Le bizzarrie di Plutone

Dal 1929 al 2006, Plutone ha vissuto nell'immaginazione di chiunque abbia frequentato le scuole di base come il nono pianeta più esterno del nostro sistema solare

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Le bizzarrie di Plutone
Le bizzarrie di Plutone

Dal 1929 al 2006, Plutone ha vissuto nell’immaginazione di chiunque abbia frequentato le scuole di base come il nono pianeta più esterno del nostro sistema solare. Fino al 1978, quando con la scoperta della luna gigante di Plutone, Caronte, era l’unico grande oggetto conosciuto nel nostro sistema solare che orbitava oltre la portata di Nettuno.

Poi, nel corso degli anni ’90 e 2000, è stato scoperto un numero enorme di oggetti – inclusi pianeti in orbita attorno a stelle diverse dal nostro Sole e un’ampia varietà di oggetti della fascia di Kuiper sia grandi che piccoli – che ci hanno costretto a ripensare a cosa significasse per un oggetto essere considerato un pianeta.

Nel 2006, con solo una piccola parte dell’assemblea generale presente, l’Unione Astronomica Internazionale ha presentato tre criteri che un oggetto deve soddisfare per essere considerato un pianeta.

  1. Deve essere abbastanza massiccio da portarsi in equilibrio idrostatico, dove la gravità e la rotazione determinano la sua forma complessiva.
  2. Deve orbitare intorno al Sole e solo al Sole, eliminando qualsiasi mondo satellite come le lune.
  3. Deve “ripulire la sua orbita”, il che significa che, su scale temporali simili al sistema solare, non ci sono altri oggetti di massa comparabile che condividono la sua orbita.

Invece di aggiungere altri pianeti come Cerere ed Eris, questa decisione ha retrocesso Plutone, privandolo del suo status planetario. Questa definizione rimane controversa anche oggi, ma le alternative che tracciano una linea di demarcazione con Plutone dall’altra parte sono tutte scientificamente indifendibili. Ecco perché.

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Le regioni di formazione stellare, come questa nella Nebulosa Carena, possono formare un’enorme varietà di masse stellari se possono collassare abbastanza rapidamente. All’interno del “bruco” c’è una proto-stella, ma è nelle fasi finali della formazione, poiché la radiazione esterna fa evaporare il gas più rapidamente di quanto la stella appena formata possa accumularlo. All’interno dovrebbero esserci anche molti giovani protopianeti. ( Credito : NASA, ESA, N. Smith, UC Berkeley e Hubble Heritage Team (STScI/AURA))

Normalmente, le discussioni su cosa sia o non sia un pianeta iniziano da un punto completamente sbagliato: una definizione arbitraria che si basa su un’idea di quale sia la caratteristica “planetaria” che lo definisce. Dovremmo, invece, iniziare con ciò che accade fisicamente quando si formano stelle, pianeti e tutti gli altri tipi di oggetti. Per scoprirlo, dobbiamo guardare all’interno delle regioni in cui questo tipo di formazione si verifica effettivamente: nelle nebulose dove si sta verificando attivamente la formazione di nuove stelle.



E così, cominciamo a capire come si forma un oggetto come Plutone e se può o non può essere un pianeta.

La formazione stellare

All’interno di queste regioni massicce, polverose e ricche di gas, si verifica sempre la stessa serie di eventi. Innanzitutto, un’enorme nube di materia inizia a collassare sotto il peso della propria gravitazione. Quando si verifica il collasso gravitazionale, le regioni che attraggono più materia al loro interno in modo più rapido iniziano a crescere sempre più rapidamente.

Poiché la gravitazione è un processo incontrollato, sono i luoghi di maggiore densità che raccolgono la maggior parte della materia e crescono più velocemente e quindi saranno i primi luoghi a innescare la formazione di nuove stelle. A causa di quanto sono grandi queste regioni e di quanto momento angolare è contenuto al loro interno, non si forma semplicemente una stella ultra-massiccia, ma piuttosto centinaia, migliaia o anche un numero maggiore di stelle tutte in una volta.

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L’immagine mostra la regione centrale della Nebulosa Tarantola nella Grande Nube di Magellano. Il giovane e denso ammasso stellare R136 può essere visto in basso a destra dell’immagine. Questo ammasso contiene centinaia di migliaia di nuove stelle, incluse centinaia di stelle giovani, blu e massicce, tra cui le più pesanti mai rilevate nell’universo finora. Queste stelle sono nate tutte in un lasso di tempo molto breve: al massimo entro 1-2 milioni di anni l’una dall’altra. ( Credito : NASA, ESA e P. Crowther (Università di Sheffield))

Per molto tempo si conoscevano solo parti di questa storia. Potremmo vedere le nebulose oscure dove si trovava questa materia neutra e dove si formeranno le stelle in un futuro cosmico relativamente vicino. Potremmo vedere, durante le fasi attive della formazione stellare, il gas ionizzato circostante (principalmente idrogeno) che emette luce una volta che c’è una quantità sufficiente di radiazioni ultraviolette all’interno da nuove stelle giovani. E infine, quando una quantità sufficiente di quel materiale evapora, possiamo vedere le nuove stelle esposte dall’interno: questi ammassi stellari aperti pieni di centinaia, migliaia o anche un numero maggiore di nuove stelle.

