Astronomia

Nebulose e gravità: breve storia della nascita ed evoluzione del Sistema Solare

Rappresentazione del nostro Sistema Solare (fonte: sushi168.com)
Rappresentazione del nostro Sistema Solare (fonte: sushi168.com)

Come tutti sappiamo, il Sistema Solare è il nostro sistema planetario.
In orbita attorno al Sole (la stella più grande del sistema), troviamo gli otto pianeti che lo costituiscono (4 rocciosi e 4 gassosi), attratti dalla sua forza di gravità, assieme ai loro satelliti naturali e ad altri corpi celesti minori: appartengono a quest’ultima categoria gli asteroidi (ripartiti in due cinture asteroidali: la fascia principale e la fascia di Kuiper ), le comete (situate nella cosiddetta nube di Oort), le meteoroidi e la polvere interplanetaria.

Non è facile definire le dimensioni del Sistema Solare: generalmente viene considerato come una sfera irregolare del diametro di circa 80 UA (Unità astronomica: pari alla distanza media tra la Terra e il Sole, cioè circa 150 milioni di km); si trova nel braccio di Orione della Via Lattea, dal cui centro dista quasi 28.000 anni luce.

Per molto tempo (e ancora oggi per alcuni aspetti) l’origine del Sistema Solare ha rappresentato un mistero per gli scienziati planetari: tuttavia, potenti telescopi come Hubble che ci permettono di scrutare sempre più lontano nell’Universo, sonde e spacecrafts che raccolgono sempre nuove informazioni in forma di dati e campioni, uniti ai progressi della fisica nucleare e nell’astrofisica, ci consententono oggi di formulare ipotesi sempre più precise su come sia venuto alla luce il nostro Sistema Solare. Questo sarà l’argomento dell’articolo che vi state apprestando a leggere.

Tra poco ci addentreremo all’interno di quello che viene chiamato il mezzo interplanetario, cioè lo spazio tra i corpi celesti del Sistema solare, costituito da pulviscolo, gas e particelle elementari.

Torneremo indietro nel tempo fino a 13,82 miliardi di anni fa, quando tutto ha avuto inizio.

Un Grande Bang

13,82 miliardi di anni fa: il Big Bang.

Lo spazio e il tempo si espandono dal nulla e si allargano rapidamente, finché la temperatura dell’Universo non raggiunge i 5000°C, ed è possibile l’attrazione tra i primi elettroni e protoni: compare il primo elemento, l’idrogeno (1 elettrone ed 1 protone).

L’Universo, da compatto ed omogeneo, diviene sempre più trasparente, permettendo alla luce di diffondersi. L’idrogeno inizia a formare nubi sempre più grandi e massicce, tanto da crollare sotto il loro stesso peso: nascono le prime stelle, all’interno delle quali la pressione è tale da fondere l’idrogeno, trasformandolo in elio. All’improvviso, 3 nuclei di elio collidono, e si forma un altro elemento: il carbonio. Il carbonio assorbe poi altro elio, trasformandosi in ossigeno. Lo spazio si accende della prima luce stellare.

Supernova conseguente l’esplosione di una stella (fonte: NASA)
Supernova conseguente l’esplosione di una stella (fonte: NASA)

 

Il raffreddamento dell’Universo procede, trasformando alcune regioni del cosmo in deserti freddi, nei quali pochi atomi isolati si incrociano difficilmente a causa della luce ultravioletta. All’interno delle enormi nubi di gas accade l’opposto: qui la luce non penetra a causa dell’elevata densità, quindi migliaia di atomi si incontrano, unendosi a formare nuove molecole e ad accendere sempre nuove stelle. Questi neonati astri spesso collidono gli uni contro gli altri, fintanto che la loro massa è talmente grande da non poter più condensarsi: avvengono quindi le prime esplosioni stellari. Masse di gas caldissimo vengono proiettate a tutti gli angoli del cosmo, ed anche verso il suo centro, dove ancora si trovano nuvole di idrogeno risalenti al Big Bang: queste inglobano tutti gli elementi più pesanti provenienti dalle stelle morte.

Miliardi di galassie embrionali assistono al primo incontro tra ossigeno e idrogeno: nasce la molecola d’acqua.

Si forma il Sistema Solare

4,6 miliardi di anni fa. Sono passati circa 9 miliardi di anni dal Big Bang. Nascono sempre nuove stelle e compaiono galassie che iniziano a vorticare, talvolta scontrandosi. Anche la nostra Via Lattea si scontra più volte con altre sue simili, finché da uno di questi scontri non si produce una grande nebulosa ricca di materia. Non sappiamo se ad essa abbia contribuito anche l’esplosione di una stella vicina; sta di fatto che questa nube molecolare ricca di idrogeno inizia a collassare, formando un denso nucleo esteso per 2.000-20.000 AU: la culla del nostro Sole, la nebulosa pre-solare. Questa nebulosa ruota sempre più velocemente man mano che collassa, e gli scontri sempre più frequenti tra gli atomi al suo interno provocano un aumento della temperatura.

