Alpha Centauri

Approfondiamo: le nane rosse

In astronomia, una nana rossa (o stella M V) è una stella piccola e relativamente fredda (Teff ≤ 3500 K), di tipo spettrale M (colorazione fotosferica in media gialla intensa-arancione), posta sulla sequenza principale del diagramma Hertzsprung-Russell. Si tratta della tipologia stellare più diffusa nell'universo: le nane rosse costituiscono infatti almeno il 67,5% di tutte le stelle presenti nella Via Lattea e recenti studi indicano che possano essere anche l'80%. Hanno masse comprese tra 0,4 e 0,08 masse solari, che costituisce il limite minimo perché una stella possa dirsi tale: al di sotto di questo limite infatti non si creano le condizioni di temperatura e pressione tali da innescare le reazioni di fusione dell'idrogeno in elio. Al di sotto di questa massa limite si trovano le nane brune, oggetti che possiedono una massa troppo piccola per compiere la fusione nucleare, ma comunque nettamente superiore a quella di un pianeta. Si ritiene che le nane rosse, data la loro abbondanza nella nostra galassia (o per lo meno nelle vicinanze del Sole), siano la tipologia stellare più diffusa nell'universo. Proxima Centauri, la stella più vicina al sistema solare, è una nana rossa (classe M5, magnitudine apparente 11,05), così come venti delle trenta stelle più vicine alla Terra. Tuttavia, a causa della loro bassa luminosità, le singole nane rosse non sono facilmente osservabili, tanto da risultare completamente invisibili ad occhio nudo. Anche nelle vicinanze del Sole, non tutte le nane rosse sono state finora scoperte. Le nane rosse sono stelle con massa piccola, generalmente non superiore al 40% della massa della nostra stella, il Sole. Di conseguenza, possiedono delle temperature nucleari relativamente basse, appena sufficienti perché abbia luogo la fusione dell'idrogeno in elio tramite la catena protone-protone. Per questo motivo le nane rosse emettono una debole quantità di luce, spesso inferiore a un decimillesimo della quantità di radiazione emessa dal Sole; anche le nane rosse più grandi arrivano a possedere al massimo il 10% della luminosità solare. In generale, le nane rosse trasportano l'energia prodotta nel nucleo verso la superficie tramite moti convettivi. La convezione risulta infatti avvantaggiata rispetto ad altri metodi di trasporto energetico (come la conduzione o l'irraggiamento) a causa dell'opacità degli strati interni dell'astro, che possiedono una densità relativamente alta per quella temperatura. Poiché dunque le nane rosse sono completamente convettive, l'elio non si accumula immediatamente in un nucleo inerte e quindi, rispetto ad altre stelle più massicce, come proprio il Sole, arrivano a fondere una quantità di idrogeno proporzionalmente maggiore prima di lasciare la sequenza principale. Di conseguenza, la durata del ciclo vitale di una nana rossa sarebbe di gran lunga superiore all'età dell'Universo; pertanto, le stelle con masse inferiori a 0,8 M☉ non hanno ancora avuto il tempo di lasciare la sequenza principale. Infatti, quanto più piccola è la massa della nana rossa, tanto più lunga sarà la durata del suo ciclo vitale. Si ritiene che la durata dell'evoluzione di una nana rossa sia superiore a quella del Sole di un fattore pari alla terza o alla quarta potenza del rapporto tra la massa del Sole e la massa della nana rossa; sicché, la sequenza principale di una nana rossa di 0,1 M☉ può durare per 10 bilioni (1013, 10 000 miliardi) di anni. Man mano che diminuisce la quantità di idrogeno all'interno della stella, la velocità delle reazioni nucleari rallenta progressivamente mentre il nucleo inizia a contrarsi. L'energia gravitazionale generata da questa contrazione è convertita in energia termica, la quale viene portata in superficie dalla convezione. Il fatto che le nane rosse e le altre stelle di piccola o media massa (come le nane arancioni o le nane gialle) rimangano nella sequenza principale mentre le stelle più massicce proseguano la propria evoluzione nel ramo delle giganti consente di stimare l'età degli ammassi stellari determinando preliminarmente la massa delle singole stelle. Tali stime consentono di datare anche alcune strutture della Galassia, come l'alone o il piano galattico. Un mistero che non è ancora stato risolto riguarda l'assenza nelle nane rosse di povere in metalli (gli elementi più pesanti di idrogeno ed elio). I modelli fisico-matematici sviluppati sull'evoluzione cosmica suggeriscono che la prima generazione di stelle fosse costituita solamente da idrogeno, elio e tracce di litio (elementi