limite di Roche) porta alla quasidistruzione mareale del Sole e al distacco di un «braccio» di materia solare sul quale condensano poi i pianeti. Come la precedente, anche questa ipotesi, oltre che basarsi su una occorrenza molto rara, ha diversi problemi di Dinamica.

Da Newton alla metà del Novecento Schmidt & Lyttleton (1944, 1961) Teoria dell accrescimento Il Sole, nel suo moto intorno al centro galattico, attraversa una nube oscura di polveri e cattura materiale. Per la prima volta si parla esplicitamente di gas e polveri. La teoria tuttavia soffre di numerosi problemi legati alla velocità del Sole nella parte di Galassia in cui si trova e alle temperature in gioco.

Da Newton alla metà del Novecento C. F. Von Weizsäcker (1944) Teoria dei vortici Ritorna l idea del disco protoplanetario ma con un pattern di vortici indotti dalla turbolenza.

Da Newton alla metà del Novecento Con una opportuna combinazione di moti orari e antiorari dei vortici, nelle zone di confine tra di essi si instaura un regime kepleriano. Si creano quindi delle zone «cuscinetto», che fungono da punti di accumulazione di materiale. Il materiale così accumulato forma degli anelli da cui si condensano infine i pianeti.

Da Newton alla metà del Novecento Critiche alla Teoria dei vortici La maggiore critica riguarda la formazione di una struttura perfettamente ordinata da un fenomeno (la turbolenza) altamente caotico. Quando nell'aldilà avrò l'opportunità di interrogare il Creatore, gli voglio chiedere due cose: perché la relatività e perché la turbolenza. Almeno sulla prima spero di ottenere una risposta. Werner Heisenberg Premio Nobel per la Fisica 1932

Riassunto fino agli anni 60 Teorie monistiche (Laplace, Von Weizsäcker) Teorie dualistiche (Buffon, Chamberlin, Jeans, Schmidt ) Quadro generale: - Nube Primordiale con disco protoplanetario - Iniziale condensazione centrale di gas - Successivo accrescimento planetario da planetesimi Problemi aperti: - Distribuzione della Massa originaria - Distribuzione del Momento Angolare originario - Formazione dei pianeti e dei satelliti

La Teoria Protoplanetaria di McCrea (1960,1988) Descrive in generale la formazione di un ammasso galattico, partendo da un nube composta per l 1% da polvere e per il resto da H ed He. La stella centrale e i pianeti si formano simultaneamente. Il gas è in regime turbolento supersonico: le onde d urto generano i flocculi, regioni di gas compresso che si muovono in un ambiente a minor densità, aventi masse tipiche dell ordine di 100 M TERRA. I flocculi determinano la condensazione finale in pianeti. La teoria spiega molti fatti osservati, ma non la sostanziale planarità del Sistema Solare.

L ipotesi della Solar Nebula (Cameron, 1973) Disco composto per l 1-2% da polvere e per il resto da gas, con temperatura decrescente all aumentare della distanza dalla condensazione centrale. In tali condizioni, a d > 5 UA (Giove) si creano le condizioni per il collasso secondo il criterio di Jeans: si formano nuclei che accrescono gas, e quindi i pianeti giganti. I pianeti terrestri si formano invece per accrescimento da planetesimi (100 m 10 km). Tempi di formazione brevissimi ( 10 5 anni). Un modello gerarchico permette di applicare la teoria anche alla formazione dei satelliti dei pianeti giganti.

Criterio di Jeans Descrive le condizioni affinché una nube interstellare, di una certa massa, densità, composizione chimica e temperatura, inizi a collassare: M J = 375(kT)3 4πG 3 μ 3 ρ A parità di T,,, la nube collassa se M > M J. A parità di M, la nube collassa se T < T J e/o > J e/o > J.

Collasso «locale» di una nube

Collasso «locale» di una nube

Collasso «locale» di una nube

IRAS, HST: dischi protoplanetari

Fomalhaut

Domande & (forse) Risposte Perché il Sole? Perché il Sistema Solare? Perché la separazione tra pianeti rocciosi/piccoli e gassosi/giganti? Solar Nebula Theory (formazione) Qual è l origine della Nube Primordiale? Supernova preesistente Perché la Fascia Principale? Perché la Fascia di Kuiper? Perché la Nube di Oort? Dinamica del Sistema Solare successiva alla formazione

IL CAMMINO VERSO LA SCOPERTA DEI PIANETI EXTRASOLARI 1984 1989 1991 1992 Pictoris (disco di materia) HD114762 (nana bruna compagna) PSR 1257+12 (due pianeti) Cephei (oscillazioni stellari) 1995 51 Pegasi! M. Mayor & D. Queloz, A Jupiter-mass companion to a solar-type star, Nature 378, 355-359 (23 Nov 1995)

27 Giugno 2013 906 pianeti identificati in 700 sistemi planetari (di cui 134 con più di un pianeta) A PASSI DA GIGANTE + 192 in corso di studio in 168 sistemi (di cui 18 multipli) (fonte: Extrasolar Planets Encyclopedia -EPE)

27 Giugno 2013 A PASSI DA GIGANTE 906 pianeti identificati in 700 sistemi planetari (di cui 134 con più di un pianeta) + 192 in corso di studio in 168 sistemi (di cui 18 multipli) (fonte: Extrasolar Planets Encyclopedia -EPE) + > 3200 candidati dalla Missione Spaziale Kepler!

