Acesta este un articol prezentat. Faceți clic aici pentru informații mai detaliate

Nebuloasa solară

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Impresia artistului asupra unui sistem planetar în formare.

Ipoteza nebuloasei solare (SNDM, acronim al modelului englezesc de disc solar nebular [1] ) este modelul cel mai acceptat de comunitatea științifică pentru a explica formarea sistemului solar și, mai general, a planetelor și a sistemelor planetare . [2] În prima formulare, ipoteza a fost propusă în 1734 de Swedenborg [3] și ulterior reluată și adaptată de Kant , care își recunoaște în mod deschis datoria față de Lucretius [4] și Laplace , de unde și denumirea alternativă a modelului Kant-Laplace . [5]

Procesul de formare planetară este strâns legat de cel al formării stelelor , din care constituie un produs secundar. Conform modelului standard de formare a stelelor, nașterea unei stele are loc prin prăbușirea unui nor molecular , al cărui produs este protostelul . De îndată ce steaua în creștere încheie această fază și intră în pre-secvența principală , discul care a mediat acreția sa devine protoplanetar ; temperatura acesteia scade, permițând formarea de mici boabe de praf formate din roci (în principal silicați ) și gheață de diferite feluri, care la rândul lor se pot îmbina între ele pentru a da naștere blocurilor de câțiva kilometri, planetesimalele . [6] Dacă masa discului este suficient de mare, într-o perioadă de timp astronomică scurtă (100.000-300.000 de ani) planetesimalele se pot îmbina între ele pentru a da naștere embrionilor planetari, numiți protoplanete , care, într-o perioadă de timp între 100 de milioane și un miliard de ani, acestea suferă o fază de coliziuni violente și fuziuni cu alte organisme similare; rezultatul final va fi formarea unor planete terestre . [5]

Formarea giganților gazoși este în schimb un proces mai complicat, care ar avea loc dincolo de așa-numita linie de îngheț , [7] [8] o regiune populată de un număr mare de protoplanete înghețate mai mari decât cele exclusiv stâncoase. [2] Nu este complet clar ce se întâmplă în urma formării protoplanetelor înghețate; se pare, totuși, că unele dintre acestea, datorită coliziunilor, cresc până ajung la o masă de aproximativ 10 mase ale Pământului - M ⊕ - , [9] depășită ceea ce ar declanșa un proces de acumulare, similar cu cel pe care steaua l-a întâlnit, dar pe o scară mai mică, pornind de la hidrogenul și heliul acumulate în regiunile exterioare ale discului. [7] [8] Această fază se încheie cu epuizarea gazelor disponibile. Ulterior planeta suferă, în urma interacțiunilor cu discul rezidual, un proces de migrare orbitală , mai mult sau mai puțin accentuat în funcție de întinderea interacțiunilor. [7] [10] Se crede că uriașii de gheață , cum ar fi Uranus și Neptun , constituie „nuclee eșuate”, formate atunci când majoritatea gazelor fuseseră epuizate. [5]

Nu toate stelele sunt capabile să creeze condițiile necesare pentru a permite formarea planetelor: de fapt, cele mai masive stele, din clasa O și B , [11] [12] emit o cantitate de radiație și vânt care șterge complet ceea ce rămâne a discului de acumulare, dispersând astfel materia primă pentru formarea de noi planete. [13]

fundal

Pierre-Simon Laplace , care a perfecționat ipoteza nebuloasei pentru a explica formarea sistemului solar.

Ipoteza nebuloasei solare a fost propusă pentru prima dată în 1734 de Emanuel Swedenborg [3] și a fost reînviată și dezvoltată în 1755 de Immanuel Kant , care cunoștea bine lucrările Swedenborg [1] și formulată independent de Pierre-Simon Laplace în 1796 . [1] Cu toate acestea, Descartes , în 1644 , propusese deja o teorie similară, care presupunea prezența vârtejurilor primordiale ale materiei contractante caracterizate prin mase și dimensiuni diferite; de la una dintre cele mai mari a provenit Soarele , în timp ce din cele mai mici s-au format planetele, care datorită rotației globale au intrat pe orbita în jurul său. [14]

Ipoteza Kant-Laplace sugerează că Soarele și planetele care orbitează toate au provenit din aceeași nebuloasă primordială, nebuloasa solară. Formarea sistemului ar fi început de la contracția nebuloasei, ceea ce ar fi determinat o creștere a vitezei sale de rotație , determinându-l să capete un aspect discoid cu o densificare mai mare a materiei în centrul său, din care proto- Soarele . Restul materiei circumsolare s-ar condensa mai întâi în inele, din care planetele vor proveni ulterior. [1]

Deși s-a bucurat de un mare credit în secolul al XIX-lea, ipoteza laplaciană nu a putut explica unele particularități găsite, în primul rând distribuția impulsului unghiular între Soare și planete: planetele dețin de fapt 99% din impulsul unghiular, în timp ce model simplu al nebuloasei prevede o distribuție mai „echitabilă” a impulsului unghiular între Soare și planete; [1] din acest motiv, acest model a fost depozitat la începutul secolului al XX-lea .

Căderea modelului Laplace i-a stimulat pe astronomi să caute alternative valide care să-l înlocuiască. În secolul al XX-lea, au fost propuse numeroase teorii, inclusiv teoria planetesimalelor lui Thomas Chamberlin și Forest Moulton (1901), modelul de maree al lui Jeans (1917), modelul de acumulare a lui Otto Schmidt (1944), teoria protoplanetară de William McCrea (1960) și în cele din urmă teoria capturării lui Michael Woolfson . [1] Cu toate acestea, aceste modele nu au găsit deseori confirmări observaționale. [1]

Eșecurile modelelor alternative și identificarea în ultimele decenii ale secolului al XX-lea a structurilor similare discului protosolar din jurul obiectelor stelare tinere au dus la reevaluarea ideii laplaciene. [15] În 1978, Andrew Prentice a reluat ideile de bază ale modelului lui Laplace, formulând o revizuire modernă. [1] Nașterea teoriei actuale a formării sistemelor planetare, Modelul discului nebular solar (SNDM), se datorează totuși astronomului sovietic Viktor Safronov , [16] [17] a cărui lucrare a avut o influență durabilă asupra modului de gândire a oamenilor de știință despre formarea planetară. [18] El, în lucrările sale, a formulat și a rezolvat majoritatea problemelor majore întâmpinate în fizica procesului de formare planetară. Ideile lui Safronov au fost dezvoltate ulterior în opera lui George Wetherill , care a descoperit fenomenul creșterii galopante . [1]

Deși inițial se aplica doar sistemului solar , modelul nebuloasei a fost apoi extins, cel puțin teoretic, la întregul univers ; confirmarea sa a venit de la descoperirea, din 1995 , a peste 4000 de planete în afara sistemului solar din galaxia noastră . [19]

Faza preliminară: formarea stelei părinte și a discului protoplanetar

Nașterea vedetei

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Formarea stelelor .
Imagine vizibilă și cu infraroșu a Nebuloasei Trifide , care prezintă prezența a numeroase protostele (indicate prin săgeți) ascunse de gazul și praful norului molecular, care apar ca pete luminoase în imaginea cu infraroșu fără un omolog optic.

O condiție prealabilă necesară pentru generarea unui sistem planetar este formarea stelei părinte. Modelul care se bucură în prezent de cel mai mare credit în rândul comunității astronomice, numit modelul standard de formare a stelelor , [20] prezice că o stea se naște din prăbușirea gravitațională și fragmentarea celor mai dense porțiuni (numite „nuclee”) ale unei molecule. nor și din creșterea ulterioară a embrionului stelar, provenind din prăbușirea fragmentelor, începând de la materialele prezente în nor. [5] [15] [21]

Un nor molecular tipic gigant are o densitate de ordinul a 100 de particule pe cm 3 , un diametru de peste 100 de ani lumină , o masă mai mare de un milion de mase solare (M ☉ ) [22] și o temperatură medie, în interior, de 10 K. Norul rămâne într-o stare de echilibru dinamic până când energia cinetică a gazului, care generează o presiune spre exterior, și energia potențială a gravitației , cu o direcție centripetă, sunt egale. Pe parcursul a milioane de ani, totuși, mișcările turbulente interne ale gazului sau influențele externe (explozii de supernova , interacțiuni între galaxii etc. [20] ) determină o susceptibilitate mai mare la prăbușirea gravitațională și o fragmentare a norului în din ce în ce mai mică porțiuni., [23] până când fragmentele ating o masă stelară. [5] [21] Aceste fragmente protostelare au diametre de ordinul 0,01–0,1 parsec (2.000–20.000 unități astronomice - AU ) și o densitate de aproximativ 10.000–100.000 de particule pe cm 3 . [N 1] [21] [24]

