ORIGINE DEL NOSTRO SISTEMA SOLARE
Questa è una breve
sintesi della teoria corrente sugli eventi che segnarono la
nascita del sistema solare:
- Una nube di gas e polveri
interstellari (la "nebulosa solare") viene perturbata e
collassa sotto la sua stessa gravità. La perturbazione potrebbe
essere stata, ad esempio, l'onda d'urto di una vicina supernova.
- Quando la nube collassa,
si riscalda e si comprime al centro. Si scalda abbastanza per
vaporizzare le polveri. Si suppone che il collasso iniziale sia
durato meno di 100.000 anni.
- Il centro si comprime
abbastanza per diventare una protostella, mentre il resto del gas
orbita intorno ad esso. La maggior parte del gas precipita verso
l'interno e va ad aumentare la massa della stella in formazione.
Ma il gas sta ruotando: perciò la forza centrifuga impedisce che
una parte del gas finisca nella stella. Invece esso forma un
"disco di accrescimento" intorno alla stella. Il disco
perde gradualmente la sua energia e si raffredda.
- Primo punto di
distinzione. A seconda di alcuni dettagli, il gas orbitante
intorno alla protostella potrebbe essere instabile e comprimersi
a sua volta sotto la sua stessa gravità. Ciò produce una stella
doppia. Ma se non è instabile...
- Il gas si raffredda
abbastanza perché i metalli, la roccia e il ghiaccio (lontano a
sufficienza dalla stella in formazione) si condensino in piccole
particelle (cioè una parte del gas torna ad essere polvere). I
metalli si condensano quando si forma il disco di accrescimento
(4,55-4,56 miliardi di anni fa, secondo le misurazioni di isotopi
in alcune meteoriti); la roccia si condensa un po' più tardi
(fra 4,4 e 4,55 miliardi di anni fa).
- Le particelle di polvere
collidono le une contro le altre e formano particelle più
grandi. Questo va avanti finché le particelle raggiungono le
dimensioni di ciottoli o piccoli asteroidi.
- La crescita si
intensifica. Una volta che le maggiori di queste particelle
diventano grandi abbastanza per avere una gravità non
insignificante, il loro ritmo di crescita aumenta. La loro
gravità (sebbene ancora molto debole) dà loro una posizione di
vantaggio sulle particelle più piccole: queste vengono attirate
in numero sempre maggiore, e molto rapidamente i grandi oggetti
riescono ad accumulare tutta la materia solida vicina alla loro
orbita. La loro grandezza dipende dalla loro distanza dalla
stella e dalla densità e composizione della nebulosa
protoplanetaria. Nel sistema solare, dicono le teorie, c'è un
grande asteroide delle dimensioni della Luna verso l'interno, e
un asteroide quindici volte più grande della Terra verso
l'esterno. Dovrebbe esserci stato il grande salto di dimensioni
tra le attuali orbite di Marte e Giove: l'energia del Sole
dovrebbe aver mantenuto la materia allo stato gassoso nelle sue
vicinanze, mentre la materia solida sarebbe divenuta più comune
al di là di una certa distanza dal Sole. Si ritiene che
l'accrescimento di questi "planetesimi" sia durato da
alcune centinaia di migliaia a circa venti milioni di anni: il
tempo maggiore è stato impiegato dai protopianeti più esterni.
- Due domande e secondo
punto di distinzione. Quanto erano grandi questi protopianeti? E
a quale velocità si formarono? In questo periodo, circa 1
milione di anni dopo il raffreddamento della nebulosa, la stella
dovrebbe cominciare a generare un forte vento solare, che spinge
lontano tutto il gas residuo nella nebulosa protoplanetaria. Se
il protopianeta è abbastanza grande in tempo, la sua gravità
sarebbe riuscita a raccogliere il gas, ed esso sarebbe diventato
un gigante gassoso. Altrimenti, esso sarebbe rimasto un corpo di
roccia o ghiaccio.
- A questo punto, il
sistema solare è composto solo da corpi protoplanetari solidi e
da giganti gassosi. I "planetesimi" avrebbero quindi
cominciato a collidere l'uno con l'altro e a diventare più
massicci.
- Infine, passati da dieci
a cento milioni di anni, si finisce con una decina di pianeti, su
orbite stabili, e questo è un sistema solare. Questi pianeti e
le loro superfici potrebbero essere stati fortemente modificati
da un'ultima grande collisione (per esempio la composizione in
larga misura metallica di Mercurio o della Luna).
Nota: Questa era la teoria della formazione planetaria prima
della scoperta di pianeti extrasolari. Le scoperte non collimano
con le previsioni della teoria. Ciò potrebbe essere determinato
da mancanze dell'osservazione o da problemi con la teoria.