prodotti nella nucleosintesi primordiale). Se tra queste stelle primitive vi fossero state le nane rosse, esse sarebbero ancora oggi osservabili; tuttavia, nessuna di esse è ancora stata identificata. Una possibile spiegazione a tale mancanza è che in tali condizioni di abbondanza di elementi potessero svilupparsi solo stelle molto massicce, le cosiddette stelle di popolazione III, che bruciarono molto velocemente le proprie riserve di idrogeno rilasciando, dopo la loro fine, gli elementi pesanti che permisero la formazione delle prime nane. Delle spiegazioni alternative, come quella che vorrebbe le nane rosse povere in metalli molto più deboli e rare dal punto di vista numerico, sono ritenute molto meno verosimili, in quanto sembrano andare contro i modelli dell'evoluzione stellare. Una nana blu è un'ipotetica tipologia stellare che si svilupperebbe da una nana rossa non appena essa ha fuso in elio buona parte dell'idrogeno nel suo nucleo. Finché la fusione, all'interno della nana rossa, procede lentamente ed i moti convettivi rimescolano la materia all'interno dell'astro, permettendo ad una maggiore quantità di idrogeno di essere fuso, la stella permane stabile per un lunghissimo periodo, nettamente superiore all'attuale età dell'Universo: si ritiene perciò che non si sia ancora formata alcuna stella di questo tipo. Per tale motivo, la loro esistenza è ipotizzata sulla base di modelli teorici. Le stelle aumentano di luminosità man mano che invecchiano, e una stella più luminosa necessita di irradiare la propria energia più velocemente ed intensamente per mantenere l'equilibrio. Per fare questo le stelle più grandi rispetto alle nane rosse, espandono il proprio volume e la propria superficie radiante evolvendosi in giganti rosse. Si ritiene però che le nane rosse, anziché espandersi in giganti, incrementino la velocità delle radiazioni aumentando le proprie temperature superficiali, assumendo di conseguenza una colorazione più tendente al blu. Ciò accadrebbe perché gli strati superficiali della stella non diventerebbero significativamente più opachi al crescere della temperatura. Le nane blu evolverebbero poi in nane bianche quando il loro idrogeno è completamente esaurito. Recentemente sono stati scoperti diversi pianeti extrasolari in orbita attorno a delle nane rosse. Nel 2005 è stato scoperto attorno alla stella Gliese 581 un pianeta di massa paragonabile a Nettuno (Gliese 581 b, circa 17 M⊕), che le orbita ad una distanza media di appena 6 milioni di km (0,04 UA); data la vicinanza e nonostante la debolezza della stella, il pianeta possiede una temperatura superficiale di 150 °C. Nel 2006 è stato scoperto un pianeta ancora meno massiccio (OGLE-2005-BLG-390Lb, solamente 5,5 M⊕) intorno alla nana OGLE-2005-BLG-390L; orbita attorno all'astro ad una distanza di circa 390 milioni di km (2,6 UA) e possiede una temperatura superficiale molto bassa, corrispondente a −220 °C (56 K). Nel 2007 è stato scoperto un secondo pianeta in orbita attorno a Gliese 581 potenzialmente abitabile, Gliese 581 c. Se la massa stimata dagli scopritori (un gruppo di astrofisici guidato da Stéphane Udry), corrispondente a 5,03 M⊕, fosse corretta, Gliese 581 c sarebbe l'esopianeta meno massiccio in orbita attorno ad una stella di sequenza principale. Gli scopritori hanno stimato per il pianeta un raggio 1,5 volte quello del nostro pianeta. Il pianeta si trova all'interno della cosiddetta "zona abitabile" di Gliese 581, ovvero ad una distanza tale perché l'acqua, eventualmente presente sulla superficie del pianeta, possa presentarsi allo stato liquido. L'abitabilità dei sistemi delle nane rosse è oggetto di dibattito presso gli astrofisici e gli astrobiologi. A dispetto del loro grande numero e della grande durata del loro ciclo vitale, vi sono diversi fattori che pregiudicherebbero lo sviluppo della vita in un pianeta orbitante attorno ad una nana rossa. In primis, i pianeti nella zona abitabile di una nana rossa dovrebbero essere così vicini alla stella da risentire delle interazioni mareali dell'astro, che bloccherebbero il pianeta su una rotazione sincrona; ciò significherebbe che un emisfero del pianeta sarebbe eternamente illuminato mentre l'emisfero opposto sarebbe sempre al buio. Per questo motivo potrebbero venirsi a creare delle enormi variazioni termiche tra la zona in ombra e la zona illuminata del pianeta che renderebbe difficoltosa l'evoluzione di forme di vita simili a quelle terrestri. D'altro canto, recenti teorie suggeriscono che anche una debole atmosfera o un oceano planetario potrebbero