Prăbușirea inițială a unei nebuloase de masă solară protostelară durează aproximativ 100.000 de ani. [5] [21] Fiecare nebuloasă posedă inițial o anumită cantitate de impuls unghiular . Gazul prezent în cele mai centrale porțiuni ale nebuloasei, al cărui moment unghiular este relativ scăzut, suferă o compresie rapidă pentru a forma un miez hidrostatic fierbinte (care nu se contractă), conținând doar o mică fracțiune din masa totală a nebuloasei, pe care se află gazele rămase din primul precipitat precipitat; [25] acest nucleu constituie embrionul primitiv al viitoarei stele. [5] [25] Pe măsură ce colapsul continuă, viteza de rotație a materialului în cădere liberă crește în conformitate cu principiul conservării impulsului unghiular ; [26] [27] prin urmare, gazul norului nu cade direct pe nucleul central, ci este forțat într-o structură discoidală , aliniată cu planul ecuatorial al embrionului, în care materia se spirală treptat spre nucleul central în timpul faza de creștere . [5] [26] [27] Când această fază de creștere se oprește, se formează protostelul . [25] În acest stadiu, protostarul și discul său de acumulare sunt nedetectabile deoarece sunt puternic ascunse de un plic (sau plic) format din norul de gaz și praf, [28] a cărui opacitate este atât de mare încât să blocheze și radiația milimetrică ; [5] [28] la lungimile de undă submilimetrice, astfel de structuri apar în schimb ca densități luminoase. [24] Astrofizicienii definesc această fază evolutivă a protostelului drept „ clasa 0 ”. [28] Colapsul este adesea însoțit de emisia, de-a lungul axei de rotație a protostelului, a jeturilor bipolare , poate rezultatul interacțiunii discului cu liniile de forță ale câmpului magnetic protostelar , care se ramifică de la polii protostelului.în scopul dispersării excesului de moment unghiular care altfel ar duce protostelul la fragmentare. [15] Astfel de jeturi sunt adesea observate în regiunile de formare a stelelor sub formă de obiecte Herbig-Haro . [29]

Imagine cu infraroșu realizată de telescopul spațial Spitzer al jeturilor polare emise în obiectul Herbig-Haro HH 46/47 .

Luminozitatea unui protostar de clasa 0 este mare: un protostar de masă solară poate radia de până la 100 de ori cantitatea de energie radiată de soare . [28] Principala sursă de energie a protostelului este prăbușirea în sine, deoarece în această fază încă incipientă protostelul nu topește hidrogenul. [25] [30]

Pe măsură ce căderea spre discul materialului plic continuă, acesta devine din ce în ce mai transparent din punct de vedere optic, făcând tânărul obiect stelar observabil mai întâi în infraroșul îndepărtat, apoi în vizibil . [24] În acest moment, la aproximativ 100.000 de ani după ce a început prăbușirea, [5] steaua începe să fuzioneze un izotop de hidrogen, deuteriu . [30] Obiectul devine astfel o stea T Tauri și face parte din clasa I. [28] [N 2] [31] Steaua în creștere a dobândit deja o mare parte din masa sa finală: masa totală a discului și a plicul rezidual nu depășește 10-20% din masa obiectului central. [24]

Aproximativ un milion de ani mai târziu [5] plicul dispare, fiind absorbit complet de disc, în timp ce tânărul T Tauri din centrul său devine clar vizibil. [32] Masa discului în jurul unui T Tauri clasic corespunde cu aproximativ 1-3% din masa tinerei stele și determină creșterea sa ulterioară cu o rată de 10 −7 –10 −9 mase solare pe an; [33] există adesea o pereche de jeturi polare perpendiculare pe planul discului. [34] Procesul de acumulare explică toate particularitățile clasicului T Tauern: fluxuri intense (până la 100% din luminozitatea stelei) și linii de emisie intense prezente în spectrul său. [N 3] [35] Faza clasică T Tauri se încheie după aproximativ zece milioane de ani, [5] timpul necesar pentru atingerea condițiilor de temperatură și presiune din nucleu pentru declanșarea fuziunii hidrogenului protozo ; steaua intră astfel în secvența principală . [25]

De la discul de acumulare la discul protoplanetar

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: disc de acumulare și disc protoplanetar .
Un disc protoplanetar în jurul unei stele foarte tinere născută în Nebuloasa Orion .

După cum am văzut, prezența unui disc circumstelar este o consecință a nevoii stelei formatoare de a dispersa excesul de moment unghiular; în consecință, este o structură care se formează devreme în timpul formării stelelor, dar este nedetectabilă pentru majoritatea fazelor inițiale datorită opacității gazelor și a prafului din jur. [28] Discul unui protostar de clasa 0 este un disc tipic de acumulare, masiv și fierbinte, [26] [27] cu o temperatură care depășește cu ușurință 400 K în 5 UA și 1 000 K în 1 UA. [36] Aceste temperaturi, datorate încălzirii cauzate de disiparea turbulențelor vâscoase interne și de mișcarea de cădere liberă a gazului spre centru, [26] [27] determină elementele mai volatile, cum ar fi apa , diferiți compuși organici iar unele roci se evaporă, relegându-le în regiunile mai periferice ale discului și lăsând materialele cu un punct de sublimare mai ridicat, cum ar fi fierul, în regiunile interioare. [36]

Principala problemă din fizica discurilor de acumulare se referă la modalitățile care duc la formarea turbulenței și mecanismele responsabile de vâscozitățile ridicate întâlnite. [5] Se consideră că vâscozitatea turbulentă este responsabilă pentru transferul de masă din anvelopa gazoasă către protostarul central și pentru impulsul unghiular către periferia discului; această ultimă condiție este vitală pentru continuarea creșterii, deoarece gazul poate crește protostarul doar dacă își pierde o mare parte din impulsul său unghiular. [26] [37] Rezultatul acestui proces este creșterea atât a protostelului, cât și a razei discului, care poate ajunge până la 1 000 UA dacă impulsul unghiular inițial al nebuloasei este suficient de mare. [27] Discurile vaste sunt văzute în mod normal în multe regiuni de formare a stelelor, cum ar fi Nebuloasa Orion . [38]

Discul care înconjoară steaua AU Microscopii observat de telescopul spațial Hubble .

Durata de viață a discurilor de acumulare este de aproximativ 10 milioane de ani. [39] Când steaua în creștere atinge faza clasică T Tauri, discul devine mai subțire și se răcește, [33] permițând materialelor mai puțin volatile prezente în regiunile cele mai interioare, cum ar fi silicații , să se condenseze și, în cele din urmă, să cristalizeze , formând granule mari de pulbere 0,1 –1 µm. [40] Discul devine astfel protoplanetar . [5] [39] [41] Transferul materiei din regiunile ultraperiferice către centrul discului permite granulelor nou formate să „se amestece” cu cele preexistente din periferie, care conțin materie organică și alte materiale volatile. Acest fenomen ar explica unele particularități în compoziția corpurilor minore ale sistemului solar, cum ar fi prezența reziduurilor de praf interstelar în cei mai vechi meteoriți și incluziunile refractare în comete . [36]

Instabilitatea gravitațională a discului poate determina fragmentarea acestuia în grupuri mari, dintre care cel mai dens se poate prăbuși, [37] provocând formarea rapidă (estimată în aproximativ 1 000 de ani) a unor giganți gazoși [42] sau chiar pitici maronii . [43] Cu toate acestea, se pare că acest mecanism de formare planetară este prerogativa doar a celor mai masive discuri (0,3 M ☉ , pentru comparație în medie, discurile au o masă de 0,01-0,03 M ☉ ); deoarece discurile cu mase similare sunt rare, acest mecanism este destul de rar. [5] [44]

Deoarece planetesimalele sunt extrem de numeroase și larg distribuite de-a lungul discului, unele dintre ele nu participă la formarea planetelor. Astăzi se crede că asteroizii și cometele constituie ceea ce rămâne din planetesimalele antice care s-au fragmentat din cauza numeroaselor coliziuni care au avut loc de-a lungul timpului. [45]

Pot exista mai multe motive care să ducă la dispariția discurilor protoplanetare: absorbția lor de către steaua mamă în creștere sau expulzarea materialului prin jeturile bipolare; [33] [34] efectul Poynting-Robertson ; [46] ca o consecință a fotoevaporării prin radiații UV emise de steaua centrală în timpul fazei T Tauri [47] sau de stelele din apropiere. [48] Gazul porțiunii centrale poate crește, de asemenea, planetele în formare sau poate fi expulzat din ele, în timp ce praful mai ușor este suflat de presiunea de radiație a stelei centrale. Rezultatul final va fi fie formarea unui sistem planetar, fie un disc de resturi reziduale , sau nu va rămâne nimic din acesta, în cazul în care planetesimalele nu ar fi fost posibile. [5]

Etapele formării planetei

Cronologia formării planetare [7]

Mii de ani



Milioane de ani

Reorganizarea discului protoplanetar și formarea planetesimalelor

Impresia artistului asupra discului de gaz și praf care înconjoară un sistem planetar care se formează.

