Formazione di Giove

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1leftarrow blue.svgVoce principale: Giove (astronomia).

La formazione di Giove segue grossomodo la stessa storia della formazione di tutti gli altri pianeti del sistema solare.

Dopo la formazione del Sole, iniziata circa 4,6 miliardi di anni fa,[1] il materiale residuato dal processo, ricco in metalli, si è disposto in un disco circumstellare da cui hanno avuto origine dapprima i planetesimi, quindi, per aggregazione di questi ultimi, i protopianeti.[2]

Giove si è originato dalla coalescenza dei planetesimi posti al di là di quella che i planetologi definiscono frost line, una linea oltre la quale si addensano i planetesimi costituiti in prevalenza da materiale a basso punto di fusione.[3] La fusione di questi planetesimi diede origine, appena oltrepassata la frost line, ad un grande embrione planetario di circa 18 masse terrestri (M), che iniziò a crescere a ritmo serrato sottraendo idrogeno ed elio dalla nebulosa solare e raggiungendo, in breve tempo, la sua massa attuale (318 M).[3]

Il processo di accrescimento del pianeta è stato mediato dalla formazione di un disco circumplanetario; terminato il processo di accrescimento per esaurimento dei materiali volatili, ormai andati a costituire il pianeta, i materiali residui, in prevalenza rocciosi, sono andati a costituire il sistema di satelliti del pianeta,[4] che si è infoltito a seguito della cattura, da parte della grande forza di gravità di Giove, di numerosi altri corpi minori.[5]

L'ipotesi che il pianeta si sia formato mediante la coalescenza dei planetesimi e il successivo accrescimento dei gas è corroborata dai risultati, pubblicati nel novembre 2008, di alcune simulazioni computerizzare, che indicano che Giove possiede un nucleo circa il doppio più massiccio rispetto alle ipotesi iniziali, con una massa stimata in 14-18 M, in grado quindi di accrescere grandi quantità di gas dalla nebulosa solare.[6]

Origini

Magnifying glass icon mgx2.svgLo stesso argomento in dettaglio: Origine ed evoluzione del sistema solare.
File:Solarnebula.jpg
Dettagli dell'interno della nebulosa solare.

Il Sole e il sistema solare si sono originati a partire dal collasso di un'estesa nube molecolare del Braccio di Orione a causa dell'esplosione, circa 4,7 miliardi di anni fa, di una o più supernovae.[1][7] È accertato che, circa 4,57 miliardi di anni fa,[8] il rapido collasso della nube portò alla formazione di una generazione di giovanissime stelle T Tauri, tra le quali anche il Sole, che, subito dopo la sua formazione, assunse un'orbita quasi circolare attorno al centro della Via Lattea, ad una distanza media di circa 26 000 a.l. Le inclusioni ricche in calcio-alluminio, residuate dalla formazione stellare, formarono poi un disco protoplanetario attorno alla stella nascente.[9][10][11]

All'interno del disco circumstellare ebbe inizio il processo di formazione planetaria; il modello correntemente accettato dalla comunità scientifica, quello dell'accrescimento, prevede che i pianeti si siano formati a partire dalla coalescenza delle polveri originarie che orbitavano attorno alla stella nascente. Tramite contatto diretto, le particelle di polvere iniziarono ad ingrandirsi raggiungendo dimensioni dell'ordine del chilometro; questi grossi frammenti rocciosi collisero tra di loro a formare corpi più grandi, i planetesimi. Le continue collisioni e fusioni dei planetesimi portavano alla formazione di corpi di dimensioni sempre maggiori, sino ai primi protopianeti, che si originarono in alcuni milioni.[12]

Nel sistema solare interno, date le elevate temperature, si concentrarono i planetesimi costituiti da elementi e composti ad alto punto di fusione, in particolare metalli (come ferro, nichel ed alluminio) e silicati rocciosi; da questi planetesimi ebbero origine i pianeti terrestri.[2][3]

Nelle regioni esterne del sistema solare, al di là della cosiddetta frost line (limite delle nevi, posta a circa 5 unità astronomiche -UA- dal Sole), dove invece le temperature erano più basse, vi era invece un'alta concentrazione di planetesimi costituiti da sostanze a basso punto di fusione (come l'acqua); questi planetesimi ghiacciati fornirono la base per la formazione dei giganti gassosi. La quantità di planetesimi ghiacciati era di gran lunga superiore a quella dei planetesimi rocciosi,[2] il che permise ai protopianeti gassosi di raggiungere una massa sufficiente ad accumulare le ingenti quantità di idrogeno ed elio, residuate dalla formazione del Sole, che andarono a costituire le loro vaste atmosfere.[3]

Condensazione dai planetesimi ed accrescimento del proto-Giove

Magnifying glass icon mgx2.svgLo stesso argomento in dettaglio: Nebulosa solare.
Immagine che mostra la struttura della nebulosa solare e la posizione di Giove in via di formazione.

