Visto che lunedì avrò quest'esame, che modo migliore c'è se non quello di ripassare scrivendo un bel post che nessuno di voi leggerà? Questa sera vi parlo dell'annoso problema della formazione del Sistema Solare, in particolare della formazione dei pianeti. Scommetto che non vi interessa vero? Bene, neanche a me. Però vi suggerisco di leggerlo, così poi capirete il mio stato d'animo.
La formazione del Sistema Solare (SS) è avvenuta in seguito al collasso di una nube molecolare, la quale al centro ha creato il Sole e tutt'intorno ha lasciato un disco di un certo spessore in rotazione. Ora, dall'analisi degli elementi chimici presenti nel SS oggi e quelli derivati con le simulazioni di collasso gravitazionale della nube molecolare, si è visto che molto probabilmente il nostro SS è nato dai resti di una supernova. Comunque sia, questo è irrilevante per la formazione dei pianeti.
Pianeti terrestri. Quando il Sole si è già formato abbiamo questa situazione: la stella al centro del sistema è circondata da un disco circumstellare fatto perlopiù di idrogeno e grani di polvere (che non è la polvere che trovate sotto il letto). Il disco comincia a raffreddarsi, grazie anche al forte vento stellare originato dal Sole durante le fasi di pre-sequenza, e i differenti composti iniziano a solidificarsi a temperature diverse. Questi grani cominciano ad accrescere l'uno sull'altro in seguito a collisioni; vi è anche una migrazione dei grani verso l'equatore del disco, dal momento che non sono sostenuti dalla pressione come invece lo è il gas. Alla fine di questa fase troviamo degli oggetti delle dimensioni del metro. Poiché ancora non c'è un'attrazione gravitazionale abbastanza forte da tenerli assieme, questi grani subiscono delle collisioni e rimangono per così dire “appiccicati” l'uno con l'altro. Al termine di questo processo le dimensioni sono salite al kilometro. Il tempo necessario alla formazione di questi affari è di circa centomila anni. A questo punto la gravità è abbastanza potente da poter attirare altri affari e così, affare dopo affare, le dimensioni crescono fino al centinaio di kilometri e nascono quelli che vengono chiamati embrioni planetari o anche planetesimi. Ma non è finita qui. Perché adesso, con la gravità, c'è anche da considerare il rapporto tra le velocità di collisione e le velocità di fuga. Quando quest'ultima è maggiore dell'altra, allora il processo viene chiamato crescita oligarchica e un embrione cresce fino a dominare sugli altri che inizieranno a cascarci sopra. Alla fine di questa fase abbiamo tanti corpi in orbita attorno al neonato Sole. Le orbite sono fortemente eccentriche, quindi è naturali che possano avvenire processi di interazione a distanza tra questi corpi. Dopo un tempo sufficientemente lungo le orbite si stabiliscono e per masse che superano il decimo di massa terrestre è possibile avere la formazione di un'atmosfera. (Solo per dirvelo: le atmosfere planetarie si formano in conseguenza alle collisioni e ai gas che vengono sprigionati durante questi processi.)
Pianeti giganti. Esistono due teorie che spiegano la formazione dei pianeti giganti. Per entrambe di esse la formazione di tali pianeti deve essere avvenuta prima della formazione di quelli terrestri, in quanto il vento stellare potrebbe spazzare via il gas che serve per le spesse atmosfere dei pianeti gassosi. Le due teorie sono la disk instability e il core accretion.
Disk instability. Come lo dice il nome, questa teoria si basa sull'ipotesi che venga generata un'instabilità nel disco protoplanetario formato da gas e polveri in modo che possa avvenire la formazione di nuclei solidi e poi di spesse atmosfere. Chiaramente per avere instabilità devono essere soddisfatte alcune condizioni. Innanzitutto il disco deve essere abbastanza massiccio per poter generare instabilità; seconda cosa: il trasporto dell'energia non può essere isotermo, ovvero non può mantenere sempre la stessa temperatura nel disco, altrimenti non ci può essere instabilità. Anche perché all'interno del disco agiscono forze viscose il cui effetto è di aumentare la temperatura. Tenendo conto di questo effetto, però, si è visto che la temperatura raggiunta era troppo alta per poter generare instabilità. Ci voleva un qualche processo che portasse ad una temperatura intermedia e che quindi raffreddasse il disco. Questo processo esiste ed è stato identificato nel fenomeno della convezione verticale: in questo modo il tempo di raffreddamento risulta essere di 50 anni, compatibile con il periodo di rivoluzione di un pianeta ad una distanza di 10 AU dal Sole (1 AU = 150 milioni di km). Questo modello funziona per distanze eliocentriche comprese tra 5 e 20 AU, tuttavia non rende conto della formazione di Saturno, avente massa di circa 0.3 masse gioviane. Inoltre fornisce una composizione chimica dell'atmosfera planetaria di origine solare, che invece non si osserva.