potenzialmente far circolare il calore sul pianeta. Un altro problema, sempre legato alla presenza di un'orbita sincrona, potrebbe portare il pianeta a non avere una magnetosfera utile a proteggere l'atmosfera, così come avviene sulla Terra. Nel corso di milioni di anni il seppur limitato vento solare di questo tipo di stella potrebbe asportare totalmente l'atmosfera del pianeta, rendendolo sterile e arido come è accaduto su Marte. Inoltre, le nane rosse emettono gran parte della propria radiazione alle lunghezze d'onda degli infrarossi, mentre sulla Terra i vegetali si servono principalmente delle lunghezze d'onda del visibile. L'attività magnetica della stella può inoltre avere delle ripercussioni negative sullo sviluppo della vita. Le nane rosse sono spesso coperte da vaste macchie, che arrivano a ridurre la quantità di radiazione emessa dalla fotosfera anche del 40%. Vi sono anche alcune nane rosse, dette stelle UV Ceti (dal prototipo UV Ceti), che emettono dei colossali flare, che arrivano anche a raddoppiare in un istante la luminosità della stella. Tale variabilità può allo stesso modo pregiudicare lo sviluppo della vita nelle immediate vicinanze della stella. Gibor Basri, della University of California, Berkeley, ritiene che un pianeta in orbita stretta attorno ad una nana rossa possa mantenere la propria atmosfera anche se la stella manifesta un'elevata attività di flare. Il 22 febbraio 2017 ha destato molto clamore la notizia della scoperta di un sistema composto da sette esopianeti di dimensioni terrestri orbitanti attorno a TRAPPIST-1, una nana rossa ultrafredda di classe spettrale M8, distante 39,5 anni luce dal sistema solare, osservabile nella costellazione dell'Aquario. La scoperta è stata effettuata tramite il metodo del transito.

Approfondiamo: esistono pianeti abitabili attorno alle nane rosse?

La determinazione dell'abitabilità dei sistemi planetari delle nane rosse può aiutare a rivelare come la vita extraterrestre possa eventualmente esistere, dato che le nane rosse sono il tipo di stelle più diffuso all'interno della nostra e probabilmente di tutte le galassie. I fattori critici per l'abitabilità planetaria includono la relativamente bassa energia proveniente dalla stella madre, che riduce le fasce della zona abitabile, la possibilità di pianeti marealmente bloccati e quindi indotti alla rotazione sincrona e la forte variabilità della stella[1]. Questa combinazione di fattori indica che le probabilità di vita su pianeti attorno a nane rosse sia sensibilmente minore rispetto a stelle di classe G, come il Sole Tuttavia, l'ubiquità e la longevità delle nane rosse sono fattori estremamente positivi che suggeriscono che l'esistenza di pianeti abitabili attorno a questo tipo di stelle siano eventi tutt'altro che rari. Basandosi sui dati pubblici del telescopio spaziale Kepler, nel 2013 alcuni astronomi del Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics hanno stimato una statistica in base alla quale il 6% delle nane rosse della nostra galassia avrebbe almeno un pianeta abitabile. Considerando che le nane rosse nella nostra galassia sono decine di miliardi, il numero di pianeti potenzialmente abitabile in orbita attorno a nane rosse è estremamente elevato. Le nane brune sono probabilmente ancor più numerose delle nane rosse; tuttavia, non sono in genere classificate come stelle, né potrebbero aiutare a sostenere la vita così come noi la intendiamo, dato che emettono una bassissima quantità di energia. Per molti anni gli astronomi hanno scartato l'ipotesi che le nane rosse possano favorire la vita: a causa delle loro piccole dimensioni (da 0,1 a 0,6 masse solari) le loro reazioni di fusione nucleare procedono in modo molto lento, emettendo così una luce molto debole (dal 3% di quella prodotta dal Sole fino ad appena lo 0,01%). Un pianeta in orbita attorno a queste stelle dovrebbe trovarsi molto in prossimità della sua stella madre per poter godere di condizioni climatiche simili a quelle terrestri: da 0,3 UA (poco all'interno dell'orbita di Mercurio) per stelle come Lacaille 8760 ad appena 0,032 UA per una stella come Proxima Centauri (un pianeta così vicino avrebbe un'orbita di appena 6,3 giorni). A queste distanze, la gravità della stella potrebbe causare un blocco mareale, vale a dire il pianeta mostrerebbe alla sua stella sempre la stessa faccia, come accade con la Luna attorno alla Terra. Che un pianeta sia abitabile o meno dipende in parte anche dalla presenza o meno di un'atmosfera che causi sulla superficie un effetto serra e, se presente, dall'entità