Particulele de praf interacționează cu gazele prezente în disc; boabe mai mari de o orbită milimetrică în jurul stelei la o viteză mai mare decât gazul, care exercită un efect de frânare care îi obligă să spiraleze pe o orbită spirală spre centrul discului. [7] Pe măsură ce înaintează spre centru, granulele de praf se încălzesc și, atunci când ajung la un punct precis al sistemului, foaia de gheață de apă care le acoperă sublimă . Regiunea în care se întâmplă acest lucru se numește linie de îngheț sau limită de zăpadă și delimitează sistemul într-o regiune internă, unde predomină rocile, și o regiune externă, unde în schimb există o prevalență a materialelor volatile în stare solidă. [7]

La linia de îngheț , moleculele de apă tind să se acumuleze pe boabe; aceasta are repercusiuni asupra proprietăților gazelor, care determină o scădere a presiunii care este compensată de o creștere a vitezei de rotație a gazului. În acest fel, boabele de praf nu mai suferă o încetinire, ci o accelerație care încetinește căderea lor spre centrul sistemului. [7] Acest lucru provoacă o acumulare progresivă de praf în corespondență cu linia de îngheț , care favorizează coliziunile dintre granule și formarea corpurilor mai mari, de până la câțiva centimetri, [49] dintre care unele continuă în avans spre regiunile interne părți ale discului. [7] Semnele acestei faze sunt observate prin analiza spectrului discului în infraroșu. [40] Alte procese de agregare conduc la formarea blocurilor stâncoase de ordinul unui kilometru, planetesimalele , considerate „cărămizile” viitoarelor planete. [5] [49]

Unele teorii recente cred că este puțin probabil ca planetesimalele să se formeze din coliziunea câtorva corpuri mari, datorită faptului că ar avea câmpuri gravitaționale scăzute și interacțiunile electrostatice ar pierde valoare pentru corpurile mai mari de câțiva centimetri. Din acest motiv, planetesimalele ar fi mai probabil să se formeze din coalescența multor corpuri mici împinse de propria lor gravitație, simulând un colaps gravitațional la scară mică. [50]

Formarea protoplanetelor

După formarea lor, planetesimalele suferă un proces cunoscut sub numele de acreție galopantă (în engleză runaway accretion), [51] așa-numita deoarece rata de creștere a masei este proporțională cu R 4 ~ M 4/3, unde R și M sunt raza și masa a corpului în creștere, respectiv. [52] Deoarece rata de creștere crește odată cu creșterea masei, corpurile mai mari cresc mai repede și în detrimentul corpurilor mai mici. [51] Această fază durează între 10 000 și 100 000 de ani și se termină atunci când cele mai mari corpuri ating diametrul de aproximativ 1 000 km. [51] Încetinirea progresivă a ritmului de creștere este determinată de perturbațiile gravitaționale exercitate de corpurile mai mari asupra planetesimalelor rămase, [51] [52] provocând în plus arestarea creșterii corpurilor mai mici. [51]

Impresia artistului asupra coliziunii a două protoplanete stâncoase în interiorul unui disc protoplanetar.

Următoarea fază este „creșterea oligarhică (acreție oligarhică) [51] și își datorează numele faptului că discul interior pare dominat de câteva sute de corpuri mari (poreclite oligarhi) care continuă să crească încet încorporând planetesimale; [51] termenul „oligarhi” este, de asemenea, justificat de faptul că niciun alt corp în afară de ei nu poate continua să-și mărească masa. [52] În această fază, rata de creștere este proporțională cu R 2 , care derivă din secțiunea oligarhului; [52] rata specifică de creștere este proporțională cu M -1 / 3 și scade pe măsură ce masa obiectului crește, permițând oligarhilor mai mici să ajungă din urmă cu cei mai mari. Oligarhii sunt ținuți la o distanță de aproximativ 10 · H r [N 4] unul de celălalt prin influența gravitațională a planetesimalelor reziduale, [51] în timp ce excentricitatea și înclinațiile orbitale rămân mici. Oligarhii continuă să crească atâta timp cât există disponibilitatea planetesimalelor în vecinătatea lor; [51] Se întâmplă uneori să se întemeieze oligarhi vecini. Masa finală a unui oligarh depinde de distanța față de steaua centrală și de densitatea planetesimalelor din apropiere și se numește „masa de izolare”. [52] Rezultatul fazei oligarhice este formarea a aproximativ 100 de corpuri de masă între cel al Lunii și cel al lui Marte, împrăștiat uniform la aproximativ 10 · H r . [53] Se crede că aceste corpuri se află în găurile din disc și sunt separate unele de altele de inele subțiri de planetesimale reziduale. Această fază ar dura câteva sute de mii de ani și va duce la formarea unui număr de embrioni planetari sau protoplanete . [5] [51]

Planete cu gaz

Formarea giganților gazoși este o problemă majoră în științele planetare . [44] Două teorii despre aceasta au fost formulate în cadrul modelului nebuloasei solare. Primul, modelul instabilității discului (modelul instabilității discului), prevede că giganții gazoși sunt formați din fragmentarea, sub acțiunea gravitației, a discurilor protoplanetare masive (vezi și paragraful De la discul de acumulare la discul protoplanetar ), [42] din care pot proveni și piticii bruni, considerată o încrucișare între planete și stele. Al doilea model propus este modelul de acumulare al nucleului (modelul de acumulare al nucleului) sau modelul instabilității nucleelor (modelul de instabilitate nucleată); [44] acesta din urmă pare a fi cel mai fiabil model, deoarece explică modul în care giganții de gaz se formează din discuri relativ ușor masive (<0,1 M ⊙ ). În acest model, formarea planetelor uriașe este împărțită în două faze: a) acumularea unui nucleu de aproximativ 10 M ⊕ ; b) acreția gazului pe nucleu plecând de la gazele discului protoplanetar. [5] [44]

Imagine care ilustrează discul care orbitează steaua Fomalhaut (α Piscis Austrini). Asimetriile sunt cauzate de prezența a cel puțin unei planete gigant gazoase într-un stadiu avansat de formare.

Se crede că formarea nucleului unui gigant gazos are loc aproximativ ca formarea planetelor terestre: [51] planetesimalele suferă o fază de creștere galopantă, urmată de o fază de creștere oligarhică; [52] ipotezele nu prevăd o fază de fuziune, din cauza probabilității scăzute de coliziune între protoplanete în regiunile exterioare ale sistemului planetar. [52] O altă diferență o constituie compoziția planetesimalelor: de fapt, planetesimalele din care vor proveni giganții gazoși se formează dincolo de linia de îngheț și constau în principal din gheață, cu un raport gheață: rocă de 4: 1. [54] Linia de îngheț are o mare importanță în geneza planetelor gazoase, deoarece acționează ca o barieră provocând o acumulare rapidă de materie chiar dincolo de ea. [7]

Cu toate acestea, modelele arată că din discurile mai puțin masive, capabile să dea naștere la planete terestre, se pot forma numai nuclee de 1-2 M ⊕ la 5 UA de stea (distanță similară cu cea care separă Jupiter de Soare în solar sistem) de peste 10 milioane de ani, [52] timp care reprezintă durata medie a discurilor din jurul stelelor asemănătoare Soarelui. [39] Au fost propuse mai multe soluții pentru a explica formarea nucleelor ​​de 10 M ⊕ : o creștere a masei disc (de cel puțin zece ori [52] ); migrarea protoplanetelor, care le permite să agregeze mult mai multe planeteimale; [54] în cele din urmă, creșterea ratei de creștere ca urmare a declanșării fenomenelor de rezistență dinamică fluidă în anvelopele gazoase ale embrionilor planetari. [54] [55] Combinația dintre unele dintre soluțiile propuse tocmai poate explica formarea nucleelor ​​din care au provenit planete precum Jupiter și Saturn ; [44] formarea planetelor similare cu Uranus și Neptun este mai problematică, deoarece nicio teorie nu a putut explica formarea in situ a nucleelor ​​lor la o distanță medie de steaua de 20-30 UA. [5] Pentru a rezolva întrebarea, s-a emis ipoteza că nucleele lor s-au format inițial în regiunea Jupiter și Saturn și că ulterior, în urma interacțiunilor gravitaționale, au fost împinse mai departe spre orbita lor actuală. [56]

Odată atinsă o masă suficientă (5-10 M ⊕ ), nucleele încep să îndepărteze gazele reziduale de pe disc. [5] Procesul continuă inițial cu o rată redusă, până când ajunge la aproximativ 30 M ⊕ în câteva milioane de ani; [54] [55] quindi il tasso di accrescimento subisce una forte accelerazione (accrescimento galoppante o runaway accretion ), che porta ad accumulare il restante 90% della massa definitiva del pianeta in circa 10 000 anni. [55] L'accrescimento del gas si arresta all'esaurimento della materia prima, il che avviene quando una lacuna si apre nel disco protoplanetario. [57] Stando a questo modello, i "giganti ghiacciati" (ovvero Urano e Nettuno) costituiscono dei "nuclei falliti", che hanno iniziato ad accrescere il gas troppo tardi, quando era in gran parte già stato o incorporato dagli altri due pianeti o espulso dal sistema a causa del vento solare .