Con l’avvento dell’astronomia ad alta risoluzione e multi-lunghezza d’onda, siamo stati in grado di scrutare all’interno di queste regioni un tempo oscure per far luce su ciò che sta accadendo in questi ambienti. Oggi è stata rivelata una ricca storia.

Ogni regione di formazione stellare non ha solo gruppi massicci e in crescita che diventeranno stelle con i propri sistemi solari, ma un numero enorme di stelle e sistemi solari falliti: regioni in cui l’oggetto più massiccio non diventa mai abbastanza pesante da innescare la fusione nucleare. In mezzo a tutte le nuove stelle ci sono un numero ancora maggiore di nane brune e oggetti ancora meno massicci, intorno alla dimensione fisica di Giove (e più piccoli), che semplicemente non sono cresciuti abbastanza velocemente da diventare stelle.

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I famosi Pilastri della Creazione all’interno della Nebulosa Aquila sono un luogo in cui si stanno formando nuove stelle in una corsa contro il gas in evaporazione. Nella vista della luce visibile, a sinistra, le nuove stelle sono in gran parte oscurate, mentre la luce infrarossa ci consente di scrutare attraverso la polvere le stelle appena formate e le protostelle all’interno. ( Credito : NASA, ESA e Hubble Heritage Team (STScI/AURA))

Intorno a ciascuno di questi sistemi – sia le stelle di successo che quelle fallite – si accumula una grande quantità di materiale dalla nebulosa circostante in un disco o in una serie di dischi: chiamiamo questi dischi protoplanetari. Come con la maggior parte dei sistemi di grandi numeri di particelle, sviluppano rapidamente instabilità, che danno origine ai primi gruppi di materia legati: i planetesimi. Questi planetesimi interagiscono, si scontrano, si frantumano l’un l’altro e/o rimangono bloccati insieme e si tirano l’un l’altro gravitazionalmente.

In periodi di tempo relativamente più lunghi, alcuni gruppi emergeranno come “vincitori”, aspirando tutta la materia che li circonda, e altri emergeranno come perdenti, dove:

  • saranno espulsi dal sistema,
  • saranno consumati da altri,
  • verranno inglobati in (una delle) masse centrali,
  • saranno fatti a pezzi da una collisione o da un incontro gravitazionale.

Nel tempo, sia la massa centrale che la luce energetica delle stelle circostanti spazzeranno via la maggior parte del materiale protoplanetario. Alla fine, avremo un gran numero di nuovi sistemi.

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Questa immagine mostra le Orion Molecular Clouds, l’obiettivo dell’indagine VANDAM. I punti gialli sono le posizioni delle protostelle osservate su un’immagine di sfondo blu realizzata da Herschel. I pannelli laterali mostrano nove giovani protostelle riprese da ALMA (blu) e dal VLA (arancione). ( Credito : ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), J. Tobin; NRAO/AUI/NSF, S. Dagnello; Herschel/ESA)

Come sono questi sistemi? Un gran numero di loro avrà una o più stelle al loro interno, dove è necessario raccogliere una massa sufficiente (circa l’8% della massa del Sole) per innescare la fusione nucleare nel nucleo. Circa il 50% dei sistemi contenenti stelle sono come il nostro, con una sola stella e numerosi pianeti, e circa il 50% ha più membri stellari al loro interno, anche con – per quanto ne sappiamo – sistemi planetari che orbitano attorno a una o più stelle.

Gli oggetti dei sistemi stellari

Gli oggetti non stellari che esistono in questi sistemi possono essere come Giove, dove sono massicci, ricchi di elementi volatili e mostrano autocompressione. Possono essere un po’ meno massicci: ancora ricchi di gas volatili, ma senza autocompressione, come Nettuno. Oppure non possono avere affatto volatili, nel qual caso sono di tipo terrestre come la Terra.

Per ogni stella che si forma, ci sono molte “stelle mancate” che si formano, ognuna delle quali può possedere anche le proprie masse orbitanti più piccole. Ciò include le nane brune e i loro sistemi, le “stelle” L e T Tauri e quelli che potremmo giustamente chiamare “pianeti orfani” o masse che sono nate senza aver mai avuto stelle madri.