dell'effetto serra stesso. Alla parte sempre illuminata del pianeta si contrapporrebbe una parte sempre in ombra, per cui le condizioni sarebbero di caldo infernale nella parte illuminata e di freddo polare in quella sempre al buio, a meno che l'atmosfera planetaria non sia sufficientemente spessa da consentire un transito di energia verso la parte in ombra. D'altra parte, un'atmosfera troppo spessa sarebbe in grado di bloccare i raggi della stella, non permettendo la fotosintesi. Questo pessimismo è stato stemperato dalle ricerche; studi più moderni da parte della NASA hanno mostrato che un'atmosfera planetaria (assumendo che vi si trovino anche gas serra come CO2 e H2O), per essere in grado di portare il calore verso la parte non illuminata del pianeta, può essere anche solo del 10% più spessa di quella terrestre (ovvero con una pressione superiore di 100 millibar). Questo livello sarebbe ancora sufficiente per la realizzazione della fotosintesi, comunque l'acqua resterebbe ghiacciata nella parte oscura del pianeta, secondo alcuni modelli teorici. L'acqua di mare potrebbe essere allo stato liquido se il fondale marino fosse abbastanza profondo da lasciare sufficiente spazio fra gli strati idrici superficiali, ghiacciati, e le parti inferiori, che resterebbero liquide, non diversamente da come avviene ai poli terrestri. La liquidità delle masse d'acqua sarebbe favorita dall'eventuale presenza di sorgenti geotermiche. Si è ipotizzato che persino le piante superiori possano sopravvivere sviluppando la fotosintesi anche in pianeti marealmente bloccati. Diversi astronomi che hanno effettuato simulazioni al computer ritengono che nei pianeti in blocco mareale attorno a nane rosse la vita sia possibile lungo il terminatore. Se provvisto di atmosfera e sufficiente acqua, questa evaporerebbe dall'emisfero diurno e verrebbe trasportata dai venti in quello notturno, dove congelerebbe. Tuttavia lo scambio di calore causato dai venti e la pressione dei ghiacci accumulati nell'emisfero oscuro farebbe sciogliere parte dell'acqua lungo il terminatore, consentendo l'esistenza di una fascia abitabile dove l'acqua liquida potrebbe scorrere in fiumi che, addentrandosi nell'emisfero diurno evaporerebbero, continuando il ciclo. Le dimensioni non sono l'unico fattore che renderebbero le nane rosse potenzialmente inadatte a sostenere la vita. Su un pianeta orbitante attorno ad una di queste stelle, la fotosintesi avrebbe forti limiti di territorio, in quanto sarebbe impossibile che essa avvenga nella parte in ombra del pianeta; nella parte esposta invece, poiché la stella sarebbe sempre presente in cielo nello stesso punto, le aree in ombra a causa della morfologia del territorio (rilievi, depressioni, spaccature) resterebbero sempre in ombra. La fotosintesi come noi la intendiamo sarebbe inoltre complicata dal fatto che una nana rossa produce la gran parte della sua radiazione nell'infrarosso, mentre sulla Terra il processo dipende dallo sfruttamento della luce visibile. Su questo tipo di pianeti servirebbero pertanto sei fotoni per scindere la molecola dell'acqua, a fronte di due necessari sulla Terra, a causa del loro basso livello di energia media. Dovendosi adattare al tipo di spettro per ricevere la massima quantità di energia, il fogliame di ipotetiche piante viventi in un pianeta di questo tipo dovrebbe probabilmente apparire nero. Le nane rosse sono molto più variabili e turbolente rispetto alle stelle più grandi; sulla Terra la vita si è adattata a livelli di variazioni meno estremi e può sopravvivere in ibernazione, come pure nelle profondità marine, dove le temperature anche durante l'inverno restano relativamente stabili. Nell'eventualità in cui anche l'intera superficie oceanica ghiacciasse, il colore del ghiaccio rifletterebbe verso l'esterno il calore ricevuto dal pianeta, trasformandolo in una sorta di Terra "palla di neve". Talvolta, come nel caso di Proxima Centauri, le nane rosse sono soggette ad improvvisi brillamenti che ne raddoppiano la luminosità nel giro di pochi minuti. Queste variazioni potrebbero essere molto pericolose per la vita, potendo influenzare e disgregare le molecole organiche complesse destinate a formare le basi della vita. I brillamenti potrebbero inoltre spazzare via parti rilevanti dell'atmosfera planetaria, la quale potrebbe essere protetta soltanto da un forte campo magnetico, causato da una forte rotazione del pianeta. Ma i pianeti marealmente bloccati hanno un periodo di rotazione molto lento, coincidente con quello di rivoluzione attorno al proprio