La fase successiva all'accrescimento galoppante è caratterizzata dalla migrazione dei pianeti neoformati e da una continua ma più lenta aggregazione di una quota ridotta di gas. [57] La migrazione è causata dalle interazioni tra i pianeti e il disco residuo, il cui attrito determina un decadimento dell'orbita, [10] [57] che spesso porta a un enorme avvicinamento del pianeta alla stella, come nel caso dei pianeti gioviani caldi ("Giovi caldi" o Hot Jupiters ), giganti gassosi che orbitano ad una distanza ridotta dalla loro stella (spesso molto inferiore a quella che separa Mercurio dal Sole). [10] [57]

Rappresentazione artistica di un pianeta mentre orbita in una lacuna all'interno di un disco protoplanetario.

I giganti gassosi esercitano un'ulteriore influenza sulla regione prospiciente dei pianeti rocciosi: [58] le orbite degli embrioni di questi ultimi possono raggiungere eccentricità così elevate da favorire un loro incontro ravvicinato con un pianeta gassoso ed eventualmente, a causa dell'effetto fionda gravitazionale , da determinarne l'espulsione dal sistema planetario; [N 5] [45] [58] qualora tutti i protopianeti rocciosi andassero incontro a tale destino non si formerà alcun pianeta di questo tipo. [58] Una conseguenza di una tale situazione è che permane un alto numero di planetesimi, dal momento che i giganti gassosi sono incapaci di assorbirli tutti senza l'aiuto dei protopianeti rocciosi. La massa complessiva dei planetesimi rimanenti è comunque relativamente esigua, dal momento che l'azione combinata degli embrioni dei pianeti rocciosi (prima che siano espulsi) e dei pianeti giganti è abbastanza intensa da rimuovere il 99% degli oggetti più piccoli. [45] Tale regione potrà successivamente evolversi fino a formare una cintura asteroidale analoga alla fascia principale del sistema solare, collocata tra 2 e 4 UA dal Sole. [45] [58]

Circa il 25% degli Hot Jupiters conosciuti, [59] come WASP-17 b , [60] sembra possedere un'orbita retrograda rispetto al verso di rotazione della stella madre. Le ragioni di tale fenomeno sono state spiegate tramite simulazioni computerizzate in cui vengono prese in considerazione le perturbazioni gravitazionali che un pianeta posto in un'orbita esterna esercita su un pianeta più interno ma comunque localizzato ai margini della frost line . [59] [61] Tali perturbazioni sono deboli ma si sommano lungo un arco temporale molto lungo, determinando due sostanziali modificazioni: da una parte, l'accentuazione del decadimento dell'orbita del pianeta più interno, che diviene molto stretta; dall'altra, l'inversione del verso di rivoluzione; quest'ultimo fenomeno si verifica perché tra le due orbite si ha uno scambio di momento angolare e, in aggiunta, il pianeta interno perde ulteriore energia in seguito alle interazioni mareali con la stella. [59] [61]

Pianeti rocciosi

I pianeti rocciosi si formano nella porzione più interna del disco protoplanetario, internamente alla frost line , dove la temperatura è abbastanza alta da evitare la condensazione dei materiali volatili (come l'acqua), [62] determinando dunque dapprima la formazione di granuli di polvere rocciosa e quindi la formazione di planetesimi rocciosi. [N 6] [62] Per una stella simile al Sole, si ritiene che simili condizioni si verifichino nelle 3–4 UA più interne del disco. [5]

I quattro pianeti rocciosi del sistema solare in un fotomontaggio che ne rispetta le proporzioni dei diametri ma non delle distanze. Da sinistra a destra: Mercurio , Venere , la Terra e Marte .

Dopo le fasi di accrescimento galoppante e crescita oligarchica, si ha la formazione di un esiguo numero di protopianeti con una massa di isolamento che arriva a 0,1 masse terrestri M ⊕ (equivalente alla massa di Marte ). [5] Successivamente i protopianeti più massicci iniziano a perturbarsi l'un l'altro facendo sì che le loro orbite divengano caotiche; [53] ha così inizio la fase finale della formazione dei pianeti rocciosi, che prende il nome di fase di fusione ( merger stage ). [5] Durante questa fase i protopianeti espellono i restanti planetesimi e collidono vicendevolmente, andando a formare, nel corso di 10–100 milioni di anni, un numero limitato di corpi di massa terrestre, secondo le simulazioni tra 2 e 5. [5] [45] [53] [58] Nel sistema solare, il risultato di questa fase può essere rappresentato dalla Terra e da Venere : [53] si stima che la formazione di entrambi i pianeti abbia richiesto la fusione di circa 10–20 protopianeti, mentre un numero pressoché uguale di protopianeti sarebbe stato espulso dal sistema; [45] Marte e Mercurio invece potrebbero essere dei protopianeti minori sopravvissuti alla formazione degli altri due pianeti. [45] Dopo aver terminato questa fase di fusione, i pianeti rocciosi si stabiliscono in orbite più o meno stabili, il che spiega come mai certi sistemi, quale quello individuato intorno a Kepler-11 , [63] risultino molto compatti. [53]

La formazione delle super Terre , pianeti rocciosi di massa compresa tra 1,9 [64] [65] e 10 M ⊕ , [64] avverrebbe secondo modalità simili, soprattutto per quanto riguarda le super Terre povere d'acqua; [66] le ipotetiche super Terre ricche in acqua, i cosiddetti " pianeti oceano ", si formerebbero invece al di là della frost line , come accade per i giganti gassosi, ma la loro massa sarebbe insufficiente ad attrarre le cospicue quantità di gas che caratterizzano i pianeti giganti. [66]

Una grande influenza sulla formazione dei pianeti rocciosi è esercitata da eventuali giganti gassosi presenti nel sistema. La presenza di pianeti giganti tende infatti ad incrementare l'eccentricità e l'inclinazione dei planetesimi e dei protopianeti presenti internamente alla frost line ; [45] [58] d'altro canto però, se si formano troppo precocemente, possono rallentare o impedire l'accrescimento di pianeti più interni. Se invece si formano quasi al termine della fase oligarchica, come sembra sia accaduto nel sistema solare, influenzeranno la fusione degli embrioni planetari rendendola più violenta: [45] il risultato sarà la formazione di un numero inferiore pianeti rocciosi ma più massicci. [67] Inoltre, le dimensioni della zona dei pianeti rocciosi risulterà più compatta, dal momento che essi si formeranno più vicini alla stella centrale. Si ritiene che nel sistema solare l'influenza dei pianeti giganti, in particolare Giove, sia stata limitata dal momento che essi sono abbastanza lontani dai pianeti terrestri. [67]

Migrazione e assestamento delle orbite

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Migrazione orbitale .

Una volta formati, i pianeti vanno incontro ad una riorganizzazione delle orbite fino al raggiungimento di una configurazione stabile nel tempo. Perché ciò possa verificarsi, spesso i pianeti sono costretti a migrare, vale a dire subire un cambiamento di alcuni parametri orbitali , in particolare del semiasse maggiore .