24 Luglio 2014 1811 pianeti identificati in 1126 sistemi planetari (di cui 466 con più di un pianeta) A PASSI DA GIGANTE + 200 in corso di studio in 178 sistemi (di cui 18 multipli) (fonte: Extrasolar Planets Encyclopedia exoplanets.eu)

KEPLER (2009 2016 2013?)

KEPLER - Telescopio spaziale con specchio primario da 1.4 m - Fotometro per la ricerca di transiti extrasolari da pianeti di tipo terrestre intorno a stelle di sequenza principale - Ricerca nel piano galattico, nelle regioni del Cigno, della Lira e del Drago - Lanciato nel 2009, missione prolungata fino al 2016 - Guasto ad un giroscopio (maggio 2013): fine missione? - Oltre 3400 transiti candidati in una piccola regione di cielo Proiezioni statistiche: 1) almeno 1/3 delle stelle della Via Lattea -circa 80 miliardipotrebbero avere sistemi planetari; 2) nella Via Lattea potrebbero esistere oltre 15 miliardi di pianeti di tipo terrestre.

Declinazione (gradi) Un cielo pieno di sistemi planetari Triangolo Estivo Grande Carro KEPLER Orione Ascensione retta (ore)

La stragrande maggioranza dei pianeti finora scoperti si trova entro 100 anni-luce dal Sole SOLE ALFA-CEN 4,3 a.-l. SIRIO 8,6 a.-l. 70 anni-luce

Stelle «famose» con pianeti Stella RA DEC D (pc) M (M J ) T (d) a (UA) Anno Ari (Hamal) 02 h 07 m 10 s +23 27 44 20,2 1,8 380,8 1,2 2011 Cen B 14 h 39 m 35 s -60 50 15 1,3 0,0036 3,2357 0,04 2012 PsA (Fomalhaut) 22 h 57 m 39 s -29 37 20 7,704 2 320000 115 2008 Gem (Polluce) 07 h 45 m 18 s +28 01 34 10,34 2,9 589,64 1,69 2006 Pic 05 h 47 m 17 s -51 03 59 19,3 7,0 7300 8,5 2008 Leo A (Algieba) 10 h 19 m 58 s +19 50 29 38,5 8,78 428,5 1,19 2009 Cep A (Alrai) 23 h 39 m 20 s +77 37 56 13,79 1,85 903,3 2,05 2003 CrB 15 h 57 m 35 s +26 52 40 67,9 6,7 417,9 1,3 2012 Eri 03 h 32 m 55 s -09 27 29 3,2 1,55 2502 3,39 2000

Sistemi Planetari extrasolari 1. Quattro tipologie di pianeti scoperti o ipotizzati: Hot Jupiters, pianeti giganti molto vicini alla stella madre; Earth-like (pianeti rocciosi di tipo terrestre); Super-Terre, pianeti di tipo roccioso aventi massa compresa tra quella terrestre e quella di Nettuno; Pianeti-oceano, con grande prevalenza di acqua allo stato liquido (profondità centinaia di Km).

Sistemi Planetari extrasolari 2. Sostanziale assenza di pianeti giganti intorno stelle con sistemi 3. Super-Terre presenti pressoché in tutti i sistemi, con percentuale tra 30% ed il 100%, e maggiore nei sistemi compatti.

GLIESE 581 Un caso davvero interessante Gliese 581 (distanza 20 anni-luce) 6 pianeti? Nome T (giorni) d (UA) Note Gliese 581 e 3.15 0.03 (massa terrestre) Gliese 581 b 5.4 0.04 Gliese 581 c 13 0.07 (roccioso?) Gliese 581 g 36.6 0.14 (terrestre abitabile?) Gliese 581 d 66.8 0.21 (abitabile?) Gliese 581 f 433 0.74

Sistemi Planetari extrasolari 4. Nessuno dei Sistemi Esoplanetari appare simile al Sistema Solare 5. Si sta aprendo un nuovo paradigma per le teorie sulla formazione ed evoluzione dei sistemi planetari (le nostre conoscenze, relativamente al Sistema Solare, sono probabilmente errate perché troppo specifiche). 6. Definitiva conferma (se ce ne fosse stato bisogno) che la legge di Titius-Bode non esiste.

CONCLUSIONI 1. L osservazione delle caratteristiche «grossolane» dei pianeti, nel corso dei secoli passati, ha permesso di accumulare conoscenza, al di là della plausibilità dei «Sistemi del Mondo» di volta in volta proposti. 2. Dopo Galileo e Newton, grazie allo sviluppo della tecnica osservativa e dei metodi analitici della Meccanica Celeste, sono stati elaborati modelli a supporto di diverse Teorie sulla Formazione del Sistema Solare. 3. La scoperta di Dischi Protoplanetari intorno ad altre stelle ha dato ulteriore supporto a queste teorie. 4. Nessuna di esse è tuttavia in grado di spiegare tutte le caratteristiche del nostro Sistema Solare.

CONCLUSIONI 5. La scoperta dei pianeti extrasolari e, successivamente, di un numero crescente di Sistemi Esoplanetari ha messo in evidenza che il nostro Sistema Solare è decisamente diverso da tutti quelli finora osservati. 6. In particolare, appare evidente che la struttura del Sistema Solare come la conosciamo oggi è il risultato non solo di un complesso processo di formazione, ma anche di una complessa evoluzione dinamica e chimica avvenuta in epoca successiva. 7. La ricerca prosegue, con un impulso che non ha precedenti. E con, sullo sfondo, la ricerca della vita

Grazie per la vostra attenzione!