La storia del Sistema Solare è ancora tutta da raccontare.

di M. Fulchignoni, 1976

Una visione d'insieme

Scorrendo le tappe fondamentali della Storia dell'Astronomia, appare evidente come il quadro complessivo del Sistema Solare si sia gradualmente modificato e ampliato man mano che la ricerca e la tecnologia mettevano a disposizione strumenti di indagine più adeguati.

E’ vero che la necessità di definire un corpo quale "pianeta" è puramente speculativa e deriva più dal nostro bisogno di classificare i corpi celesti che non da effettive e nette distinzioni presenti in natura, ma è altrettanto vero che il codificare alcuni criteri identificativi potrebbe talvolta aiutare la nostra comprensione.
Un dato innegabile è che non esiste alcuna definizione ufficiale di cosa possa essere considerato un pianeta, ma è comunque possibile tentare di costruire una accettabile definizione di lavoro, e lo facciamo seguendo i suggerimenti di A. Stern (1992).
E’ ragionevole supporre che un corpo celeste per essere considerato un pianeta debba soddisfare questi tre criteri:

1. Non deve essere di massa talmente elevata da riuscire ad innescare reazioni nucleari al suo interno, trasformandosi in tal modo in una stella.

2. Deve possedere una massa sufficientemente elevata da fargli assumere una forma sferica grazie all’azione della sua stessa gravità; la transizione tra una forma irregolare ed una forma sferica assicurata dalla gravità si verifica per oggetti di 200-400 km di diametro.

3. Deve percorrere un’orbita che si snoda direttamente intorno al Sole e non attorno ad un altro corpo celeste.
Questi criteri sono sufficientemente chiari, facilmente comprensibili e, penso, condivisibili da tutti.
La loro applicazione, però, mostra evidenti segni di problematicità; non si capisce, infatti, perchè venga classificato come pianeta Plutone e non lo siano i maggiori asteroidi (Cerere, Pallade, Vesta...). Certamente hanno giocato in questa direzione le contingenze storiche, riconducibili, in modo molto sintetico, alla scoperta a cascata degli asteroidi ed alla quasi immediata elaborazione della teoria del "pianeta distrutto", con il conseguente declassamento di questi corpi celesti al ruolo secondario di frammenti. Per Plutone, invece, le circostanze hanno operato in senso contrario, favorendo la maggiore considerazione di cui gode: non solo si trattava di un nuovo e concreto risultato di quel lavoro di analisi delle perturbazioni del moto che, ottanta anni prima, aveva egregiamente portato alla scoperta del pianeta Nettuno, ma, soprattutto, questo nuovo oggetto, posto agli estremi confini della zona planetaria del Sistema Solare, non condivideva la sua orbita con altri corpi celesti, dunque il classificarlo come pianeta era la scelta più logica...

Ragionando con il senno di poi, emerge, evidente, il diverso metro usato nel caso di Cerere e Plutone; se, poi, si tiene conto delle recenti scoperte nella zona trans-nettuniana non si può non riflettere sul carattere talvolta ambiguo e fuorviante che possono assumere le nostre classificazioni se si considerano come parametri assoluti ed indiscutibili. Non intendo, comunque, nè indire crociate per l’inclusione di Cerere nel novero dei pianeti nè battermi perchè si giunga all’ostracismo nei confronti di Plutone: non siamo certamente di fronte, come talvolta capita di leggere, alla necessità di "rimediare a delle ingiustizie"...

E poi, anche se questa argomentazione può sembrare banale, forse che la diversa etichetta che potremmo mettere su questi corpi celesti potrebbe fornirci nuove verità circa la loro natura?

Ritengo, in ogni caso, che il terzo criterio necessiti di una appendice.