Sono descritti due tipi di migrazione orbitale. La migrazione di tipo I coinvolge i pianeti rocciosi, i quali emettono delle onde di densità a spirale mentre si muovono all'interno del disco residuo. [68] Il verificarsi di uno squilibrio nella forza delle interazioni tra il gas e le onde anteriormente e posteriormente al pianeta, con queste ultime che esercitano una forza di torsione maggiore, determina una perdita di momento angolare da parte dell'oggetto e una sua conseguente rapida migrazione verso l'interno. [7] [68] La migrazione di tipo II vede coinvolti invece i giganti gassosi, capaci di aprire delle lacune all'interno del disco in grado di arrestare una migrazione secondo il primo tipo. [7] Tuttavia, l'afflusso di materiale del disco nella lacuna determina comunque una perdita di momento angolare, che causa un ulteriore decadimento dell'orbita e della lacuna. [69] Questa fase si conclude quando il disco scompare oppure quando i pianeti migranti hanno raggiunto il bordo interno del disco, come nel caso dei pianeti gioviani caldi. [10] [57]

Una serie di immagini che mostra i reciproci rapporti tra i pianeti esterni e la cintura di planetesimi del sistema solare secondo il modello di Nizza: a) configurazione primitiva, prima dell'instaurarsi della risonanza 2:1 tra Giove e Saturno; b) dispersione dei planetesimi nel sistema solare interno in seguito allo scambio orbitale tra Nettuno (blu scuro) e Urano (blu chiaro); c) dopo l'espulsione dei planetesimi ad opera dei pianeti. [70]

In seguito, dopo la dissipazione di ciò che resta del disco protoplanetario, i pianeti, e in particolare i giganti gassosi, interagiscono tra loro causando delle modificazioni nei parametri orbitali; una delle conseguenze del fenomeno è il cosiddetto scattering gravitazionale , che determina un allargamento delle orbite. [71] Un fenomeno simile sarebbe avvenuto nel sistema solare ed è descritto dal modello di Nizza : [70] [72] [73] originariamente, i pianeti esterni del sistema solare percorrevano orbite più vicine al Sole, con raggi compresi tra ~5,5 e ~17 UA; al di là del pianeta più esterno si estendeva una vasta e densa cintura di planetesimi fino a circa 35 UA. Dopo alcune centinaia di milioni di anni di lenta e graduale migrazione, i due giganti più interni, Giove e Saturno, si assestarono in una risonanza orbitale 2:1; l'instaurarsi di questo fenomeno ha comportato un aumento delle loro eccentricità orbitali , destabilizzando l'intero sistema planetario: l'arrangiamento delle orbite planetarie si è alterato con drammatica rapidità. [74] Giove ha spinto Saturno verso l'esterno, nella sua attuale posizione; questa ricollocazione ha causato delle mutue interazioni gravitazionali tra il pianeta ei due giganti ghiacciati, costretti ad assumere orbite più eccentriche. In questo modo i due pianeti si sono addentrati nella cintura planetesimale esterna, scambiandosi di posizione e perturbando violentemente le orbite di milioni di planetesimi, scagliandoli via dalla cintura; si stima che in questo modo il disco esterno abbia perso il 99% della sua massa iniziale. [72] Alcuni dei planetesimi scagliati via dai giganti ghiacciati sono stati sospinti nel sistema solare interno , provocando un incremento degli impatti nei pianeti rocciosi, il cosiddetto intenso bombardamento tardivo . [70] La migrazione dei pianeti più esterni e le interazioni con Giove spiegano le caratteristiche delle regioni più esterne del sistema solare: [75] secondo il modello, gli oggetti costretti da Giove in orbite altamente ellittiche andarono a formare la nube di Oort , serbatoio della gran parte delle comete del sistema solare, [75] mentre gli oggetti vincolati da Nettuno durante la sua migrazione andarono a costituire l'attuale cintura di Kuiper e il disco diffuso . [75]

Significato di accrescimento

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Accrescimento (astronomia) .
Il disco di accrescimento dell' oggetto di Herbig-Haro HH 30 nel Toro , distante 450 al dal sistema solare. Dal disco si propaga un flusso molecolare bipolare , una struttura comune in simili formazioni.

Nell'accezione primaria, il termine "accrescimento" identifica il processo che porta all'incremento di massa di un corpo celeste che, per gravità, attira su di sé il materiale gassoso circostante che, in seguito al principio di conservazione del momento angolare, andrà a disporsi in un disco circumstellare. Talvolta al disco protoplanetario ci si riferisce come "disco di accrescimento", perché anche se la stella nascente si trova ormai nella fase di T Tauri il materiale gassoso può ancora precipitare su di essa dal bordo più interno del disco contribuendo ad incrementarne ulteriormente la massa. [27] L'utilizzo del termine "disco di accrescimento" al posto di "disco protoplanetario" è quindi frequente causa di confusione tra questa prima accezione e il processo di accrescimento planetario: in quest'ultimo contesto, per "accrescimento" si intende il processo che a partire dai granuli di polvere e ghiaccio, che orbitano attorno nel disco circumstellare alla stella in formazione, conduce alla loro graduale fusione nei planetesimi e da questi, in seguito a plurime collisioni, porta alla formazione dei protopianeti. [51]

Inoltre, i giganti gassosi stessi, durante la loro formazione, attraversano una fase di accrescimento inteso nel significato primario del termine, ovvero le nubi di idrogeno ed elio catturate dal protopianeta si contraggono e si schiacciano andando a formare un vero e proprio disco di accrescimento, da cui poi potrà residuare un sistema di satelliti . [76]

Questioni aperte

Un'immagine artistica che rappresenta la formazione di un sistema planetario.

Numerose questioni sulla fisica dei dischi di accrescimento/protoplanetari sono ancora in attesa di risposta, [44] la più importante delle quali concerne le modalità che consentono alla materia in accrescimento sulla protostella di perdere il suo eccesso di momento angolare; sembra che questa grandezza fisica sia trasportata verso le porzioni più esterne del disco, ma i precisi meccanismi non sono ancora ben compresi. Inoltre è ancora poco noto il processo oi processi che conducono alla scomparsa del disco. [26] [37]

La formazione dei planetesimi è un'altra importante questione irrisolta, per il fatto che il semplice accumulo delle polveri diviene inefficace quando le particelle di polvere divengono più grandi. [77] Una possibile spiegazione è fornita dall' instabilità gravitazionale . Particelle di diversi centimetri di diametro o più grandi vanno a costituire, all'interno del piano del disco, un sottile ma denso strato dello spessore di circa 100 km; tale accumulo è però gravitazionalmente instabile e pronto a frammentarsi in numerosi ammassi più piccoli che a loro volta possono collassare per formare i planetesimi. [5] [77] Questo meccanismo sembra fornire una spiegazione sul perché certe stelle possiedano una corte di pianeti, mentre altre non presentano nemmeno dischi residui . [77]

Un'altra questione aperta riguarda la formazione dei giganti gassosi: le teorie attuali non sono in grado di spiegare esaurientemente in che modo i loro nuclei si formano così velocemente da accumulare in breve tempo quantità significative di gas dal disco in fase di dissolvimento: [51] [54] la durata media dei dischi, inferiore a 10 7 anni, sembra assai più breve del tempo necessario per la formazione dei nuclei. [39] Un altro problema riguardante i giganti gassosi è la loro migrazione: alcune simulazioni mostrano che le interazioni con il disco causerebbero uno spostamento verso l'interno troppo rapido, tale da perturbare le orbite degli eventuali pianeti rocciosi in formazione. [78]

Curiosità

Rudolf Steiner nella sua Scienza dello Spirito parla dell'evoluzione spirituale della Terra ipotizzando un'evoluzione simile a quella ipotizzata da Kant e Laplace, con la differenza che la nube primordiale non era costituita di gas ma di calore. Inoltre quel moto gravitazionale che avrebbe poi distaccato e aggregato i primi pianeti sarebbe sorto a causa dell'azione delle gerarchie spirituali. [79] La teoria in sé, secondo Steiner, proverrebbe dalle scuole occulte del Medioevo . [80]

