Crediti: NASA
La ricostruzione del modo in cui si formano i giganti gassosi, come Giove e Saturno, pone non pochi problemi ai planetologi. Uno in particolare riguarda le loro orbite: come riescono a rimanere così esterne, senza migrare a spirale verso la stella madre – mano a mano che la massa dei loro nuclei rocciosi aumenta – come vorrebbero i modelli che tengono conto delle forze mareali in atto nel disco protoplanetario? La risposta, stando a nuove simulazioni i cui risultati sono pubblicati sull’ultimo numero di Nature, potrebbe nascondersi in un effetto dovuto all’energia termica rilasciata dal protopianeta in accrescimento: una forza – che gli autori dello studio chiamano heating torque (potremmo tradurla come momento meccanico riscaldante) – in grado di scaldare il gas circostante, rendendolo così meno denso.
Il gas di cui parliamo è quello presente nei dischi dai quali si formano i sistemi planetari. Dischi di gas, appunto, polveri e frammenti rocciosi che circondano le stelle di recente formazione. I detriti in orbita in questi dischi, impattando l’uno con l’altro, tendono a produrre agglomerati via via più grandi, fino a dare forma a veri e propri embrioni planetari. Embrioni il cui destino è in parte determinato dalla velocità d’accrescimento, ovvero dal tempo che impiegano a raddoppiare la propria massa.
Stando ai modelli utilizzati dal team che ha realizzato le simulazioni, guidato da Pablo BenÍtez-Llambay dell’Universidad Nacional de Córdoba, il valore di soglia si situa attorno ai 60 mila anni. Se per raddoppiare la propria massa un protopiantea impiega più tempo (dunque accresce lentamente), la forza esercitata dalla heating torque non sarà sufficiente a opporsi alla migrazione dell’orbita verso la stella, riuscendo nel migliore dei casi solo a rallentarla. Ma se il tasso di accrescimento è più rapido, ecco che – per effetto della heating torque – la migrazione tenderà a far rotta verso l’esterno del sistema planetario ospite, mettendo così al sicuro le sorti del futuro pianeta.
L’efficienza massima, calcolano gli scienziati, si osserva quando la massa dell’embrione planetario è compresa tra la metà e il triplo di quella della Terra: esattamente l’intervallo richiesto per controbilanciare la migrazione verso l’interno in modo tale che le fasi di successiva crescita dell’embrione avvengano a una distanza superiore all’unità astronomica (AU, la distanza media fra la Terra e il Sole): dunque proprio là dove ci si attende la formazione dei giganti gassosi.
Per saperne di più:
- Leggi su Nature l’articolo “Planet heating prevents inward migration of planetary cores”, di Pablo Benítez-Llambay , Frédéric Masset, Gloria Koenigsberger e Judit Szulágyi