Il processo mediante il quale piccoli corpi rocciosi o di ghiaccio si scontrano e formano protopianeti più grandi
1. Introduzione: dai granelli di polvere alle planetesimali
Una nuova stella si forma in un nube molecolare, attorno a cui il disco protoplanetario – composto da gas e polveri – diventa la materia prima principale per la formazione dei pianeti. Tuttavia, il percorso dai granelli di polvere di dimensioni microniche fino a pianeti delle dimensioni della Terra o addirittura di Giove è tutt'altro che semplice. L'accrescimento delle planetesimali collega l'evoluzione precoce della polvere (crescita, frammentazione e aggregazione dei granelli) con la formazione finale di corpi di scala chilometrica o centinaia di chilometri, chiamati planetesimali. Non appena si formano le planetesimali, l'interazione gravitazionale e le collisioni permettono loro di crescere in protopianeti, che infine determinano la disposizione dei sistemi planetari in formazione.
- Perché è importante: I planetesimali sono i "mattoni" di tutti i nuclei dei pianeti rocciosi e di molti giganti gassosi. Essi persistono anche negli oggetti attuali come asteroidi, comete e oggetti della fascia di Kuiper.
- Sfide: I semplici schemi di collisione e adesione si fermano nella gamma centimetri–metri a causa di collisioni dannose o rapida deriva radiale. Le soluzioni proposte – instabilità di streaming o accrezione di "pebble" – permettono di aggirare questa "barriera delle dimensioni metriche".
In breve, l'accrezione dei planetesimali è una fase essenziale che trasforma piccoli granuli submillimetrici del disco nelle embrioni dei futuri pianeti. Comprendere questo processo significa rispondere a come mondi come la Terra (e probabilmente molti esopianeti) siano nati dalla polvere cosmica.
2. La prima barriera: crescita da polvere a oggetti metrici
2.1 Coagulazione e adesione della polvere
Granuli di polvere nel disco iniziano su scala micrometrica. Possono unirsi in strutture più grandi:
- Movimento browniano: Le collisioni deboli tra granuli avvengono lentamente, quindi possono aderire tramite forze di van der Waals o elettrostatiche.
- Movimenti turbolenti: In un ambiente turbolento del disco, i granuli leggermente più grandi si incontrano più frequentemente, permettendo la formazione di aggregati di dimensioni mm–cm.
- Particelle di ghiaccio: Oltre la linea del gelo, i rivestimenti di ghiaccio possono favorire un'adesione più efficace, accelerando la crescita dei granuli.
Tali collisioni possono creare aggregati "friabili", cresciuti fino a dimensioni millimetriche o centimetrice. Tuttavia, con l'aumentare delle dimensioni dei granuli, aumenta anche la velocità delle collisioni. Superati certi limiti di velocità o dimensione, le collisioni possono distruggere gli aggregati invece di farli crescere, creando un vicolo cieco parziale (chiamato "barriera di frammentazione"). [1], [2].
2.2 Barriera delle dimensioni metriche e deriva radiale
Anche se i granuli riescono a crescere fino a dimensioni cm–m, affrontano un'altra grande sfida:
- Deriva radiale: A causa della pressione, il gas del disco ruota leggermente più lentamente della velocità di Keplero, quindi i corpi solidi perdono momento angolare e si muovono a spirale verso la stella. Le particelle metriche possono essere perse dalla stella in ~100–1000 anni, senza formare planetesimali.
- Frammentazione: Aggregati più grandi possono disgregarsi a causa di velocità di collisione più elevate.
- Rimbalzo: In alcune situazioni le particelle rimbalzano semplicemente, senza causare una crescita efficace.
Quindi, la semplice crescita graduale dei granuli fino a planetesimali di dimensioni chilometriche è complessa, se prevalgono collisioni distruttive e deriva. La soluzione a questo dilemma è una delle questioni fondamentali della moderna teoria della formazione dei pianeti.