Note

Note al testo
  1. ^ Si raffronti tale valore con la densità delle particelle sospese nell'aria al livello del mare : 2,8 ×10 19 cm −3 .
  2. ^ Le stelle T Tauri sono stelle pre-sequenza principale con masse inferiori a 2,5 M ☉ che mostrano un livello di attività aumentato. Si suddividono in due classi: T Tauri classiche e T Tauri con deboli linee spettrali ( weakly lined ; cfr. Mohanty , 2005) Le prime possiedono dischi di accrescimento e continuano ad aggregare gas caldo, fenomeno che si manifesta con la presenza nello spettro di forti linee di emissione; le seconde non presentano un disco di accrescimento. Le T Tauri classiche si evolvono in T Tauri con deboli linee spettrali (cfr. Martin , 1994).
  3. ^ In realtà le linee di emissione si formano quando il gas accresciuto colpisce la fotosfera della stella, il che si verifica intorno ai suoi poli magnetici . Cfr. Muzerolle , 2001.
  4. ^ H r è il raggio di Hill ed equivale a
    dove M s è la massa della stella centrale.
  5. ^ In alternativa, possono collidere con la stella centrale o con un gigante gassoso. Cfr. Petit , 2001.
  6. ^ I planetesimi posti ai limiti della regione ove si formeranno i pianeti terrestri (tra 2,5 e 4 UA nel sistema di una stella simile al Sole) possono accumulare una certa quantità di ghiacci; la roccia comunque predomina in quantità, come accade negli asteroidi situati nella parte più esterna della fascia principale del sistema solare. Cfr. Raymond , 2007.
Fonti
  1. ^ a b c d e f g h i MM Woolfson, Solar System – its origin and evolution , in QJR Astr. Soc. , vol. 34, 1993, pp. 1-20. URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 20 ottobre 2018) . Per dettagli sulla posizione di Kant si veda S. Palmquist, Kant's Cosmogony Re-Evaluated , in Studies in History and Philosophy of Science , vol. 18, n. 3, settembre 1987, pp. 255-269.
  2. ^ a b A. Zabludoff, Lecture 13: The Nebular Theory of the origin of the Solar System , su atropos.as.arizona.edu , University of Arizona. URL consultato il 27 dicembre 2006 ( archiviato il 22 agosto 2011) .
  3. ^ a b E. Swedenborg, (Principia) Opera Philosophica et Mineralia, volume I , 1734.
  4. ^ P. Giordanetti, L'avventura della ragione. Kant e il giovane Nietzsche , Hildesheim, Olms, 2011, pp. 63-66.
  5. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s t u v w x y z T. Montmerle, J.-C. Augereau, M. Chaussidon et al. , Solar System Formation and Early Evolution: the First 100 Million Years , in Earth, Moon, and Planets , vol. 98, Spinger, 2006, pp. 39-95, DOI : 10.1007/s11038-006-9087-5 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 24 luglio 2013) .
  6. ^ P. Goldreich, WR Ward, The Formation of Planetesimals , in Astrophysical Journal , vol. 183, 1973, p. 1051, DOI : 10.1086/152291 . URL consultato il 16 novembre 2006 ( archiviato il 15 gennaio 2008) .
  7. ^ a b c d e f g h i j k DNC Lin, La genesi dei pianeti , in Le Scienze , vol. 479, luglio 2008, pp. 62-71. Articolo originale: DNC Lin, The Chaotic Genesis of Planets , in Scientific American , vol. 298, n. 5, maggio 2008, pp. 50-59. URL consultato il 6 aprile 2011 ( archiviato il 19 novembre 2008) .
  8. ^ a b JB Pollack, O. Hubickyj, P. Bodenheimer, JP Lissauer, M. Podolak, Y. Greenzweig,, Formation of the Giant Planets by Concurrent Accretion of Solids and Gas , in Icarus , vol. 124, n. 1, novembre 1996, pp. 62-85. URL consultato il 10 maggio 2009 ( archiviato il 20 giugno 2012) .
  9. ^ B. Militzer, WB Hubbard, J. Vorberger, I. Tamblyn, SA Bonev, A Massive Core in Jupiter Predicted From First-Principles Simulations ( PDF ), vol. 688, n. 1, pp. L45-L48, DOI : 10.1086/594364 . URL consultato il 5 giugno 2009 ( archiviato il 3 dicembre 2008) .
  10. ^ a b c d FS Masset, JCB Papaloizou, Runaway Migration and the Formation of Hot Jupiters , in The Astrophysical Journal , vol. 588, n. 1, maggio 2003, pp. 494-508, DOI : 10.1086/373892 . URL consultato il 5 giugno 2009 ( archiviato il 29 giugno 2021) .
  11. ^ Tables 1 - 4, F. Martins, D. Schaerer, DJ Hiller, A new calibration of stellar parameters of Galactic O stars , in Astronomy & Astrophysics , vol. 436, 2005, pp. 1049-1065, DOI : 10.1051/0004-6361:20042386 . URL consultato il 29 giugno 2021 ( archiviato il 9 luglio 2019) .
  12. ^ Table 5, WD Vacca, CD Garmany, JM Shull, The Lyman-Continuum Fluxes and Stellar Parameters of O and Early B-Type Stars , in Astrophysical Journal , vol. 460, aprile 1996, pp. 914-931, DOI : 10.1086/177020 . URL consultato il 12 ottobre 2011 ( archiviato il 30 giugno 2014) .
  13. ^ L. Vu, Planets Prefer Safe Neighborhoods , su spitzer.caltech.edu , Spitzer Science Center, 3 ottobre 2006. URL consultato il 1º settembre 2007 (archiviato dall' url originale il 13 luglio 2007) .
  14. ^ F. Palla, Origine del sistema solare - La nebulosa solare: prime ipotesi [ collegamento interrotto ] , su treccani.it . URL consultato il 13 agosto 2010 .
  15. ^ a b c M. Heydari-Malayeri, L'enigma delle stelle massicce , in Le Scienze , vol. 475, marzo 2008, pp. 64-71. URL consultato il 24 giugno 2008 ( archiviato il 9 marzo 2011) .
  16. ^ N. Henbest, Birth of the planets: The Earth and its fellow planets may be survivors from a time when planets ricocheted around the Sun like ball bearings on a pinball table , su space.newscientist.com , New Scientist, 1991. URL consultato il 18 aprile 2008 ( archiviato l'8 ottobre 2008) .
  17. ^ Viktor Sergeevich Safronov, Evolution of the Protoplanetary Cloud and Formation of the Earth and the Planets , Israel Program for Scientific Translations, 1972, ISBN 0-7065-1225-1 .
  18. ^ GW Wetherill, Leonard Medal Citation for Victor Sergeevich Safronov , in Meteoritics , vol. 24, 1989, p. 347. URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato l'11 giugno 2020) .
  19. ^ ( EN ) Jean Schneider, Interactive Extra-solar Planets Catalog , in The Extrasolar Planets Encyclopedia , 13 agosto 2009. URL consultato il 30 dicembre 2010 ( archiviato il 25 dicembre 2015) .
  20. ^ a b ET Young, Nuvoloso, con probabilità di stelle , in Le Scienze , vol. 500, aprile 2010, pp. 76-83. URL consultato l'11 agosto 2010 ( archiviato il 23 settembre 2011) .
  21. ^ a b c d RE Pudritz, Clustered Star Formation and the Origin of Stellar Masses , in Science , vol. 295, n. 5552, 2002, pp. 68-75, DOI : 10.1126/science.1068298 , PMID 11778037 . URL consultato il 3 maggio 2019 ( archiviato il 31 agosto 2009) .
  22. ^ JP Williams, L. Blitz, CF McKee, The Structure and Evolution of Molecular Clouds: from Clumps to Cores to the IMF , Protostars and Planets IV , 2000, p. 97. URL consultato il 3 maggio 2019 ( archiviato il 20 giugno 2019) .
  23. ^ Paul C. Clark, Bonnell, Ian A., The onset of collapse in turbulently supported molecular clouds , in Mon.Not.R.Astron.Soc. , vol. 361, 2005, pp. 2-16, DOI : 10.1111/j.1365-2966.2005.09105.x . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 20 ottobre 2018) .
  24. ^ a b c d F. Motte, P. Andre, R. Neri, The initial conditions of star formation in the ρ Ophiuchi main cloud: wide-field millimeter continuum mapping , in Astronomy and Astrophysics , vol. 336, 1998, pp. 150-172. URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 29 giugno 2021) .
  25. ^ a b c d e SW Stahler, FH Shu, RE Taam, The evolution of protostars: II The hydrostatic core , in The Astrophysical Journal , vol. 242, 1980, pp. 226-241, DOI : 10.1086/158459 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 3 luglio 2014) .
  26. ^ a b c d e f T. Nakamoto, Y. Nakagawa, Formation, early evolution, and gravitational stability of protoplanetary disks , in The Astrophysical Journal , vol. 421, 1994, pp. 640-650, DOI : 10.1086/173678 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 29 giugno 2021) .
  27. ^ a b c d e f HW Yorke, P. Bodenheimer, The formation of protostellar disks. III. The influence of gravitationally induced angular momentum transport on disk structure and appearance , in The Astrophysical Journal , vol. 525, 1999, pp. 330-342, DOI : 10.1086/307867 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 27 giugno 2014) .
  28. ^ a b c d e f P. Andre, T. Montmerle, From T Tauri stars protostars: circumstellar material and young stellar objects in the ρ Ophiuchi cloud , in The Astrophysical Journal , vol. 420, 1994, pp. 837-862, DOI : 10.1086/173608 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 20 ottobre 2018) .
  29. ^ C.-F. Lee, LG Mundy, B. Reipurth et al., CO outflows from young stars: confronting the jet and wind models , in The Astrophysical Journal , vol. 542, 2000, pp. 925-945, DOI : 10.1086/317056 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 29 giugno 2021) .
  30. ^ a b S. Stahler, Deuterium and the Stellar Birthline , in The Astrophysical Journal , vol. 332, 1988, pp. 804-825, DOI : 10.1086/166694 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 3 luglio 2014) .
  31. ^ S. Mohanty, R. Jayawardhana, G. Basri, The T Tauri Phase down to Nearly Planetary Masses: Echelle Spectra of 82 Very Low Mass Stars and Brown Dwarfs , in The Astrophysical Journal , vol. 626, 2005, pp. 498-522, DOI : 10.1086/429794 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 29 giugno 2021) .
  32. ^ EL Martin, R. Rebolo, A. Magazzu, YV Pavlenko, Pre-main sequence lithium burning , in Astronomy and Astrophysics , vol. 282, 1994, pp. 503-517. URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 18 settembre 2007) .
  33. ^ a b c L. Hartmann, N. Calvet, E. Gullbring, P. D'Alessio, Accretion and the evolution of T Tauri disks , in The Astrophysical Journal , vol. 495, 1998, pp. 385-400, DOI : 10.1086/305277 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 27 giugno 2014) .
  34. ^ a b Frank H. Shu, Shang, Hsian; Glassgold, Alfred E.; Lee, Typhoon, X-rays and Fluctuating X-Winds from Protostars , in Science , vol. 277, 1997, pp. 1475-1479, DOI : 10.1126/science.277.5331.1475 . URL consultato il 3 maggio 2019 ( archiviato il 15 giugno 2009) .
  35. ^ J. Muzerolle, N. Calvet, L. Hartmann, Emission-line diagnostics of T Tauri magnetospheric accretion. II. Improved model tests and insights into accretion physics , in The Astrophysical Journal , vol. 550, 2001, pp. 944-961, DOI : 10.1086/319779 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 27 giugno 2014) .
  36. ^ a b c KM Chick, P. Cassen, Thermal processing of interstellar dust grains in the primitive solar environment , in The Astrophysical Journal , vol. 477, 1997, pp. 398-409, DOI : 10.1086/303700 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 29 giugno 2021) .
  37. ^ a b c HH Klahr, P. Bodenheimer, Turbulence in accretion disks: vorticity generation and angular momentum transport via the global baroclinic instability , in The Astrophysical Journal , vol. 582, 2003, pp. 869-892, DOI : 10.1086/344743 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 29 giugno 2021) .
  38. ^ DL Padgett, W. Brandner, KL Stapelfeldt, et al., Hubble space telescope/nicmos imaging of disks and envelopes around very young stars , in The Astronomical Journal , vol. 117, 1999, pp. 1490-1504, DOI : 10.1086/300781 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 20 novembre 2017) .