La formazione di Giove ha avuto inizio a partire dalla coalescenza di planetesimi di natura ghiacciata poco al di là della frost line; dunque, durante la prima fase della formazione la massa del pianeta consiste soprattutto di materiale solido.[13]

Il tasso di accrescimento dei planetesimi, che risulta più intenso di quello dei gas, prosegue sino a quando il numero di planetesimi nella fascia orbitale in cui ha luogo la formazione del pianeta non diminuisce; [13] ha così origine un grande embrione planetario di circa 10 masse terrestri (M). A questo punto il tasso di accrescimento dei planetesimi e quello dei gas dapprima raggiungono valori simili, quindi quest'ultimo predomina a discapito del primo, favorito dalla rapida contrazione dell'involucro gassoso in accrescimento e dalla rapida espansione del confine esterno del sistema, che dipende dalla massa totale raggiunta dal pianeta.[13] Il proto-Giove cresce a ritmo serrato sottraendo idrogeno dalla nebulosa solare e raggiungendo in meno di mille anni le 150 M e, in altrettanto tempo, le definitive 318 M.[3]

Secondo gli astrofisici non è un caso il fatto che Giove giaccia appena al di là della frost line: infatti, poiché in questo distretto del sistema solare si accumularono grandi quantità di acqua per via della sublimazione del materiale ghiacciato che precipitava verso le regioni interne del sistema solare in formazione, si venne a creare una regione di bassa pressione che incrementò la velocità delle particelle orbitanti frenando il loro moto di caduta verso il Sole.[3] In effetti, la frost line ha agito da barriera, provocando un rapido accumulo di materia a ~5 UA dal Sole.[3]

La formazione di Giove è da considerarsi una combinazione tra l'accrescimento di planetesimi e l'accumulo di gas dalla nebulosa solare: difatti, l'accrescimento dei gas attorno all'embrione planetario è stato mediato dalla formazione di una struttura discoidale, il disco circumplanetario o protolunare, considerabile una sorta di disco protoplanetario in miniatura.[14]

La formazione del disco circumplanetario segna la fase di transizione tra lo stadio di accrescimento indiscriminato dalla nebulosa solare e l'isolamento del pianeta dal disco protoplanetario, che segna la cessazione del processo di accrescimento del pianeta. La fase di isolamento ha inizio quando Giove ha consumato la maggior parte dei gas della sua regione orbitale ed inizia a "scavare" una lacuna nel denso mezzo circumplanetario che costituisce il disco protoplanetario.[14]

Origine dei satelliti naturali

Magnifying glass icon mgx2.svgLo stesso argomento in dettaglio: Satelliti naturali di Giove.
Fotomontaggio di Giove con i satelliti medicei.

I satelliti regolari costituirebbero i resti di un'antica popolazione di satelliti di massa simile ai satelliti galileiani [4][15] che si sarebbero formati a partire dalla coalescenza delle polveri all'interno del circumplanetario.[4][16]

Le simulazioni inducono ad ipotizzare che, sebbene il disco abbia avuto una massa relativamente bassa in un dato momento, con l'avanzare del tempo una sostanziale frazione della massa che il nascente Giove acquisiva dalla nebulosa solare abbia subito dei processi di rielaborazione ad opera del disco circumplanetario.[4] Tuttavia, conoscendo le masse dei satelliti regolari, la massa del disco doveva essere pari ad appena il 2% della massa del pianeta, un valore molto basso;[4] pertanto, si ritiene che possano essere esistite, nella storia primordiale del pianeta, diverse generazioni di satelliti di massa paragonabile a quella dei medicei, ciascuna delle quali sarebbe poi precipitata verso il pianeta a causa degli urti nella cintura circumplanetaria, mentre nuovi satelliti si sarebbero formati dalle nuove polveri catturate dal pianeta in formazione.[4] Nel corso di questo turn-over satellitare, la mole delle polveri che costituivano il disco si è enormemente ridotta, tanto che l'attuale quantitativo di polveri non arriva a svolgere quell'azione interferenziale nei confronti delle orbite dei satelliti che costituiscono l'attuale generazione (presumibilmente la quinta).[15] L'attuale generazione di satelliti si sarebbe formata ad una distanza maggiore rispetto a quella che attualmente possiedono, e quindi sarebbero precipitati verso orbite più interne, acquisendo ulteriormente materiale dal disco in fase di assottigliamento e stabilendosi in una risonanza orbitale che attualmente mantiene stabili Io, Europa e Ganimede; la maggior massa di quest'ultimo sta presumibilmente ad indicare che il satellite sia migrato con una velocità superiore rispetto ad Io ed Europa.[4]