Core accretion. In questo modello si assume che l'arricchimento in massa dei pianeti giganti avvenga mediante il processo dell'accrescimento sul un oggetto compatto (il core che in inglese significa nucleo). Le prime fasi evolutive in questo caso sono come quelle per i pianeti terrestri: viene generato un nucleo terrestre di circa 1.5 masse terrestri in 10 milioni di anni. Questa massa però è troppo piccola per poter catturare il gas: ci vogliono almeno 10 masse terrestri. La cosa ganza è che questo vale anche per Saturno. L'energia gravitazionale accumulata dall'accrescimento viene dissipata come radiazione luminosa. Con questo modello si ottengono masse dei nuclei abbastanza alte e compatibili con le osservazioni e la composizione chimica non è come quella solare. Tuttavia sembra che i tempi scala di questo processo siano troppo lunghi rispetto alle età riscontrate osservativamente.
Quindi ancora non sembra esserci perfetto accordo tra la teoria e le osservazioni e nessun modello tiene conto contemporaneamente di tutte queste cose. Risultati più precisi potranno arrivare quando sarà possibile uno studio decente delle stelle di tipo RR Tauri che sono stelle in fase di presequenza e sono circondate anch'esse da dischi protoplanetari.
A voi piacciono queste cose?
La formazione del Sistema Solare (SS) è avvenuta in seguito al collasso di una nube molecolare, la quale al centro ha creato il Sole e tutt'intorno ha lasciato un disco di un certo spessore in rotazione. Ora, dall'analisi degli elementi chimici presenti nel SS oggi e quelli derivati con le simulazioni di collasso gravitazionale della nube molecolare, si è visto che molto probabilmente il nostro SS è nato dai resti di una supernova. Comunque sia, questo è irrilevante per la formazione dei pianeti.
Pianeti terrestri. Quando il Sole si è già formato abbiamo questa situazione: la stella al centro del sistema è circondata da un disco circumstellare fatto perlopiù di idrogeno e grani di polvere (che non è la polvere che trovate sotto il letto). Il disco comincia a raffreddarsi, grazie anche al forte vento stellare originato dal Sole durante le fasi di pre-sequenza, e i differenti composti iniziano a solidificarsi a temperature diverse. Questi grani cominciano ad accrescere l'uno sull'altro in seguito a collisioni; vi è anche una migrazione dei grani verso l'equatore del disco, dal momento che non sono sostenuti dalla pressione come invece lo è il gas. Alla fine di questa fase troviamo degli oggetti delle dimensioni del metro. Poiché ancora non c'è un'attrazione gravitazionale abbastanza forte da tenerli assieme, questi grani subiscono delle collisioni e rimangono per così dire “appiccicati” l'uno con l'altro. Al termine di questo processo le dimensioni sono salite al kilometro. Il tempo necessario alla formazione di questi affari è di circa centomila anni. A questo punto la gravità è abbastanza potente da poter attirare altri affari e così, affare dopo affare, le dimensioni crescono fino al centinaio di kilometri e nascono quelli che vengono chiamati embrioni planetari o anche planetesimi. Ma non è finita qui. Perché adesso, con la gravità, c'è anche da considerare il rapporto tra le velocità di collisione e le velocità di fuga. Quando quest'ultima è maggiore dell'altra, allora il processo viene chiamato crescita oligarchica e un embrione cresce fino a dominare sugli altri che inizieranno a cascarci sopra. Alla fine di questa fase abbiamo tanti corpi in orbita attorno al neonato Sole. Le orbite sono fortemente eccentriche, quindi è naturali che possano avvenire processi di interazione a distanza tra questi corpi. Dopo un tempo sufficientemente lungo le orbite si stabiliscono e per masse che superano il decimo di massa terrestre è possibile avere la formazione di un'atmosfera. (Solo per dirvelo: le atmosfere planetarie si formano in conseguenza alle collisioni e ai gas che vengono sprigionati durante questi processi.)