3. Come superare le barriere alla crescita: soluzioni proposte
3.1 Instabilità di streaming
Uno dei meccanismi possibili è la instabilità di streaming (in inglese streaming instability, SI). Nel caso della SI:
- Interazione collettiva tra particelle e gas: Le particelle si separano leggermente dal gas, formando sovraccarichi locali.
- Feedback positivo: Le particelle concentrate accelerano localmente il flusso di gas, riducendo il vento contrario che incontrano, aumentando ulteriormente la concentrazione delle particelle.
- Collasso gravitazionale: Infine, gli ammassi densi possono collassare sotto la loro gravità, evitando collisioni lente e graduali.
Questo collasso gravitazionale produce rapidamente planetesimali di scala 10–100 km, cruciali per la formazione iniziale dei protopianeti [3]. I modelli numerici indicano fortemente che l'instabilità di streaming può essere una via affidabile per la formazione delle planetesimali, specialmente se il rapporto polveri-gas è aumentato o se le gobbe di pressione concentrano le particelle solide.
3.2 Accrezione di "pebble"
Un altro modo è l'accrezione di "pebble", in cui i germogli protoplanetari (~100–1000 km) "raccolgono" particelle di dimensioni mm–cm che orbitano nel disco:
- Raggio di Bondi/Hill: Se il protopianeta è sufficientemente grande da permettere alla sua sfera di Hill o al raggio di Bondi di "catturare" i pebble, i tassi di accrezione possono essere molto elevati.
- Efficienza di crescita: La bassa velocità relativa tra i "pebble" e il nucleo permette a una grande parte dei "pebble" di aggregarsi, evitando la necessità di collisioni graduali tra particelle di dimensioni simili [4].
L'accrezione di "pebble" può essere più importante nella fase protoplanetaria, ma è anche collegata alle planetesimali primarie o ai "semi" rimasti.
3.3 Sottostrutture del disco ("gobbe" di pressione, vortici)
Le strutture ad anello rilevate da ALMA indicano possibili "trappole" per polveri (ad esempio, massimi di pressione, vortici) dove le particelle si accumulano. Queste aree localmente dense possono collassare tramite instabilità di streaming o semplicemente favorire rapidamente le collisioni. Tali strutture aiutano a evitare la deriva radiale "creando spazi" per l'accumulo di polveri. In migliaia di orbite, in queste trappole di polveri possono formarsi planetesimali.
4. Ulteriore crescita oltre le planetesimali: formazione dei protopianeti
Non appena si hanno corpi di dimensioni chilometriche, a causa del "concentrazione" gravitazionale le collisioni diventano ancora più frequenti:
- Crescita incontrollata (runaway): Le planetesimali più grandi crescono più velocemente, iniziando a dominare la crescita "oligarchica". Un piccolo numero di grandi protopianeti controlla le risorse locali.
- Accelerazione / "smorzamento": Le collisioni reciproche e l'attrito del gas riducono le velocità casuali, favorendo maggiormente l'accrezione piuttosto che la frammentazione.
- Scala temporale: Nelle regioni interne (terrestri) le protopianeti possono formarsi in pochi milioni di anni, lasciando alcuni embrioni che successivamente, scontrandosi, formano i pianeti rocciosi finali. Nelle regioni esterne, i nuclei dei giganti gassosi richiedono un'evoluzione ancora più rapida per riuscire ad accogliere il gas del disco.
5. Evidenze osservative e di laboratorio
5.1 Oggetti residui nel nostro sistema solare
Nel nostro sistema sono rimasti asteroidi, comete e oggetti della fascia di Kuiper come planetesimi di accrescimento incompleto o corpi parzialmente formati. La loro composizione e distribuzione aiutano a comprendere le condizioni di formazione dei planetesimi nel giovane sistema solare:
- Cintura degli asteroidi: Nella regione tra Marte e Giove si trovano corpi di composizione chimica varia (rocciosi, metallici, carbonacei), residui di un'evoluzione incompleta dei planetesimi o di orbite perturbate dalla gravità di Giove.
- Comete: Planetesimi ghiacciati oltre la linea della neve, che conservano composti volatili primitivi e polveri dalla parte esterna del disco.