  39. ^ a b c d KE Haisch, EA Lada, CJ Lada, Disk frequencies and lifetimes in young clusters , in The Astrophysical Journal , vol. 553, 2001, pp. L153–L156, DOI : 10.1086/320685 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato l'8 maggio 2019) .
  40. ^ a b J. Kessler-Silacci, J.-C. Augereau, CP Dullemond, et al., c2d SPITZER IRS spectra of disks around T Tauri stars. I. Silicate emission and grain growth , in The Astrophysical Journal , vol. 639, 2006, pp. 275-291, DOI : 10.1086/300781 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 20 novembre 2017) .
  41. ^ ST Megeath, L. Hartmann, KL Luhmann, GG Fazio, Spitzer/IRAC photometry of the ρ Chameleontis association , in The Astrophysical Journal , vol. 634, 2005, pp. L113–L116, DOI : 10.1086/498503 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 29 giugno 2021) .
  42. ^ a b AP Boss, Rapid formation of outer giant planets by disk instability , in The Astrophysical Journal , vol. 599, 2003, pp. 577-581, DOI : 10.1086/379163 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 29 giugno 2021) .
  43. ^ D. Stamatellos, DA Hubber, AP Whitworth, Brown dwarf formation by gravitational fragmentation of massive, extended protostellar discs , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters , vol. 382, 2007, pp. L30–L34, DOI : 10.1111/j.1745-3933.2007.00383.x . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 6 novembre 2015) .
  44. ^ a b c d e f ( EN ) G. Wurchterl, Planet Formation Towards Estimating Galactic Habitability , in P. Ehrenfreund et al. (a cura di), Astrobiology:Future Perspectives [ collegamento interrotto ] , vol. 305, Kluwer Academic Publishers, 2005, pp. 67-96, DOI : 10.1007/1-4020-2305-7_4 . URL consultato il 27 marzo 2011 .
  45. ^ a b c d e f g h i WF Bottke, DD Durda, D. Nesvorny, et al., Linking the collisional history of the main asteroid belt to its dynamical excitation and depletion ( PDF ), in Icarus , vol. 179, 2005, pp. 63-94, DOI : 10.1016/j.icarus.2005.05.017 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 4 febbraio 2021) .
  46. ^ JA Burns, PL Lamy, S. Soter, Radiation Forces on Small Particles in the Solar System , in Icarus , vol. 40, ottobre 1979, pp. 1-48. URL consultato il 5 maggio 2011 ( archiviato il 30 giugno 2014) .
  47. ^ Andreea S. Font, McCarthy, Ian G.; Johnstone, Doug; Ballantyne, David R., Photoevaporation of circumstellar disks around young stars , in The Astrophysical Journal , vol. 607, 2004, pp. 890-903, DOI : 10.1086/383518 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 29 giugno 2021) .
  48. ^ FC Adams, D. Hollenbach, G. Laughlin, U. Gorti, Photoevaporation of circumstellar disks due to external far-ultraviolet radiation in stellar aggregates , in The Astrophysical Journal , vol. 611, 2004, pp. 360-379, DOI : 10.1086/421989 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 29 giugno 2021) .
  49. ^ a b S. Michikoshi, S. Inutsuka, A two-fluid analysis of the Kelvin-Helmholtz instability in the dusty layer of a protoplanetary disk: a possible path toward planetesimal formation through gravitational instability , in The Astrophysical Journal , vol. 641, 2006, pp. 1131-1147, DOI : 10.1086/499799 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 29 giugno 2021) .
  50. ^ E. Chiang, AN Youdin, Forming Planetesimals in Solar and Extrasolar Nebulae , in Annual Review of Earth and Planetary Sciences , vol. 38, maggio 2010, pp. 493-522, DOI : 10.1146/annurev-earth-040809-152513 . URL consultato il 14 agosto 2011 ( archiviato il 29 giugno 2021) .
  51. ^ a b c d e f g h i j k l m E. Kokubo, S. Ida, Formation of protoplanet systems and diversity of planetary systems , in The Astrophysical Journal , vol. 581, 2002, pp. 666-680, DOI : 10.1086/344105 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 29 giugno 2021) .
  52. ^ a b c d e f g h i EW Thommes, MJ Duncan, HF Levison, Oligarchic growth of giant planets , in Icarus , vol. 161, 2003, pp. 431-455, DOI : 10.1016/S0019-1035(02)00043-X .
  53. ^ a b c d e SN Raymond, T. Quinn, JI Lunine, High-resolution simulations of the final assembly of earth-like planets 1: terrestrial accretion and dynamics , in Icarus , vol. 183, 2006, pp. 265-282, DOI : 10.1016/j.icarus.2006.03.011 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 6 luglio 2020) .
  54. ^ a b c d e S. Inaba, GW Wetherill, M. Ikoma, Formation of gas giant planets: core accretion models with fragmentation and planetary envelope ( PDF ), in Icarus , vol. 166, 2003, pp. 46-62, DOI : 10.1016/j.icarus.2003.08.001 (archiviato dall' url originale il 12 settembre 2006) .
  55. ^ a b c A. Fortier, AG Benvenuto, Oligarchic planetesimal accretion and giant planet formation , in Astronomy and Astrophysics , vol. 473, 2007, pp. 311-322, DOI : 10.1051/0004-6361:20066729 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato l'8 maggio 2019) .
  56. ^ EW Thommes, MJ Duncan, HF Levison, The formation of Uranus and Neptune in the Jupiter-Saturn region of the Solar System ( PDF ), in Nature , vol. 402, n. 6762, 1999, pp. 635-638, DOI : 10.1038/45185 , PMID 10604469 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 21 maggio 2019) .
  57. ^ a b c d e JCB Papaloizou, RP Nelson, W. Kley, et al., Disk-Planet Interactions During Planet Formation , in B. Reipurth, D. Jewitt; K. Keil (a cura di), Protostars and Planets V , Arizona Press, 2007. URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 24 agosto 2019) .
  58. ^ a b c d e f J.-M. Petit, A. Morbidelli, The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt ( PDF ), in Icarus , vol. 153, 2001, pp. 338-347, DOI : 10.1006/icar.2001.6702 . URL consultato il 3 maggio 2019 ( archiviato il 21 febbraio 2007) .
  59. ^ a b c S. Naoz, WM Farr, Y. Lithwick, FA Rasio, J. Teyssandier, Hot Jupiters from secular planet-planet interactions , in Nature , vol. 473, n. 7346, maggio 2011, pp. 187-189, DOI : 10.1038/nature10076 . URL consultato il 30 luglio 2011 ( archiviato il 25 marzo 2019) .
  60. ^ ( EN ) DR Anderson et al. , WASP-17b: an ultra-low density planet in a probable retrograde orbit , su arxiv.org , Cornell University Library. URL consultato il 13 agosto 2009 ( archiviato il 23 agosto 2014) .
  61. ^ a b Pianeti extrasolari con moto retrogrado: risolto il mistero , le scienze .it, 12 maggio 2011. URL consultato il 30 luglio 2011 ( archiviato il 15 agosto 2011) .
  62. ^ a b SN Raymond, T. Quinn, JI Lunine, High-resolution simulations of the final assembly of Earth-like planets 2: water delivery and planetary habitability , in Astrobiology , vol. 7, n. 1, 2007, pp. 66-84, DOI : 10.1089/ast.2006.06-0126 , PMID 17407404 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 18 febbraio 2015) .
  63. ^ JJ Lissauer et al. , A closely packed system of low-mass, low-density planets transiting Kepler-11 ( PDF ), in Nature , vol. 470, 3 febbraio 2011, pp. 53-58, DOI : 10.1038/nature09760 . URL consultato il 4 febbraio 2011 ( archiviato il 16 novembre 2017) .
  64. ^ a b D. Valencia, et al. , Radius and structure models of the first super-earth planet , in Astrophysical Journal , vol. 656, n. 1, settembre 2006, pp. 545-551. URL consultato il 17 ottobre 2010 ( archiviato l'8 settembre 2017) .
  65. ^ D. Charbonneau, ZK Berta, J. Irwin, et al , A super-Earth transiting a nearby low-mass star , in Nature , vol. 462, 17 dicembre 2009, pp. 891-894, DOI : 10.1038/nature08679 , PMID 20016595 . URL consultato il 15 dicembre 2009 ( archiviato il 15 gennaio 2010) .
  66. ^ a b DD Sasselov, D. Valencia, Nuove Terre al di là del Sole , in Le Scienze , vol. 506, ottobre 2006.
  67. ^ a b HF Levison, C. Agnor, The role of giant planets in terrestrial planet formation ( PDF ), vol. 125, 2003, pp. 2692-2713, DOI : 10.1086/374625 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 12 giugno 2020) .
  68. ^ a b G. Laughlin, A. Steinacker, FC Adams, Type I Planetary Migration with MHD Turbulence , in The Astrophysical Journal , vol. 608, n. 1, giugno 2004, DOI : 10.1086/386316 . URL consultato il 27 settembre 2011 .
  69. ^ F. Masset, M. Snellgrove, Reversing type II migration: resonance trapping of a lighter giant protoplanet , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 320, n. 4, febbraio 2001, pp. L55–L59, DOI : 10.1046/j.1365-8711.2001.04159.x . URL consultato il 27 settembre 2011 ( archiviato il 27 novembre 2015) .
  70. ^ a b c R. Gomes, HF Levison, K. Tsiganis, A. Morbidelli, Origin of the cataclysmic Late Heavy Bombardment period of the terrestrial planets , in Nature , vol. 435, n. 7041, 2005, p. 466, DOI : 10.1038/nature03676 , PMID 15917802 . URL consultato il 27 settembre 2011 ( archiviato il 19 aprile 2017) .
  71. ^ S. Ida, DNC Lin, Toward a Deterministic Model of Planetary Formation. I. A Desert in the Mass and Semimajor Axis Distributions of Extrasolar Planets , in The Astrophysical Journal , vol. 604, n. 1, marzo 2004, pp. 388-413, DOI : 10.1086/381724 . URL consultato il 27 settembre 2011 ( archiviato il 10 agosto 2019) .
  72. ^ a b K. Tsiganis, R. Gomes, A. Morbidelli, HF Levison, Origin of the orbital architecture of the giant planets of the Solar System , in Nature , vol. 435, n. 7041, 2005, pp. 459-461, DOI : 10.1038/nature03539 , PMID 15917800 . URL consultato il 27 settembre 2011 ( archiviato il 18 gennaio 2017) .
  73. ^ A. Morbidelli, HF Levison, K. Tsiganis, R. Gomes, Chaotic capture of Jupiter's Trojan asteroids in the early Solar System ( PDF ), in Nature , vol. 435, n. 7041, 2005, pp. 462-465, Bibcode : 2005Natur.435..462M , DOI : 10.1038/nature03540 , OCLC 112222497 , PMID 15917801 . URL consultato il 27 settembre 2011 (archiviato dall' url originale il 31 luglio 2009) .
  74. ^ K. Hansen, Orbital shuffle for early solar system , su geotimes.org , Geotimes, 7 giugno 2005. URL consultato il 26 agosto 2007 ( archiviato il 27 settembre 2007) .
  75. ^ a b c HF Levison, A. Morbidelli, C. Vanlaerhoven, R. Gomes, K. Tsiganis, Origin of the structure of the Kuiper belt during a dynamical instability in the orbits of Uranus and Neptune , in Icarus , vol. 196, n. 1, luglio 2008, pp. 258-273, DOI : 10.1016/j.icarus.2007.11.035 . URL consultato il 20 settembre 2011 ( archiviato il 18 gennaio 2017) .
  76. ^ RM Canup, WR Ward, Formation of the Galilean Satellites: Conditions of Accretion ( PDF ), in The Astronomical Journal , vol. 124, 2002, pp. 3404-3423, DOI : 10.1086/344684 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 15 giugno 2019) .
  77. ^ a b c AN Youdin, FN Shu, Planetesimal formation by gravitational instability , in The Astrophysical Journal , vol. 580, 2002, pp. 494-505, DOI : 10.1086/343109 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 29 giugno 2021) .
  78. ^ Papaloizou , p. 10 , 2007
  79. ^ Rudolf Steiner, Gerarchie spirituali e loro riflesso nel mondo fisico , Editrice antroposofica, 2010, pp. 78-80, ISBN 978-88-7787-393-4 .
  80. ^ Rudolf Steiner, Le manifestazioni del karma , Editrice antroposofica, p. 215, ISBN 978-88-7787-421-4 .