I satelliti più esterni, irregolari, si sarebbero formati dalla cattura di asteroidi di passaggio mentre il disco circumplanetario era ancora abbastanza massiccio da assorbire buona parte della loro quantità di moto e catturarli in orbita al suo interno. Buona parte di questi corpi si sono fratturati a seguito di stress durante la cattura o a causa di collisioni con altri oggetti più piccoli, producendo le famiglie satellitari oggi visibili.[5]

Migrazione nell'attuale orbita e cattura dei troiani

Una simulazione che mostra i fenomeni di migrazione planetaria che hanno riguardato i pianeti esterni e la Fascia di Kuiper nelle prime fasi della storia del sistema solare: a) Prima della risonanza Giove/Saturno 2:1 b) Spostamento degli oggetti della Cintura di Kuiper nel sistema solare dopo lo slittamento dell'orbita di Nettuno c) Dopo l'espulsione dei corpi della Fascia di Kuiper ad opera di Giove.

Le simulazioni computerizzate, condotte per comprendere i meccanismi che hanno portato alla loro peculiare orbita i cosiddetti pianeti gioviani caldi,[17] hanno mostrato che anche Giove ha subito un processo di migrazione planetaria poco dopo la sua formazione.[18][19] Il pianeta si sarebbe formato a circa 5,65 UA da Sole e nei 100.000 anni successivi, a causa della perdita del momento angolare dovuta all'attrito con il debole disco di polveri residuate dalla formazione della stella e dei pianeti, sarebbe man mano scivolato più internamente di circa 0,45 UA (70 milioni di chilometri), stabilizzandosi nell'attuale orbita ed entrando in risonanza 1:2 con Saturno.[20]

La principale prova di questo fenomeno è fornita da un gruppo di circa 700 asteroidi appartenenti alla famiglia Hilda, che sono in risonanza 3:2 con Giove e possiedono, per la stragrande maggioranza, delle orbite altamente ellittiche ed eccentriche attorno al Sole.[20] Le simulazioni indicano che il gigante gassoso, durante la sua migrazione, abbia perturbato in maniera molto estesa l'orbita circolare degli asteroidi proto-Hilda, eiettandone alcuni fuori dal sistema solare e vincolando i rimanenti nelle attuali orbite eccentriche.[20]

Un altro evento quasi sicuramente correlato alla migrazione di Giove è la cattura degli asteroidi troiani. Infatti, la migrazione dei pianeti giganti ha avuto come effetto una destabilizzazione della fascia di Kuiper, che allora doveva trovarsi molto internamente (come si può evincere dall'immagine sopra), scagliando nel sistema solare interno milioni di corpi minori; inoltre, la loro influenza gravitazionale combinata ha velocemente disturbato qualunque troiano preesistente.[18] Secondo questa teoria, l'attuale popolazione di troiani si sarebbe accumulata a partire dagli oggetti della fascia di Kuiper in fuga mentre Giove e Saturno entravano nella loro attuale risonanza orbitale.[21]

