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Come si e' formato il nostro Sistema Solare?   torna all'Indice
 
 
 
 
 
 
 
 
 
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Cosa c’era in principio..., da quale scenario cosmico si formarono il Sole, la Terra e gli altri pianeti, come mutarono nel tempo le loro condizioni chimico-fisiche? Queste e tante altre domande vennero ripetutamente poste da vari scienziati e filosofi.

Kant e Laplace nel XVIII secolo formularono una "ipotesi nebulare" che mantiene vari elementi di validita’. Oggi, sulla base di molti dati scientifici, possiamo dipingere un quadro dettagliato degli eventi che attorno a 4.6 miliardi di anni fa portarono alla nascita del nostro Sistema Solare. 
 

Particolare della nebulosa dell'Aquila ripresa dal Telescopio Spaziale Hubble. Le protuberanze visibili sono addensamenti di gas e polveri che daranno origine a nuove stelle accompagnate probabilmente da sistemi planetari.

La nube madre

Una enorme e freddissima nube di gas molecolari e atomici e di polveri (come quelle che vediamo sul piano della Via Lattea), la cui temperatura interna non superava -250 C, si frammento’ in unita’ piu’ piccole per qualche meccanismo di instabilita’, ad es. per esplosione di una o piu’ stelle morenti (le cosiddette Supernovae). 

All’interno della nebulosa "madre" queste catastrofiche esplosioni di stelle di una generazione precedente al Sole, nell’ultimo guizzo della loro vita generarono, attraverso un processo di intense reazioni nucleari, nuovi e piu’ complessi elementi chimici. Tale processo si dice di nucleosintesi, e porta da elementi leggeri quali idrogeno H, elio He, ossigeno O, carbonio C, e azoto N, a sintetizzare elementi piu’ pesanti quali il silicio Si, il calcio Ca, il ferro Fe, il nichel Ni. 

Secondo la teoria detta popolarmente del Big Bang, l’Universo ha avuto origine circa 15 miliardi di anni fa da una situazione iniziale di altissima temperatura e densita’, quando un evento singolare ha costretto lo spazio a espandersi. Alla fine di tale rapidissima espansione durata forse solo qualche secondo, l’energia si era in parte trasformata in materia costituita di soli H e He. 

La successiva evoluzione stellare, e le Supernovae, lasciarono in eredita’ alle nebulose gli elementi che oggi formano il Sole, la Terra, e in ultima analisi anche il nostro corpo. Il tempo per questo arricchimento c’e’ stato: passarono infatti circa 10 miliardi di anni dal Big Bang alla formazione del Sistema Solare.

Il disco proto-planetario

Una di queste unita’ minori in cui si frammento’ la nube madre, acquisita una lenta rotazione iniziale ma incapace di sostenere il proprio peso, si contrasse riscaldandosi e assumendo gradualmente una forma appiattita, sino a divenire un vero e proprio disco ruotante. Per un fondamentale principio della dinamica noto come conservazione del momento angolare, la rotazione divenne sempre piu’ rapida con il progredire della contrazione, sicche’ il disco si organizzo’ attorno a un nucleo via via piu’ massiccio, con un grosso proto-Sole al centro e una residua massa distribuita in un sottile piano ove oggi orbitano i pianeti.
 

In questo particolare della Nebulosa di Orione (a sinistra), fotografata con il Telescopio Spaziale Hubble, si vedono delle formazioni ovali che hanno dimensioni paragonabili a quelle del nostro Sistema Solare. Sono altri esempi dell'abbondanza di queste strutture che indicano come la formazione di pianeti attorno alle stelle sia un evento frequente.
Nel riquadro a destra appare, sempre in una immagine HST, un disco protoplanetario visto di taglio, con il piano equatoriale denso di polveri.

 
 
 

Si usa designare questa entita’ iniziale con il nome di disco proto-planetario; della esistenza di tali dischi attorno a stelle vicine al Sole abbiamo varie evidenze da immagini del Telescopio Spaziale Hubble. Lo studio di queste fasi iniziali e’ tuttora argomento di vivace ricerca perche’ molti dettagli rimangono da chiarire.