Bibliografia

Testi generici

  • H. Reeves, L'evoluzione cosmica , Milano, Rizzoli–BUR, 2000, ISBN 88-17-25907-1 .
  • AA.VV, L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia , Novara, De Agostini, 2002.
  • M. Hack , Dove nascono le stelle. Dalla vita ai quark: un viaggio a ritroso alle origini dell'Universo , Milano, Sperling & Kupfer, 2004, ISBN 88-8274-912-6 .
  • J. Gribbin, Enciclopedia di astronomia e cosmologia , Milano, Garzanti, 2005, ISBN 88-11-50517-8 .
  • W. Owen, Atlante illustrato dell'Universo , Milano, Il Viaggiatore, 2006, ISBN 88-365-3679-4 .

Testi specialistici

  • ( EN ) S. Chandrasekhar, Principles of Stellar Dynamics , New York, Dover, 2005 (1ª ed. 1942), ISBN 0-486-44273-X .
  • ( EN ) Martin Schwarzschild, Structure and Evolution of the Stars , Princeton University Press, 1958, ISBN 0-691-08044-5 .
  • ( EN ) Robert G. Aitken, The Binary Stars , New York, Dover Publications Inc., 1964.
  • ( EN ) CJ Lada, ND Kylafits, The Origin of Stars and Planetary Systems , Kluwer Academic Publishers, 1999, ISBN 0-7923-5909-7 .
  • ( EN ) Dina Prialnik, An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution , Cambridge University Press, 2000, ISBN 0-521-65065-8 .
  • ( EN ) L. Hartmann, Accretion Processes in Star Formation , Cambridge University Press, 2000, ISBN 0-521-78520-0 .
  • ( EN ) T. Padmanabhan, Theoretical Astrophysics: Stars and Stellar Systems Vol. 2 , Cambridge University Press, 2001, p. 594, ISBN 0-521-56631-2 .
  • A. De Blasi, Le stelle: nascita, evoluzione e morte , Bologna, CLUEB, 2002, ISBN 88-491-1832-5 .
  • ( EN ) M. Salaris, Evolution of stars and stellar populations , a cura di S. Cassisi, John Wiley and Sons, 2005, pp. 108-109, ISBN 0-470-09220-3 .
  • Vittorio Castellani, Fondamenti di Astrofisica Stellare , Bologna, Zanichelli, 2006.

Voci correlate

Collegamenti esterni

Wikimedaglia
Questa è una voce in vetrina , identificata come una delle migliori voci prodotte dalla comunità .
È stata riconosciuta come tale il giorno 30 ottobre 2011 — vai alla segnalazione .
Naturalmente sono ben accetti suggerimenti e modifiche che migliorino ulteriormente il lavoro svolto.

Segnalazioni · Criteri di ammissione · Voci in vetrina in altre lingue · Voci in vetrina in altre lingue senza equivalente su it.wiki

Estratto da " https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Nebulosa_solare&oldid=121876571 "