astro. Si ritiene peraltro che i brillamenti più violenti avvengano solo nel primo periodo di vita delle nane rosse, ossia entro i primi 1,2 miliardi di anni. Se un pianeta formatosi in orbite più esterne, che quindi non sia mai stato influenzato dai brillamenti, migrasse verso un'orbita interna in una fase successiva, la vita avrebbe una possibilità di evolversi. La vita inizialmente potrebbe proteggersi dalle radiazioni restando sott'acqua fino a quando la stella non abbia concluso le sue fasi di instabilità iniziali. Una volta raggiunta la terraferma, la bassa percentuale di raggi ultravioletti prodotta dalla nana rossa farebbe sì che la fascia di ozono non sia indispensabile. Altri scienziati non credono invece che le nane rosse possano sostenere la vita, in particolare coloro che favoriscono l'ipotesi della rarità della Terra, in quanto il blocco mareale e le espulsioni di massa coronali sottoporrebbero l'atmosfera planetaria ad una forte erosione, spazzandola via e rendendo il pianeta completamente inabitabile. C'è tuttavia un vantaggio molto importante per eventuali forme di vita ospitate nei sistemi delle nane rosse: le stelle di questo tipo sono molto longeve. Ci sono voluti 4,5 miliardi di anni prima che l'uomo apparisse sulla Terra, mentre la vita che noi conosciamo ha sperimentato le migliori condizioni soltanto da mezzo miliardo di anni. Le nane rosse possono invece avere una vita stabile lunga diversi miliardi di anni, poiché le reazioni nucleari sono molto più lente rispetto alle stelle più grandi. Inoltre, se è vero che trovare un pianeta nella zona abitabile di una specifica nana rossa è una possibilità molto esigua, è anche vero che la somma totale delle aree abitabili di tutte le nane rosse è uguale alla somma di tutte le aree abitabili attorno a stelle come il Sole. Un'altra possibilità di vita attorno alle nane rosse potrebbe darsi in un lontano futuro, quando esaurito l'idrogeno interno queste si evolvono in nane blu. In questo stadio esse sono più luminose e pianeti che precedentemente erano completamente congelati potrebbero avere un clima confortevole per diversi miliardi di anni (5 miliardi di anni per una stella di 0,16 M⊙), il che darebbe alla vita l'opportunità di evolversi.

Approfondiamo: il modello di formazione planetaria

Per capire al meglio il modo in cui gli astronomi hanno compreso le dinamiche della formazione di Proxima Centauri B dobbiamo approfondire il modello della formazione planetaria e, più nello specifico, l'ipotesi della nebulosa solare. L'ipotesi della nebulosa solare (SNDM, acronimo dell'inglese Solar Nebular Disk Model) è il modello maggiormente accettato dalla comunità scientifica per spiegare la formazione del sistema solare e, più in generale, dei pianeti e dei sistemi planetari. Nella sua prima formulazione, l'ipotesi fu proposta nel 1734 da Swedenborg e successivamente ripresa e riadattata da Kant, che riconosce apertamente il suo debito nei confronti di Lucrezio[4], e Laplace, donde il nome alternativo di modello di Kant-Laplace. Il processo di formazione planetaria è strettamente legato a quello della formazione stellare, di cui costituisce un sottoprodotto. In accordo con il modello standard della formazione stellare, la nascita di una stella avviene attraverso il collasso di una nube molecolare, il cui prodotto è la protostella. Non appena la stella nascente conclude questa fase e fa ingresso nella pre-sequenza principale, il disco che ne ha mediato l'accrescimento diviene protoplanetario; la sua temperatura diminuisce, permettendo la formazione di piccoli grani di polvere costituiti da roccia (in prevalenza silicati) e ghiacci di varia natura, che a loro volta possono fondersi tra loro per dar luogo a blocchi di diversi chilometri, i planetesimi. Se la massa del disco è sufficientemente grande, in un lasso di tempo astronomicamente breve (100 000-300 000 anni) i planetesimi possono fondersi tra loro per dar luogo a embrioni planetari, detti protopianeti, i quali, in un arco temporale compreso tra 100 milioni e un miliardo di anni, vanno incontro ad una fase di violente collisioni e fusioni con altri corpi simili; il risultato finale sarà la formazione di alcuni pianeti terrestri. La formazione dei giganti gassosi è invece un processo più complicato, che avverrebbe al di là della cosiddetta frost line, regione popolata da un gran numero di protopianeti ghiacciati più grandi di quelli esclusivamente rocciosi. Non è completamente chiaro cosa succeda in seguito alla formazione dei protopianeti ghiacciati; sembra tuttavia che