Le loro firme isotopiche (ad esempio, isotopi dell'ossigeno nelle meteoriti) rivelano la chimica locale del disco e i processi di mescolamento radiale.
5.2 Dischi di detriti di esopianeti
Le osservazioni dei dischi di detriti (polveri) (ad esempio con ALMA o Spitzer) attorno a stelle più vecchie mostrano anelli dove i planetesimi collidono. Un esempio famoso è il sistema β Pictoris con un enorme disco di polvere e possibili "bozzi" di corpi (planetesimali). I sistemi più giovani e protoplanetari contengono più gas, mentre quelli più vecchi ne hanno meno, dominati dai processi di collisione tra i planetesimi residui.
5.3 Esperimenti di laboratorio e fisica delle particelle
Esperimenti in torri di caduta o in microgravità studiano le collisioni tra granelli di polvere – come i granelli si aggregano o rimbalzano a certe velocità? Esperimenti su scala maggiore analizzano le proprietà meccaniche di aggregati di dimensioni centimetriche. Nel frattempo, le simulazioni HPC integrano questi dati per osservare come cresce la scala delle collisioni. Informazioni sui tassi di frammentazione, le soglie di adesione e la composizione della polvere completano i modelli di formazione dei planetesimi [5], [6].
6. Scale temporali e casualità
6.1 Veloce contro lento
A seconda delle condizioni del disco, i planetesimi possono formarsi rapidamente (in migliaia di anni) grazie all'instabilità da streaming o più lentamente, se la crescita è limitata da collisioni meno frequenti. I risultati variano notevolmente:
- Parte esterna del disco: Una bassa densità rallenta la formazione dei planetesimi, ma il ghiaccio facilita l'aggregazione.
- Parte interna del disco: Una densità maggiore favorisce le collisioni, ma una velocità più elevata aumenta il rischio di impatti distruttivi.
6.2 "Il percorso casuale" verso i protopianeti
Quando i planetesimi iniziano a formarsi, la loro interazione gravitazionale provoca collisioni caotiche, fusioni o espulsioni. In alcune regioni possono formarsi rapidamente embrioni di grandi dimensioni (ad esempio, protopianeti delle dimensioni di Marte nel sistema interno). Quando si accumula una massa sufficiente, l'architettura del sistema può "bloccarsi" o continuare a evolversi a causa di collisioni gigantesche, come si pensa nel caso della collisione tra la Terra e Theia, che spiega l'origine della Luna.
6.3 Diversità dei sistemi
Le osservazioni di esopianeti mostrano che in alcuni sistemi si formano super-Terre o Giove caldi vicino alla stella, mentre in altri si mantengono orbite ampie o catene di risonanza. Differenti ritmi di formazione e processi migratori delle planetesimali possono generare configurazioni planetarie sorprendentemente diverse, anche con piccole variazioni di massa del disco, momento angolare o metallicità.
7. Ruoli principali delle planetesimali
7.1 Nuclei per giganti gassosi
Nella zona esterna del disco, quando le planetesimali raggiungono circa 10 masse terrestri, possono attrarre strati di idrogeno-elio, formando giganti gassosi tipo Giove. Senza un nucleo planetesimale, tale accumulo di gas potrebbe essere troppo lento prima che il disco si disperda. Perciò le planetesimali sono cruciali nella formazione dei giganti secondo il modello di accrezione del nucleo.
7.2 Composti volatili
Le planetesimali formatesi oltre la linea della neve contengono molto ghiaccio e volatili. Successivamente, a causa di espulsioni o collisioni tardive, possono portare acqua e composti organici ai pianeti rocciosi interni, contribuendo forse in modo significativo alla abitabilità. L'acqua terrestre potrebbe essere parzialmente arrivata da planetesimali o comete della fascia degli asteroidi.
7.3 Residui minori
Non tutte le planetesimali si aggregano in pianeti. Alcune rimangono come asteroidi, comete o oggetti della fascia di Kuiper e corpi considerati Troiani. Queste popolazioni conservano materiale primordiale del disco, fornendo prove “archeologiche” sulle condizioni e i tempi di formazione.