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In un sistema dominato da una singola protostella, ci saranno regioni principali definite da più linee, inclusa la linea della fuliggine e la linea del gelo. Oltre all’ultimo pianeta grande e massiccio, può essere tracciata anche una linea aggiuntiva, con tutti gli oggetti esterni ad esso che hanno più cose in comune tra loro che con qualsiasi altra classe di oggetti. ( Credito : NASA/JPL-Caltech/Invader Xan)

Se osserviamo solo i sistemi che contengono almeno una stella al loro interno, troviamo che ci sono tre “linee” separate che esistono in ogni sistema.

  • La linea fuliggine. La regione più interna di qualsiasi sistema solare, più vicina alla stella madre, sarà estremamente calda e soggetta a grandi quantità di radiazioni. Non importa quanto tu sia massiccio, non puoi trattenere alcun volatile; saranno tutti spazzati via. All’interno della linea di fuliggine, possono esistere solo nuclei planetari esposti.
  • La linea Frost. Quandi si formano i pianeti di un sistema solare, c’è una linea: al suo interno, il ghiaccio d’acqua viene sublimato nella fase di vapore, mentre all’esterno di questa linea si forma ghiaccio solido e stabile. Questa linea corrisponde a dove sono presenti gli asteroidi nel nostro sistema solare: corpi che sono in gran parte rocciosi ma contengono anche ghiaccio.
  • La linea di Kuiper. In effetti nessuno la chiama così. Ma al di là del corpo finale grande e massiccio che si forma – l’ultimo a spazzare via tutti gli altri oggetti che condividono la sua orbita – c’è un gran numero di corpi per lo più ghiacciati di varie masse. Evidenti nel nostro sistema solare nella fascia di Kuiper e, oltre a ciò, la nube di Oort in cui persistono oggetti composti quasi esclusivamente da vari ghiacci e volatili, da masse come il satellite Tritone di Nettuno fino a oggetti delle dimensioni di granelli di polvere.
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Un’immagine realizzata dal telescopio ALMA, a sinistra, mostra la struttura ad anello del disco GW Ori, con l’anello più interno separato dal resto del disco. Le osservazioni di SPHERE, a destra, mostrano l’ombra di questo anello più interno sul resto del disco. Le caratteristiche dei dischi protoplanetari come questi sono state risolvibili solo in anni molto recenti. ( Credito : ESO/L. Calçada; Exeter/Kraus et al.)

C’è anche qualcos’altro da tenere a mente. Quando osserviamo i sistemi solari di nuova formazione – quelli che hanno ancora i loro dischi protoplanetari intorno a loro – vediamo che ci sono lacune in quei dischi e riconosciamo che tali lacune corrispondono a pianeti di nuova formazione, probabilmente piuttosto massicci.

Sappiamo che se vuoi che il tuo oggetto si porti in equilibrio idrostatico, in modo che la sua forma sia governata dalla gravità e dal momento angolare, un oggetto “nucleo esposto” che si forma all’interno della linea di fuliggine deve essere circa dieci volte più massiccio di un oggetto che si forma al di fuori della “linea di Kuiper” ed è composto esclusivamente da volatili.

E sappiamo che un oggetto di una massa specifica pulirà la sua orbita solo se è abbastanza vicino alla sua stella madre. Cerere avrebbe potuto essere un pianeta, ma solo se orbitasse a circa il 5% o meno della distanza Mercurio-Sole.

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Sotto un limite di 10.000 chilometri, ci sono due pianeti, 18 o 19 lune, 1 o 2 asteroidi e 87 oggetti transnettuniani, la maggior parte dei quali non ha ancora un nome. Tutti sono mostrati in scala, tenendo presente che per la maggior parte degli oggetti transnettuniani, le loro dimensioni sono conosciute solo approssimativamente. Plutone, per quanto ne sappiamo, sarebbe il decimo più grande di questi mondi. ( Credito : Emily Lakdawalla; dati da NASA/JPL, JHUAPL/SwRI, SSI e UCLA/MPS/DLR/IDA)

Se teniamo presente tutto questo – la piena diversità dei fattori che portano alla formazione di un oggetto e le proprietà che possiede – dove è utile tracciare la linea di demarcazione tra pianeta e non pianeta?

Alcuni, come Kirby Runyon, Phil Metzger e Alan Stern, hanno sostenuto quella che chiamano una definizione “puramente geofisica“: la caratteristica dell’equilibrio idrostatico da sola determina il pianeta. Questa è una possibile definizione, ma ignora l’ampia varietà di proprietà intrinseche ed estrinseche che differenziano, ad esempio, Haumea da Mercurio da Titano da Nettuno. Ognuno di questi quattro mondi ha le proprietà che ha a causa di dove e come si è formato, un fatto che ignoriamo a nostro rischio e pericolo.