Pianeti giganti. Esistono due teorie che spiegano la formazione dei pianeti giganti. Per entrambe di esse la formazione di tali pianeti deve essere avvenuta prima della formazione di quelli terrestri, in quanto il vento stellare potrebbe spazzare via il gas che serve per le spesse atmosfere dei pianeti gassosi. Le due teorie sono la disk instability e il core accretion.
Disk instability. Come lo dice il nome, questa teoria si basa sull'ipotesi che venga generata un'instabilità nel disco protoplanetario formato da gas e polveri in modo che possa avvenire la formazione di nuclei solidi e poi di spesse atmosfere. Chiaramente per avere instabilità devono essere soddisfatte alcune condizioni. Innanzitutto il disco deve essere abbastanza massiccio per poter generare instabilità; seconda cosa: il trasporto dell'energia non può essere isotermo, ovvero non può mantenere sempre la stessa temperatura nel disco, altrimenti non ci può essere instabilità. Anche perché all'interno del disco agiscono forze viscose il cui effetto è di aumentare la temperatura. Tenendo conto di questo effetto, però, si è visto che la temperatura raggiunta era troppo alta per poter generare instabilità. Ci voleva un qualche processo che portasse ad una temperatura intermedia e che quindi raffreddasse il disco. Questo processo esiste ed è stato identificato nel fenomeno della convezione verticale: in questo modo il tempo di raffreddamento risulta essere di 50 anni, compatibile con il periodo di rivoluzione di un pianeta ad una distanza di 10 AU dal Sole (1 AU = 150 milioni di km). Questo modello funziona per distanze eliocentriche comprese tra 5 e 20 AU, tuttavia non rende conto della formazione di Saturno, avente massa di circa 0.3 masse gioviane. Inoltre fornisce una composizione chimica dell'atmosfera planetaria di origine solare, che invece non si osserva.
Core accretion. In questo modello si assume che l'arricchimento in massa dei pianeti giganti avvenga mediante il processo dell'accrescimento sul un oggetto compatto (il core che in inglese significa nucleo). Le prime fasi evolutive in questo caso sono come quelle per i pianeti terrestri: viene generato un nucleo terrestre di circa 1.5 masse terrestri in 10 milioni di anni. Questa massa però è troppo piccola per poter catturare il gas: ci vogliono almeno 10 masse terrestri. La cosa ganza è che questo vale anche per Saturno. L'energia gravitazionale accumulata dall'accrescimento viene dissipata come radiazione luminosa. Con questo modello si ottengono masse dei nuclei abbastanza alte e compatibili con le osservazioni e la composizione chimica non è come quella solare. Tuttavia sembra che i tempi scala di questo processo siano troppo lunghi rispetto alle età riscontrate osservativamente.
Quindi ancora non sembra esserci perfetto accordo tra la teoria e le osservazioni e nessun modello tiene conto contemporaneamente di tutte queste cose. Risultati più precisi potranno arrivare quando sarà possibile uno studio decente delle stelle di tipo RR Tauri che sono stelle in fase di presequenza e sono circondate anch'esse da dischi protoplanetari.
A voi piacciono queste cose?
23 commenti:
No. Queste cose fanno cagare. Però la'altra settimana c'era un seminario sulle simulazioni dei dischi di accrescimento protostellari e debbo dire che è stato carino, nonostante come dici anche tu stesso le teorie oggi a disposizione portino ad un sostanziale nulla di fatto. Forse era carino perché ci hanno fatto vedere un sacco di simulazioni che giravano; più probabilmente era carino perché parlavano di simulazioni e ormai sono un esperto di simulazioni (???).
Ah: in bocca al lupo per l'esame!
Oh beh, quando ci sono di mezzo le simulazioni possono venir fuori cose davvero carine. Ma solo se mi fanno vedere il video della simulazione.
Ah: crepi!
Esatto, facevano vedere anche i video: c'era questo disco che girava, formava dei bracci di spirale che a volte si frammentavano formando planetesimi. In una simulazione c'era addirittura un incontro con un altra stella che passava proprio in mezzo al disco e lo smembrava tutto con le forze mareali, era proprio figo da vedere.