Questa potrebbere essere la valutazione della forma dell’orbita e della sua stabilità nel tempo: lo studio del valore dell’eccentricità e dell’inclinazione dell’orbita di un corpo potrebbero rivelare orbite caratterizzate nel passato da forti perturbazioni gravitazionali o da impatti e tale esperienza potrebbe ancora influenzare l’evoluzione dinamica di quel corpo. Il punto cui voglio arrivare è introdurre il criterio della stabilità orbitale su tempi comparabili all’età del Sistema Solare: questo criterio comporta che un pianeta sia destinato a mantenere la sua collocazione orbitale e non venga disturbato in modo catastrofico dagli altri pianeti. La verifica operativa di questo fatto non è comunque semplice ed è possibile solamente ricorrendo all’integrazione delle orbite su lunghi periodi per mezzo di programmi di calcolo e simulazioni computerizzate.

Chiudiamo bruscamente questa parentesi e torniamo al quadro generale del Sistema Solare.

La situazione dei componenti la famiglia del Sole ottenuta grazie alle osservazioni effettuate con i mezzi attuali, soprattutto grazie al contributo delle sonde spaziali, può essere riassunta in questa tabella:

(*) MT = 5.97 x 1024 kg RT = 6378 km
(**) Si hanno concrete indicazioni (IAUC 6515) che attorno a Saturno vi siano molti altri satelliti di piccole dimensioni; la parola definitiva spetterà, forse, alla missione spaziale Cassini, che ha iniziato il suo viaggio verso il pianeta degli anelli il 15 ottobre 1997.
(***) Plutone è mantenuto nell'elenco per le ragioni storiche sopra citate.

Ma, come si è già avuto modo di notare, non vi sono solamente pianeti (con i rispettivi satelliti) a danzare intorno al Sole. Tra Marte e Giove, in una regione di spazio compresa tra circa 1.8 e 3.5 U.A., si colloca la FasciaPrincipale degli Asteroidi, formata da circa il 97% degli oltre 40.000 (finora scoperti) corpi celesti così chiamati per il loro aspetto "quasi stellare", 7000 dei quali ha orbite determinate in modo accurato.
Il quadro è ulteriormente arricchito dalla presenza delle Comete (corpi celesti per i quali non è possibile trovare una "collocazione spaziale" ben definita in quanto caratterizzati da un'ampia gamma di parametri orbitali) e dalla recente introduzione di una nuova classe di oggetti celesti, indicati genericamente con il termine di Kuiper-Belt Objects (ma ai quali talvolta ci si riferisce con il termine di Oggetti Trans-Nettuniani) la cui scoperta ha reso non più solamente ipotetica l'esistenza della Fascia di Kuiper.
Anche agli occhi dei non addetti ai lavori appare sempre più evidente il cambiamento radicale cui si sta avviando la nostra visione del Sistema Solare, e non solo grazie alla scoperta dell’esistenza di numerosi corpi celesti all’estrema periferia della zona planetaria, ma anche grazie alla crescente presa di coscienza che lo stesso spazio interplanetario è tutt’altro che vuoto. Una popolazione in continuo aumento, dunque, quella che compone il Sistema Solare, e questo può forse giustificare il crescente bisogno di rivedere classificazioni che, fino a ieri, avevano egregiamente svolto il loro compito.
La stessa definizione di Corpi Minori presenta alcuni aspetti problematici: solitamente con questo termine si è sempre inteso comprendere i corpi del Sistema Solare con l’esclusione dei pianeti e del Sole, intendendo distinguere tra tutti i corpi (ed il termine "minori" è in tal senso molto eloquente) gli oggetti più grandi da quelli di dimensioni inferiori; ma come non puntualizzare che vi sono almeno due satelliti (Ganimede e Titano) più grandi di Mercurio e ben 7 con diametro equatoriale maggiore di quello di Plutone?
Si veda, a tale proposito, la tabella seguente:

In questo libro, comunque, utilizzerò il termine Corpi Minori del Sistema Solare in una accezione ancora più ristretta, vale a dire escludendo tutti i satelliti: verranno perciò analizzati gli ASTEROIDI, le COMETE ed i KUIPER-BELT OBJECTS, cercando anche di verificare, dove possibile, come le conoscenze che possediamo in merito a questi corpi si adattano a quanto conosciamo della formazione dell’intero Sistema Solare. Forse la scelta può apparire drastica, ma la stupefacente varietà di caratteristiche rilevabili nei satelliti porterebbe l’analisi troppo lontano; se è vero, infatti, che il meccanismo della genesi satellitare è strettamente collegato al processo di accumulazione planetaria, è altrettanto vero che i risultati cui giunge sono tutt’altro che uniformi, anche nel caso di due pianeti sufficientemente simili tra loro quali sono Giove e Saturno.
Ogni satellite è veramente un "mondo a sè" e sarebbe veramente arduo riuscire a dare di questi corpi una visione di sintesi.
La stessa distinzione in Asteroidi, Comete e KBO (Kuiper-Belt Objects) è mantenuta unicamente con una finalità "didattica" in quanto offre elementi significativi per inquadrare i corpi descritti; il rovescio della medaglia è che, in realtà, non tiene conto del fatto che è veramente impossibile tracciare un confine netto tra le varie classi.
E non si tratta solamente di gestire le varie eccezioni che confermano la regola!
Le comete e gli asteroidi, nelle loro accezioni più comuni, possiamo pensarli come i rappresentanti estremi di un insieme molto variegato di oggetti celesti, nel quale trovano evidentemente posto anche molteplici corpi che presentano caratteristiche intermedie.
Basti pensare, infatti, ai numerosi nuclei di comete ormai "spenti", praticamente indistinguibili da un asteroide; o all’oggetto 1996 PW (scoperto il 9 agosto 1996), caratterizzato da un’orbita fortemente eccentrica, dunque di tipo cometario, ma che non mostra alcun segno di attività cometaria; oppure alla cometa P/1996 N2 (scoperta annunciata il 7 agosto 1996) che associa un’orbita tipicamente asteroidale alla presenza di una bella coda.
E come non sospettare che in questo insieme così multiforme possano trovare stabile collocazione anche gli oggetti trans-nettuniani e gli enigmatici Centauri?
Dopo queste precisazioni e prima di iniziare una analisi dettagliata, ritengo sia necessario presentare un breve quadro descrittivo della nascita e dell'evoluzione del Sistema Solare: sarà questo il quadro di riferimento nel quale collocare i vari corpi sopra menzionati.

L'origine e l'evoluzione del Sistema Solare

La teoria ormai accettata circa l'origine e l'evoluzione del Sistema Solare è sostanzialmente (come idea di partenza) quella di Kant (1755) e Laplace (1796): una nube di gas e polveri che, sotto l'azione della gravità, tende a condensarsi. E’ importante sottolineare (Coradini et al.,1980) il duplice aspetto della teoria che deve spiegare la nascita del Sistema Solare: da una parte vi è un problema astrofisico (correlato alla formazione della stella Sole, da risolvere alla luce delle teorie e dei modelli stellari) e dall'altra parte un problema planetologico (da risolvere alla luce dello studio dei meteoriti, delle superfici e degli interni dei pianeti).
E’ significativo anche porre in evidenza due difficoltà di fondo, vale a dire il fatto di avere a disposizione solamente il nostro Sistema Solare quale fonte di informazioni ed il fatto che ci è quasi del tutto sconosciuto il suo stato iniziale. Queste due difficoltà ci pongono in una situazione profondamente diversa e più complicata di quella che si incontra nell’analisi dell'evoluzione stellare. Lo studio dell'evoluzione stellare ha la possibilità di guardare sia nel passato sia nel futuro: si possono, cioè, osservare stelle in diverse fasi della loro evoluzione ed in tal modo verificare le ipotesi formulate. Nel caso dell’analisi dell'evoluzione planetaria, invece, si ha a disposizione soltanto il nostro sistema planetario, ed in esso, inoltre, è possibile individuare pochi relitti delle epoche passate.
Ma vi sono anche due importanti evidenze relative all’origine comune del Sole e dei pianeti:
1. il Sistema Solare è sostanzialmente isolato, dato che la distanza della stella più vicina è maggiore di un fattore 5x104 rispetto alle dimensioni della zona planetaria.
2. la maggioranza dei corpi maggiori che compongono il Sistema Solare ha orbite che giacciono su un piano comune e le percorre nello stesso senso.
Nella tabella che segue sono riportati i valori dell’inclinazione delle orbite planetarie rispetto al piano dell’eclittica, che, per definizione, è il piano su cui giace l’orbita della Terra:

(*) Per la classificazione di Plutone vale quanto già detto.