8. Ricerche future sulla scienza delle planetesimali
8.1 Risultati osservativi (ALMA, JWST)
Osservazioni ad alta risoluzione possono rivelare non solo le sottostrutture del disco, ma anche concentrazioni o filamenti di particelle solide corrispondenti a instabilità di flusso. Un'analisi chimica dettagliata (es. isotopologi del CO, composti organici complessi) in questi filamenti aiuterebbe a confermare le condizioni favorevoli alla formazione delle planetesimali.
8.2 Missioni spaziali verso corpi minori
Missioni come OSIRIS-REx (per riportare campioni da Bennu), Hayabusa2 (Ryugu), le imminenti Lucy (per asteroidi Troiani) e Comet Interceptor ampliano la comprensione della composizione e della struttura interna delle planetesimali. Ogni campione riportato o sorvolo ravvicinato aiuta a migliorare i modelli di condensazione del disco, le storie di collisione e la presenza di composti organici, chiarendo come le planetesimali si siano formate e evolute.
8.3 Miglioramenti teorici e computazionali
Modelli particellari o fluidodinamico-cinetici migliori offriranno maggiori opportunità per comprendere l'instabilità del flusso, la fisica delle collisioni tra polveri e i processi su varie scale (dai granuli submm ai planetesimali di dimensioni plurichilometriche). Sfruttando risorse HPC ad alte prestazioni, possiamo unire le sfumature microscopiche delle interazioni tra granuli e il comportamento collettivo degli sciami di planetesimali.
9. Sintesi e nota conclusiva
L'accrezione dei planetesimali è una fase essenziale in cui le “polveri cosmiche” si trasformano in mondi tangibili. Dalle interazioni microscopiche degli urti tra polveri fino all'instabilità del flusso che favorisce la formazione di corpi di chilometri, la comparsa dei planetesimali è sia complessa che necessaria per far crescere embrioni planetari e infine pianeti completamente sviluppati. Le osservazioni nei dischi protoplanetari e debris, insieme ai dati di ritorno da piccoli corpi del Sistema Solare, mostrano l'interazione caotica di collisioni, deriva, coesione e collasso gravitazionale. In ogni fase – dalla polvere ai planetesimali e protopianeti – si rivela una danza di materia accuratamente coreografata (sebbene un po' casuale), guidata dalla gravità, dalla dinamica orbitale e dalla fisica del disco.
Combinando questi processi, colleghiamo l'aggregazione delle polveri più fini nel disco con le magnifiche architetture orbitali dei sistemi multiplanetari. Come la Terra, anche molti esopianeti iniziano dall'aggregazione di questi minuscoli granuli di polvere – planetesimali, che seminano intere famiglie di pianeti, che nel tempo possono persino diventare abitabili.
Collegamenti e letture successive
- Weidenschilling, S. J. (1977). “Aerodinamica dei corpi solidi nella nebulosa solare.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 180, 57–70.
- Blum, J., & Wurm, G. (2008). “I meccanismi di crescita dei corpi macroscopici nei dischi protoplanetari.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 46, 21–56.
- Johansen, A., et al. (2007). “Formazione rapida di planetesimi nei dischi circumstellari turbolenti.” Nature, 448, 1022–1025.
- Lambrechts, M., & Johansen, A. (2012). “Crescita rapida dei nuclei dei giganti gassosi tramite accrescimento di ciottoli.” Astronomy & Astrophysics, 544, A32.
- Birnstiel, T., Fang, M., & Johansen, A. (2016). “Evoluzione della polvere e formazione dei planetesimi.” Space Science Reviews, 205, 41–75.
- Windmark, F., Birnstiel, T., Ormel, C. W., & Dullemond, C. P. (2012). “Superare le barriere di crescita nella formazione dei planetesimi.” Astronomy & Astrophysics, 544, L16.
- Morbidelli, A., Lunine, J. I., O’Brien, D. P., Raymond, S. N., & Walsh, K. J. (2012). “Costruire pianeti terrestri.” Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 40, 251–275.