In ogni caso, durante la fase di contrazione gravitazionale, il progressivo raffreddamento del disco porto’ alla condensazione di materiale secondo una sequenza dipendente dalla temperatura: prima condensarono i minerali refrattari, poi i composti metallici, i silicati ed infine i ghiacci (ghiacci di acqua H2O, di metano CH4, di ammoniaca NH3,...). 

Probabilmente e’ in questa prima fase che si formarono delle millimetriche gocce di polveri portate alla fusione da un rapido evento termico seguito da un brusco raffreddamento. Tali gocce, di forma sferica e chiamate condruli, si sono conservate fino a noi inglobate in alcune meteoriti primitive (condriti) unitamente ad alcuni minerali refrattari ancora piu’ antichi. 

I planetesimi

Che forma avevano le prime particelle? Possiamo immaginare che all’inizio esse fossero simili a granellini di polvere e a fiocchi di neve. Con il passare del tempo le deboli forze attrattive tra tali particelle portarono alla formazione di corpi sempre piu’ grandi, sino a dimensioni chilometriche, chiamati planetesimi. I planetesimi agirono come efficaci "aspirapolvere": quelli di dimensioni maggiori attirarono quelli piu’ piccoli circostanti, dando luogo ad oggetti di dimensioni sempre maggiori mediante un meccanismo detto di accrezione

Testimonianze della fase di accrezione, che equivale a un vero e proprio bombardamento, si hanno ad es. nelle superfici violentemente craterizzate di Mercurio e della Luna. Naturalmente arrivo’ un tempo in cui il numero di planetesimi si ridusse a valori trascurabili e l’accrezione in pratica termino’. 
 

Cosi' doveva presentarsi il proto-Sole con i planetesimi in formazione nel disco protoplanetario.

Una esperienza che possiamo fare anche con un modesto telescopio mostra che sui bordi dei crateri lunari si osservano distintamente dei crateri piu’ piccoli sovrapposti, causati da planetesimi caduti dopo i primi; ebbene con una opportuna tecnica di conteggio di tali crateri si puo’ trovare che il periodo di bombardamento piu’ intenso termino’ circa 3.8 miliardi di anni fa. 

Nel frattempo (dopo circa un milione di anni dal raffreddamento della nebulosa solare), il proto-Sole attraverso’ una fase denominata T-Tauri (dal nome della stella variabile prototipo di questa fase) durante la quale genero’ una enorme quantita’ di energia sotto forma di radiazione elettromagnetica (luce, calore) ma anche di particelle elementari velocissime: il cosiddetto vento solare (nuclei di H, cioe’ protoni, nuclei di He, cioe’ particelle alfa, nuclei di metalli) che spazzo’ via tutto il gas presente nella zona interna del Sistema Solare lasciandovi solo i materiali piu’ pesanti e refrattari. 

Da questo momento il Sistema Solare assume la attuale configurazione chimica e astronomica, con i pianeti giganti gassosi (Giove, Saturno, Urano, Nettuno) nella parte piu’ esterna, formatisi per accrezione dei planetesimi ghiacciati e ricchi di volatili, ed i pianeti terrestri rocciosi (Mercurio, Venere, Terra, Marte), ricchi di minerali refrattari, metalli e silicati, nella parte piu’ interna del Sistema Solare. Infatti, se a quel tempo il protopianeta in formazione era abbastanza grande, come lo era il proto-Giove, allora la sua gravita’ fu in grado di trattenere gas nebulare ed esso divenne un pianeta gigante; altrimenti rimase un corpo roccioso (pianeti interni, asteroidi), o, al di la’ di Nettuno, un corpo essenzialmente di ghiacci come alcuni campioni scoperti recentemente e di cui Plutone e’ forse solo il piu’ grande, e le comete.
 

Schema della struttura del Sistema Solare fra Marte e Giove, con evidenziata in arancio la fascia degli asteroidi.