Dalle considerazioni fatte, appare evidente il fatto che la genesi di un sistema planetario e la sua evoluzione dipendano in modo sostanziale dalle fasi evolutive della stella ad esso associato.
Un dato ormai condiviso da tutti è che il processo di formazione stellare avvenga all'interno delle nubi molecolari giganti (prevalentemente composte da H2 per decine di migliaia o anche milioni di masse solari a temperature di pochi gradi Kelvin): le parti più dense di queste strutture si suddividono in nubi più ridotte, di massa compresa tra 0.01 e 100 masse solari, che cominciano a contrarsi per autogravitazione (Lamzin, 1995). Non è ancora stato identificato con certezza, a questo proposito, il meccanismo che rompe il sostanziale equilibrio della nube e innesca il processo di collasso, anche se è ormai unanimemente accettata l'ipotesi di Lin delle "onde di densità" associate alla struttura a spirale della Galassia (Gratton, 1978) ed è riconosciuto il ruolo determinante delle esplosioni di supernova (Coradini et al., 1980 - Schramm e Clayton, 1982).
In ogni caso, con il sopravvento della gravità (fisicamente garantito solo se la massa coinvolta supera il valore critico dato dalla massa di Jeans), la materia "cade" verso il centro della nube in un tempo dell'ordine di 105 anni.
Si origina così una protostella: un corpo dotato di luminosità decine di volte superiore a quella solare, la cui presenza può, però, essere rilevata solamente da osservazioni IR. La radiazione emessa, infatti, viene rapidamente assorbita dall'involucro di polveri che ancora circonda la protostella e riemessa nella zona IR dello spettro. Stando ad un recente lavoro di Mannings ed Emerson (1994), le osservazioni nel dominio millimetrico, oltre che rivelarci stelle nelle fasi iniziali, potrebbero anche darci la prova dell’esistenza di strutture a disco attorno a queste protostelle, possibili sedi del meccanismo di formazione di un sistema planetario. Associata alla fase di protostella, infatti, se la materia in caduta è dotata di un moto di rotazione vi è la formazione di un disco nel quale gli attriti facilitano lo smaltimento del momento angolare in eccesso e si attiva un processo di aggregazione tra le polveri.
Alcuni attribuiscono proprio all'interazione tra un disco di accrescimento ed il campo magnetico di una protostella tutti i fenomeni tipicamente collegati alle T-Tauri, fenomeni che precedenti teorie non erano riusciti a spiegare in modo completo (Lamzin, 1995).
Il primo riscontro osservativo della teoria del disco di polvere attorno ad una stella quale primo passo di una possibile formazione planetaria è la scoperta (nel 1984) del disco di polvere attorno a b -Pictoris, stella di sequenza principale distante da noi circa 50 anni luce. Il disco si estende per oltre 200 U.A. dalla stella centrale e le sue parti più interne contengono poca polvere, che, probabilmente, si è già aggregata sotto forma di pianeti.
La più recente evidenza osservativa della presenza di un disco di polvere attorno ad una stella si è avuta per HL Tauri (Close et al., 1997) ed il diametro della struttura è stato stimato in circa 150 U.A. La stella centrale dovrebbe avere un’età di circa 300 mila anni ed una massa di 0,7 MSOL: i ricercatori responsabili della scoperta suggeriscono che il disco di HL Tauri sia un ottimo esempio di ciò che fu il nostro Sistema Solare in formazione.
Attualmente, comunque, la presenza di dischi protoplanetari attorno a giovani stelle è ormai un dato di fatto, confermato da diverse osservazioni tra cui, ad esempio, quattro giovani stelle della Nebulosa di Orione.