Tuttavia, non possiamo nemmeno usare semplicemente la definizione dell’Unione Astronomica Internazionale. Quella definizione ha un terribile difetto: si applica solo agli oggetti che orbitano attorno al Sole, il che significa che ogni esopianeta attorno a ogni altra stella nell’Universo non è un pianeta. Fortunatamente, l’astrofisico Jean-Luc Margotnel 2015, ha esteso la definizione dell’Unione Astronomica Internazionale ai pianeti al di fuori del nostro sistema solare, anche utilizzando una serie di proxy misurabili per stimare con precisione ciò che non può essere misurato direttamente: se un oggetto ha “ripulito la sua orbita ” o no.

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La linea scientifica tra stato planetario (sopra) e non planetario (sotto), per tre potenziali definizioni di un fenomeno di cancellazione dell’orbita e una stella uguale alla massa del nostro Sole. Questa definizione potrebbe essere estesa a ogni sistema esoplanetario che possiamo immaginare per determinare se un corpo candidato soddisfa i criteri, come li abbiamo definiti, per essere classificato come un vero pianeta o meno. ( Credito : JL. Margot, Astron. J., 2015)

Ciò che è probabilmente più importante del tracciare un’altra linea, diversa e ugualmente arbitraria tra “pianeta” e “non pianeta”, tuttavia, è comprendere le diverse caratteristiche che possederanno oggetti con storie molto diverse.

Gli oggetti che si sono formati all’interno della linea di fuliggine saranno più densi e privi di sostanze volatili; gli oggetti che si sono formati dopo la linea di fuliggine saranno meno densi, avranno la capacità di possedere volatili e possono avere un’ampia varietà di masse; gli oggetti tra le linee del gelo e di Kuiper saranno ancora meno densi, ricchi di ghiaccio e volatili e, di nuovo, possono avere un’ampia varietà di masse; gli oggetti oltre la linea di Kuiper saranno per lo più fatti di ghiaccio volatile, e tutti quei volatili probabilmente bollirebbero via in breve tempo se fossero portati all’interno della linea del gelo.

Plutone

Nel frattempo, gli oggetti espulsi da un sistema solare in formazione o completamente formato avranno composizioni e densità diverse da oggetti che si sono formati in un sito che non ha mai posseduto una stella madre. Gli oggetti che si sono formati da un disco circumplanetario, come le grandi lune di Giove o Saturno, sono diversi dagli oggetti che migrano e vengono catturati gravitazionalmente, come la grande luna di Nettuno, Tritone.

Quando si tratta di oggetti meno massicci delle stelle, la posizione e la storia della formazione – non semplicemente la massa e le dimensioni – sono fattori vitali per capire cosa rende un oggetto importante o non importante in qualsiasi tipo di contesto scientifico.

Solo 15 minuti dopo essere passata da Plutone il 14 luglio 2015, la navicella spaziale New Horizons ha scattato questa immagine guardando la debole mezzaluna di Plutone illuminata dal Sole. Le caratteristiche ghiacciate, inclusi molteplici strati di foschia atmosferica, sono mozzafiato e affascinanti, ma il mondo intero ha poco in comune con quello che comunemente conosciamo e riconosciamo come un pianeta. ( Credito : NASA/JHUAPL/SwRI)

Sarà sempre irragionevole chiedere che uno schema di classificazione sia universalmente applicabile, e quindi ci saranno sempre dissidenti e critici di qualsiasi tentativo di crearne uno. Tuttavia, è un’offesa molto peggiore annacquare una definizione precedentemente utile fino all’inutilità universale che escludere un sottoinsieme dei propri oggetti “preferiti” da una designazione che era stata loro assegnata in precedenza.

Tuttavia, resta il fatto che Plutone è, per quanto comprendiamo, completamente insignificante per quanto riguarda gli oggetti trovati oltre la “cintura di Kuiper” del sistema solare. Ha una massa, un raggio, una composizione e una storia di formazione perfettamente normali ed è un membro di una popolazione di oggetti che ha molto poco in comune con oggetti come pianeti di tipo terrestre come Venere, pianeti giganti di ghiaccio come Nettuno e pianeti giganti gassosi come Giove.

Potrebbero esserci fino a ~10¹⁷ oggetti rotondi e ghiacciati nella sola galassia della Via Lattea, la maggior parte dei quali non sono legati a una stella madre e non lo sono mai stati. A meno che non si possa argomentare in modo convincente sul motivo per cui tutti quegli oggetti dovrebbero essere classificati come pianeti – nonostante quanto siano notevolmente diversi da quello che chiamiamo un pianeta oggi – Plutone dovrebbe essere classificato come pianeta, perlomeno per meriti scientifici.

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