Che cosa ho imparato da quel seminario? Che il tempo di cooling è tutto.
una sola piccola critica (anche se so che non potrei permettermi di farla). Bè non credo che la metallicità non influisca sulla formazione dei pianeti, con una metallicità più alta la densità è maggiore ed è più probabile che si creino pianeti. Nelle stelle primordiali quando le supernove non avevano arricchito ancora di metalli lo spazio, non si sarebbero creati pianeti rocciosi ma solo gassosi e con più difficoltà. bè l'evoluzione dei sistemi stellari è carina, non proprio entusiasmante ma carina
G, io quando all'inizio ho detto che "l'analisi della composizione chimica eccetera" mi riferivo alle abbondanze degli elementi pesanti che possono venir generati da una nube molecolare "pura", se vuoi, e da una nube "contaminata" da altri elementi pesanti, come può essere il caso di una supernova. Poi c'è anche da dire che gli elementi pesanti sono davvero molto pochi (molto-molto-molto pochi), quindi non credo che possano influire pesantemente sui meccanismi di formazione dei pianeti. Sicuramente influiscono pesantemente sulla composizione chimica dei singoli oggetti. Beh, non sono esperto di queste cose e, anzi, le trovo davvero scomode e fastidiose da studiare.
Com'è andato l'esame, Dee?
Devo tornare fra un paio di giorni perché devo aggiungere delle cose alla tesina, "così le dò un voto alto, visto che aveva fatto un buon lavoro". Che palle.
dee, ti ho scritto un commento al post del 18 gennaio. leggi e rispondi, perdio. tnks.
Azz! Potevi commentare un post, che so, del 13 aprile visto che c'eri (ammesso che il 13 aprile scorso abbia scritto qualcosa, non so, non ho guardato)!!! Comunque ti rispondo qui.
La procedura è questa: individua nella tua fotocamera la funzione di compensazione dell'esposizione, a volte chiamata exposure bias o qualcosa simile. Dovresti averla da qualche parte nella modalità manuale. Poi devi individuare un punto stabile da dove scattare le foto. Sarebbe meglio un cavalletto, ma anche un muro sberciato può andare. Ora devi tenere la fotocamera ferma immobile e scattare dalle 3 alle 5 immagini partendo dalla "esposizione" più bassa a quella più alta (io solitamente ne faccio 5: -2, -1, 0, +1, +2). Non serve che aspetti che il Sole muoia, ma devi necessariamente tenere la fotocamera ferma. Beh, se hai altri dubbi fammi sapere.
dee, tesoro, ora vengo costì e ti sfiocino di nocchini. è questo un blog o è questa la tua casella di posta?
ho scritto lì perché commentavo sull'argomento di quel post. che c'azzecca HDR con formazione del sistema solare? inoltre, pensavo che anche blogspot, come WLS, desse conto agli utenti di tutti gli ultimi commenti lasciati ,anche su posts vecchi. chiusa polemiaaaaa!
grazie per le dritte, domani all'ora di pranzo tonerò dal mio amato muro sbrecciato e proverò a cimentarmi.
Oh no, qui su blogger è tutto fai-da-te. Bisogna mettere un'applicazione apposta per gli ultimi commenti (come quella che ha Filippo). In effetti dovrei metterla. In effetti, inoltre, ho sbagliato a scrivere sbrecciato perché ho scritto sberciato. Merito del fatto che sto guardando la tv con il computer sulle ginocchia.
Ah, curiosamente questo blog è in piedi dal 14 aprile. E dire che neanche me lo ricordavo!
Ei Marco,
Regalino :D
Bella Jack! Ma non riesco a commentare al tuo post.
ovvio! commenta quello sotto
Sì, dovreste mettervi tutti un bel widget per gli ultimi commenti: così non devo ricordarmi ogni volta tutti i numeri per sapere se qualcuno ha scritto un nuovo commento o no.
dove si scarica il suddetto widget?
Ah non so. Io ho cliccato in basso a quello di Filippo "add this widget to your blog" et voilà. Mi sorprende tuttavia la tua domanda.
poca voglia di cercare
(p.s. in più sono giustificato dall'orario del commento)
Marco forse non hai capito le regole del premio.. leggile :D
E cosa dovrei fare Jack?
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