alcuni di questi, in forza delle collisioni, crescano fino a raggiungere una massa di circa 10 masse terrestri - M⊕ -, superata la quale si innescherebbe un processo di accrescimento, simile a quello cui è andata incontro la stella ma su scala ridotta, a partire dall'idrogeno e dall'elio accumulatisi nelle regioni esterne del disco. Questa fase si conclude con l'esaurimento dei gas disponibili. Successivamente il pianeta subisce, in seguito alle interazioni col disco residuo, un processo di migrazione orbitale, più o meno accentuato a seconda dell'entità delle interazioni. Si ritiene che i giganti ghiacciati, come Urano e Nettuno, costituiscano dei "nuclei falliti", formatisi quando ormai gran parte dei gas erano stati esauriti. Non tutte le stelle sono in grado di creare le condizioni necessarie per consentire la formazione di pianeti: infatti, le stelle più massicce, di classe O e B, emettono una quantità di radiazioni e vento tali da spazzare via completamente ciò che resta del disco di accrescimento, disperdendo dunque la materia prima per la formazione di nuovi pianeti. L'ipotesi della nebulosa solare fu proposta per la prima volta nel 1734 da Emanuel Swedenborg e fu ripresa e sviluppata nel 1755 da Immanuel Kant, che conosceva bene i lavori di Swedenborg, e formulata indipendentemente da Pierre-Simon Laplace nel 1796.[1] Tuttavia già Cartesio, nel 1644, aveva proposto una teoria simile, che ipotizzava la presenza di vortici primordiali di materia in contrazione caratterizzati da masse e dimensioni differenti; da uno dei più grandi ebbe origine il Sole, mentre dai più piccoli si formarono i pianeti, che a causa della rotazione globale si misero in orbita intorno ad esso. L'ipotesi di Kant-Laplace suggerisce che il Sole e i pianeti che gli orbitano attorno abbiano tratto origine tutti da una stessa nebulosa primordiale, la nebulosa solare. La formazione del sistema avrebbe avuto inizio dalla contrazione della nebulosa, che avrebbe determinato un aumento della propria velocità di rotazione, facendo sì che essa assumesse un aspetto discoidale con un maggiore addensamento di materia in corrispondenza del suo centro, da cui sarebbe nato il proto-Sole. Il resto della materia circumsolare si sarebbe dapprima condensato in anelli, da cui poi avrebbero avuto origine i pianeti. Sebbene abbia goduto di gran credito nel XIX secolo, l'ipotesi laplaciana non riusciva a spiegare alcune particolarità riscontrate, prima fra tutte la distribuzione del momento angolare tra Sole e pianeti: i pianeti infatti detengono il 99% del momento angolare, mentre il semplice modello della nebulosa prevede una più "equa" distribuzione del momento angolare tra Sole e pianeti; per questa ragione tale modello fu accantonato all'inizio del XX secolo. La caduta del modello di Laplace stimolò gli astronomi a ricercare delle valide alternative in grado di sostituirlo. Nel corso del XX secolo furono proposte numerose teorie, tra cui la teoria dei planetesimi di Thomas Chamberlin e Forest Moulton (1901), il modello mareale di Jeans (1917), il modello dell'accrescimento di Otto Schmidt (1944), la teoria protoplanetaria di William McCrea (1960) e infine la teoria della cattura di Michael Woolfson. Tuttavia questi modelli spesso non trovarono alcun riscontro osservativo. Gli insuccessi dei modelli alternativi e l'individuazione nel corso degli ultimi decenni del Novecento di strutture analoghe al disco protosolare attorno ad oggetti stellari giovani portarono alla rivalutazione dell'idea laplaciana. Nel 1978 Andrew Prentice riprese le idee di base del modello di Laplace formulandone una moderna revisione.[1] La nascita dell'attuale teoria della formazione dei sistemi planetari, il Solar Nebular Disk Model (SNDM), si deve tuttavia all'astronomo sovietico Viktor Safronov, il cui lavoro ha avuto un'influenza duratura sul modo di pensare degli scienziati in merito alla formazione planetaria.