Disco protoplanetario con al centro la protostella che originerà il nostro Sole (fonte: sushi168.com)
Disco protoplanetario con al centro la protostella che originerà il nostro Sole (fonte: sushi168.com)

Nel corso di circa 100.000 anni la concomitanza di forza di gravità, pressione dei gas, campo magnetico e forza di rotazione fa contrarre la nebulosa, formando il cosiddetto disco protoplanetario, del diametro di circa 200 AU. Al centro, si forma una calda e densa protostella, nella quale la fusione dell’idrogeno non è ancora iniziata: il Sole.

Habemus planetas: la formazione dei pianeti

Attorno alla protostella centrale cominciano ad orbitare polveri e particelle solide di roccia e ghiaccio.

La regione più interna del neonato Sistema Solare (inferiore alle 4 AU) è troppo calda per permettere a molecole volatili come acqua e metano di condensare: per questo motivo, i primi pianetesimali che si formano sono costituiti da metalli e rocce silicatiche. Questi corpi rocciosi danno origine ai pianeti terrestri: Mercurio, Venere, Terra e Marte. Essendo composti da sostanze molto rare nell’Universo (0,6% della massa della nebulosa) questi pianeti non crescono molto in dimensioni; durante la loro formazione, essi restano immersi in un disco di gas e polveri: man mano che questo si dissiperà, i pianeti terrestri migreranno gradualmente in nuove orbite (i più interni verso la parte più interna del disco protoplanetario).

Nel punto del Sistema Solare chiamato linea di congelamento (2,7 AU: attualmente tra Marte e Giove, nella cintura di asteroidi) la temperatura è sufficientemente bassa da permettere ad acqua, ammoniaca e metano di raggiungere lo stato solido: oltre questa zona si formano i pianeti giganti, o giganti gassosi, e la fascia di Kuiper, prevalentemente formati da questi composti. Altri pianetesimali originatisi tra Marte e Giove non riescono ad accrescersi ulteriormente a causa della grande spinta gravitazionale di questo gigante: tra le 2 e le 4 AU si forma la fascia di asteroidi.

Urano e Nettuno si formano dopo Giove e Saturno, dopo che il forte vento solare ha portato via gran parte del materiale del disco protoplanetario: il risultato è un piccolo accumulo di idrogeno ed elio. Probabilmente, questi due pianeti si formano molto più vicini al Sole, addirittura tra Giove e Saturno. Altri pianetesimali più esterni vengono scagliati in orbite casuali a causa delle interazioni gravitazioni esistenti tra i pianeti giganti, e formano la Nube di Oort, popolata da comete a lungo periodo.

Dopo 10 milioni di anni dalla nascita del Sole, il vento solare elimina tutti e gas e le polveri presenti nel disco protoplanetario, terminando la crescita dei pianeti.

Il Sistema Solare in quest’epoca è popolato da circa 50 – 100 embrioni di pianeti di dimensioni comprese tra la Luna e Marte, la cui unica via per crescere ulteriormente di dimensioni è collidere e fondersi. Probabilmente, è durante questo periodo di collisioni e scontri tra pianetesimali che arriva l’acqua sulla Terra, forse trasportata da uno di questi corpi rocciosi provenienti dalle regioni più remote e fredde del Sistema Solare.

Le orbite dei pianeti giganti continuano a cambiare a causa dell’attrazione gravitazionale: intorno a 4 miliardi di anni fa, Giove e Saturno entrano in una risonanza 2:1, cioè Saturno orbita il Sole una volta ogni 2 orbite di Giove. Questa risonanza crea la spinta gravitazionale che porta Nettuno oltre Urano, all’interno della fascia di Kuiper.

Un Intenso Bombardamento Tardivo

L’enorme spinta gravitazionale generata dall’interazione tra i pianeti giganti porta un gran numero di asteroidi nelle regioni più interne del Sistema Solare: 500-600 milioni di anni dopo la formazione del Sistema Solare si verifica il cosiddetto Late Heavy Bombardment (Intenso Bombardamento Tardivo, LHB), durante il quale, per diversi milioni di anni, i pianeti ormai formatisi vengono investiti da una pioggia di asteroidi, della quale abbiamo oggi evidenti testimonianze geologiche su corpi come la Luna e Mercurio.

Le più antiche evidenze di forme di vita terrestre risalgono a 3,8 miliardi di anni fa, esattamente dopo la fine del THB.

Questa però è un’altra storia.

Effetti del Late Heavy Bombardment anche sul pianeta Terra (fonte: NASA)
Effetti del Late Heavy Bombardment anche sul pianeta Terra (fonte: NASA)

Lisa Foschi

Laureata in Scienze Biologiche all'Alma Mater Studiorum di Bologna, attualmente sta continuando i suoi studi universitari alla Laurea Magistrale in Biodiversità ed Evoluzione presso lo stesso Ateneo. La sua aspirazione è quella di intraprendere la carriera di biologa evoluzionista per poter un giorno diventare anche astrobiologa. I suoi interessi accademici sono orientati verso Astronomia, Fisica, Antropologia e Storia dell'evoluzione. Adora i videogames, la letteratura, gli anime giapponesi e il disegno.

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