Nasce il Sole

Dopo la fase T-Tauri, la continua contrazione gravitazionale causo’ un costante innalzamento della temperatura interna del proto-Sole, fino a raggiungere una soglia critica (sui 10 milioni di gradi!) in cui avvenne l’accensione delle reazioni termonucleari interessanti l’H nel nucleo centrale. In tale momento nacque il Sole vero e proprio, la sua struttura si stabilizzo’ e cesso’ di contrarsi, e la temperatura alla superficie divenne di circa 5000 gradi (oggi  un po’ superiore). 

Attualmente il 99.1% della massa del Sistema Solare e’ concentrata nel Sole, mentre il momento angolare e’ distribuito nei pianeti (in particolare Giove). Il forte campo magnetico generato dal vento solare ha agito come un efficace freno, rimuovendo una difficolta’ che sembrava insormontabile ai tempi di Kant e Laplace: perche’ il Sole ruota cosi’ adagio? In effetti all’inizio doveva ruotare molto in fretta, ma dopo 4.6 miliardi di anni il campo magnetico lo ha frenato efficacemente, e oggi impiega quasi un mese a compiere una rotazione sul proprio asse (come possiamo vedere seguendo le macchie solari).

La fascia degli asteroidi

Il materiale orbitante in una data porzione del Sistema Solare non subi’ pero’ in maniera compiuta questa evoluzione, e formo’ la fascia degli asteroidi situata tra Marte e Giove. Questi corpi minori del Sistema Solare infatti non furono mai in grado di costituire un vero pianeta a causa delle perturbazioni orbitali della vicina ed enorme massa di Giove. Tali perturbazioni impedirono alla maggior parte degli asteroidi di raggiungere le dimensioni minime per l’innesco di veri processi geologici, in grado di mutare (e cancellare) le strutture originarie, e congelarono per cosi’ dire gran parte del materiale asteoridale nello stato iniziale.
 

Le due piccole lune di Marte (chiamate Phobos e Deimos) sono verosimilmente degli asteroidi catturati dal pianeta. Qui vediamo su Phobos una impressionante documentazione di craterizzazione da impatto.

Le perturbazioni orbitali poi furono (e sono tuttora) causa di continue collisioni; lo dimostrano le superfici tormentate dei pochi asteroidi di cui abbiamo immagini ravvicinate. Talvolta le collisioni sono cosi’ violente da fratturare l’asteroide originale, scagliandone frammenti anche di grandi dimensioni in orbite che possono intersecare quelle dei pianeti interni. 

Le meteoriti 

La storia fin qui delineata a grandi cenni ha da un lato spiegato alcuni fatti fondamentali del Sistema Solare, quali la regolarita’ delle orbite dei pianeti, che ruotano tutti attorno al Sole nello stesso verso e praticamente nello stesso piano seguendo le 3 leggi di Keplero, e i motivi della differente composizione chimica di quelli rocciosi e di quelli gassosi, ma dall’altro ha evidenziato la enorme diversita’ di storia e evoluzione tra le parti interne e quelle esterne e il ruolo fondamentale assunto dai cosiddetti corpi minori (comete e asteroidi) per comprenderne i dettagli.

In questo quadro di insieme si inseriscono quali importanti testimoni le meteoriti, che come vedremo in effetti non hanno un’unica sorgente, e portano a Terra documenti preziosi di una grande diversita’ di corpi originali, di meccanismi termici, di frammentazioni meccaniche. Si va da oggetti cosi’ primitivi da inglobare materiale interstellare proveniente dalla nebulosa madre pre-solare, a meteoriti provenienti da corpi rimasti immutati sin dal tempo della loro formazione, a altre espulse da corpi complessi interessati da una prolungata storia geologica (Marte, Luna, Vesta), mostrando cosi’ la successione con cui gli antichi processi geologici si sono sviluppati nei corpi del Sistema Solare. Il ritrovamento di una meteorite e’ pertanto un indispensabile aiuto documentario per una corretta comprensione della nostra stessa evoluzione. Ogni nuova meteorite va pertanto raccolta e attentamente studiata appena possibile per portare nuovi elementi alla giovane scienza detta eso-geologia


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