[18] Egli, nelle sue opere, formulò e risolse la gran parte dei maggiori problemi riscontrabili nella fisica del processo di formazione planetaria. Le idee di Safronov furono in seguito sviluppate nell'opera di George Wetherill, che scoprì il fenomeno dell'accrescimento galoppante.Nonostante sia stato originariamente applicato solo al sistema solare, il modello della nebulosa è stato poi esteso, almeno in via teorica, a tutto l'universo; una sua conferma è venuta dalla scoperta, a partire dal 1995, di oltre 4000 pianeti al di fuori del sistema solare nella nostra galassia. Condizione preliminare necessaria perché possa generarsi un sistema planetario è la formazione della stella madre. Il modello che attualmente gode di maggior credito presso la comunità astronomica, detto modello standard della formazione stellare, prevede che una stella nasca a partire dal collasso gravitazionale e dalla frammentazione delle porzioni più dense (dette "nuclei") di una nube molecolare e dal successivo accrescimento dell'embrione stellare, originatosi dal collasso dei frammenti, a partire dai materiali presenti nella nube. Una tipica nube molecolare gigante possiede una densità dell'ordine delle 100 particelle al cm3, un diametro di oltre 100 anni luce, una massa superiore al milione di masse solari (M☉) e una temperatura media, all'interno, di 10 K. La nube permane in uno stato di equilibrio dinamico finché l'energia cinetica del gas, che genera una pressione verso l'esterno, e l'energia potenziale della gravità, con verso centripeto, si equivalgono. Nel corso dei milioni di anni, tuttavia, i moti turbolenti interni del gas o influenze esterne (esplosioni di supernovae, interazioni tra galassie ecc.) determinano una maggiore suscettibilità al collasso gravitazionale e una frammentazione della nube in porzioni gerarchicamente sempre più piccole, finché i frammenti non raggiungono una massa stellare. Questi frammenti protostellari possiedono diametri dell'ordine dei 0,01-0,1 parsec (2 000-20 000 unità astronomiche - UA) e una densità di circa 10 000-100 000 particelle per cm3. Il collasso iniziale di una nebulosa protostellare di massa solare dura circa 100 000 anni.vOgni nebulosa possiede all'inizio un certo quantitativo di momento angolare. Il gas presente nelle porzioni più centrali della nebulosa, il cui momento angolare è relativamente basso, va incontro ad una rapida compressione fino a formare un nucleo idrostatico caldo (non in contrazione), contenente solo una piccola frazione della massa complessiva della nebulosa, sul quale precipitano i gas residuati dal primo collasso; questo nucleo costituisce il primitivo embrione della futura stella. Man mano che il collasso prosegue, la velocità di rotazione del materiale in caduta libera incrementa in ossequio al principio di conservazione del momento angolare; di conseguenza il gas della nube non ricade direttamente sul nucleo centrale, ma viene costretto in una struttura discoidale, allineata col piano equatoriale dell'embrione, in cui la materia gradualmente spiraleggia verso il nucleo centrale in fase di accrescimento. Quando questa fase di accrescimento si arresta si ha la formazione della protostella. In questa fase, la protostella e il suo disco di accrescimento sono inosservabili in quanto fortemente oscurati da un inviluppo (o envelope) costituito dai gas e dalle polveri della nube, la cui opacità è così elevata da bloccare anche la radiazione millimetrica; alle lunghezze d'onda submillimetriche tali strutture appaiono invece come degli addensamenti brillanti. Gli astrofisici definiscono questa fase evolutiva della protostella come "classe 0". Il collasso è spesso accompagnato dall'emissione, lungo l'asse di rotazione della protostella, di getti bipolari, frutto forse dell'interazione del disco con le linee di forza del campo magnetico protostellare, che si dipartono dai poli della protostella probabilmente allo scopo di disperdere l'eccesso di momento angolare che altrimenti condurrebbe la protostella alla frammentazione. Tali getti sono spesso osservati nelle regioni di formazione stellare sotto forma di oggetti di Herbig-Haro. La luminosità di una protostella di classe 0 è elevata: una protostella di massa solare può irradiare fino a 100 volte il quantitativo di energia irradiato dal Sole. La principale fonte energetica della protostella è il collasso stesso, dato che in questa fase ancora precoce la protostella non fonde idrogeno. Man mano che prosegue la caduta verso il disco del materiale dell'inviluppo, esso diviene sempre più trasparente otticamente, rendendo osservabile l'oggetto stellare giovane dapprima nell'infrarosso lontano, quindi nel visibile. A questo punto, circa 100 000 anni dopo l'inizio del collasso, la stella inizia a fondere un isotopo dell'idrogeno, il deuterio. L'oggetto diviene così una stella T Tauri ed entra a far parte della classe I. La stella nascente ha già acquisito gran parte della sua massa definitiva: la massa complessiva del disco e dell'inviluppo residuo non supera il 10-20% della massa dell'oggetto centrale. Circa un milione di anni dopo l'inviluppo scompare, essendo stato completamente assorbito dal disco, mentre la giovane T Tauri al