Note

  1. ^ a b M. Woolfson, The origin and evolution of the solar system (PDF), University of York. URL consultato il 22-07-2006.
  2. ^ a b c Ann Zabludoff (University of Arizona), Lecture 13: The Nebular Theory of the origin of the Solar System, su atropos.as.arizona.edu. URL consultato il 27-12-2006.
  3. ^ a b c d e f g Douglas N. C. Lin, The Genesis of Planets, in Scientific American, vol. 298, nº 5, maggio 2008, pp. 50–59.
  4. ^ a b c d e f g R. M. Canup, W. R. Ward, Origin of Europa and the Galilean Satellites, in Europa, University of Arizona Press, 2009.
  5. ^ a b D. Jewitt, N. Haghighipour, Irregular Satellites of the Planets: Products of Capture in the Early Solar System (PDF), in Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol. 45, 2007, pp. 261–95, DOI:10.1146/annurev.astro.44.051905.092459.
  6. ^ B. Militzer, W. B. Hubbard, J. Vorberger, I. Tamblyn, S. A. Bonev, A Massive Core in Jupiter Predicted From First-Principles Simulations (PDF), vol. 688, nº 1, pp. L45-L48, DOI:10.1086/594364. URL consultato il 05-06-2009.
  7. ^ S. W. Falk, J. M. Lattmer, S. H. Margolis, Are supernovae sources of presolar grains?, in Nature, vol. 270, 1977, pp. 700-701.
  8. ^ L'età attuale del nostro astro è stata determinata tramite modelli elaborati al computer sull'evoluzione stellare e la nucleocosmocronologia. A. Bonanno, H. Schlattl, L. Patern, The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS (PDF), in Astronomy and Astrophysics, vol. 390, 2002, pp. 1115–1118.
  9. ^ isotopicAges, su psrd.hawaii.edu. URL consultato il 14-12-2007.
  10. ^ A. Bonanno, H. Schlattl, L. Patern, The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS (PDF), in Astronomy and Astrophysics, vol. 390, 2002, pp. 1115–1118.
  11. ^ A. P. Boss, R. H. Durisen, Chondrule-forming Shock Fronts in the Solar Nebula: A Possible Unified Scenario for Planet and Chondrite Formation, in The Astrophysical Journal, vol. 621, 2005, pp. L137–L140, DOI:10.1086/429160.
  12. ^ P. Goldreich, W. R. Ward, The Formation of Planetesimals, in Astrophysical Journal, vol. 183, 1973, p. 1051, DOI:10.1086/152291. URL consultato il 16-11-2006.
  13. ^ a b c J. B. Pollack, O. Hubickyj, P. Bodenheimer, J. P. Lissauer, M. Podolak, Y. Greenzweig,, Formation of the Giant Planets by Concurrent Accretion of Solids and Gas, in Icarus, vol. 124, nº 1, novembre 1996, pp. 62-85. URL consultato il 10-05-2009.
  14. ^ a b P. R. Estrada, I. Mosqueira, J. J. Lissauer, G. D'Angelo, D. P. Cruikshank, Formation of Jupiter and Conditions for Accretion of the Galilean Satellites, in arXiv, 8 settembre 2008. URL consultato il 9-05-2009.
  15. ^ a b Marcus Chown, Cannibalistic Jupiter ate its early moons, New Scientist, 7 marzo 2009. URL consultato il 18-03-2009.
  16. ^ Y. Alibert, O. Mousis, W. Benz, Modeling the Jovian subnebula I. Thermodynamic conditions and migration of proto-satellites, in Astronomy & Astrophysics, vol. 439, 2005, pp. 1205–13, DOI:10.1051/0004-6361:20052841.
  17. ^ F. S. Masset, J. C. B. Papaloizou, Runaway Migration and the Formation of Hot Jupiters, in The Astrophysical Journal, vol. 588, nº 1, maggio 2003, pp. 494-508, DOI:10.1086/373892. URL consultato il 05-06-2009.
  18. ^ a b H. F. Levison, A. Morbidelli, C. Van Laerhoven et al., Origin of the Structure of the Kuiper Belt during a Dynamical Instability in the Orbits of Uranus and Neptune, 2007, arXiv 0712.0553.
  19. ^ D. E. Trilling, J. I. Lunine, W. Benz, Orbital migration and the frequency of giant planet formation, in Astronomy and Astrophysics, vol. 394, ottobre 2002, pp. 241-251, DOI:10.1051/0004-6361:20021108. URL consultato il 05-06-2009.
  20. ^ a b c F. A. Franklin, N. K. Lewis,P. R. Soper, M. J. Holman, HildaAsteroids as Possible Probes of Jovian Migration, in The Astronomical Journal, vol. 128, nº 3, settembre 2004, pp. 1391-1406, DOI:10.1086/422920. URL consultato il 05-06-2009.
  21. ^ A. Morbidelli, H. F. Levison, R. Gomes, Chaotic capture of Jupiter's Trojan asteroids in the early Solar System (PDF), in Nature, vol. 435, nº 7041, 26 maggio 2005, pp. 462–465, DOI:10.1038/nature03540, ISSN 0028-0836, OCLC 112222497. URL consultato il 05-06-2009.

Bibliografia

Titoli generali

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Titoli specifici

Sul sistema solare

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Collegamenti esterni

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