suo centro diviene ben visibile. La massa del disco intorno ad una T Tauri classica corrisponde a circa l'1-3% della massa della giovane stella, e determina un suo ulteriore accrescimento al ritmo di 10−7-10−9 masse solari all'anno; spesso è presente una coppia di getti polari perpendicolari al piano del disco. Il processo di accrescimento spiega tutte le particolarità delle T Tauri classiche: intensi flussi (fino al 100% della luminosità della stella) e intense linee di emissione presenti nel suo spettro. La fase di T Tauri classica si conclude dopo una decina di milioni di anni, tempo necessario perché nel nucleo siano raggiunte le condizioni di temperatura e pressione adatte all'innesco della fusione dell'idrogeno pròzio; la stella entra così nella sequenza principale. Come si è visto, la presenza di un disco circumstellare è una conseguenza della necessità della stella in formazione di disperdere l'eccesso di momento angolare; di conseguenza, è una struttura che si forma precocemente durante la formazione stellare, ma risulta inosservabile per buona parte delle fasi iniziali per via dell'opacità dei gas e delle polveri circostanti. Il disco di una protostella di classe 0 è un tipico disco di accrescimento, massiccio e caldo, con una temperatura che facilmente supera i 400 K entro 5 UA e i 1 000 K entro 1 UA. Tali temperature, dovute al riscaldamento determinato dalla dissipazione delle turbolenze viscose interne e dal moto di caduta libera del gas verso il centro, fanno sì che gli elementi più volatili, come l'acqua, diversi composti organici e alcune rocce, evaporino, relegandoli nelle regioni più periferiche del disco e lasciando nelle regioni interne i materiali a più alto punto di sublimazione, come il ferro. Il principale problema nella fisica dei dischi di accrescimento concerne le modalità che conducono alla formazione delle turbolenze e i meccanismi responsabili delle alte viscosità riscontrate. La viscosità turbolenta è ritenuta responsabile del trasferimento di massa dall'inviluppo gassoso verso la protostella centrale e del momento angolare verso la periferia del disco; quest'ultima condizione è vitale perché l'accrescimento possa proseguire, dal momento che il gas può accrescere la protostella solo se questa perde gran parte del proprio momento angolare. Il risultato di questo processo è la crescita sia della protostella sia del raggio del disco, che può raggiungere anche 1 000 UA se il momento angolare iniziale della nebulosa è sufficientemente grande. Vasti dischi sono normalmente osservati in molte regioni di formazione stellare, come la Nebulosa di Orione. La vita dei dischi d'accrescimento è di circa 10 milioni di anni.[39] Quando la stella nascente raggiunge la fase di T Tauri classica, il disco diviene più sottile e si raffredda,[33] permettendo ai materiali meno volatili presenti nelle regioni più interne, come i silicati, di condensare ed eventualmente cristallizzare, formando dei granuli di polvere grandi 0,1-1 µm.[40] Il disco diviene così protoplanetario.[5][39][41] Il trasferimento della materia dalle regioni più esterne verso il centro del disco permette ai granuli di nuova formazione di "mescolarsi" con quelli preesistenti provenienti dalla periferia, che contengono materia organica e altri materiali volatili. Questo fenomeno spiegherebbe alcune peculiarità nella composizione dei corpi minori del sistema solare, come la presenza di residui di polvere interstellare nei meteoriti più antichi e inclusioni refrattarie nelle comete. L'instabilità gravitazionale del disco può determinarne la frammentazione in cospicui ammassi, i più densi dei quali possono collassare, determinando la rapida formazione (si stima in circa 1 000 anni) di alcuni giganti gassosi o persino nane brune. Sembra però che questo meccanismo di formazione planetaria sia appannaggio solamente dei dischi più massicci (0,3 M☉, per raffronto in media i dischi hanno una massa di 0,01-0,03 M☉); dal momento che dischi con simili masse sono rari, tale meccanismo risulta alquanto infrequente. Dal momento che i planetesimi sono estremamente numerosi e ampiamente distribuiti lungo il disco, alcuni di questi non partecipano alla formazione di pianeti. Oggi si ritiene che gli asteroidi e le comete costituiscano ciò che resta di antichi planetesimi frammentatisi a causa delle numerose collisioni succedutesi nel tempo. Diversi possono essere i motivi che conducono alla scomparsa dei dischi protoplanetari: il loro assorbimento da parte della stella madre che si accresce o l'espulsione di materiale tramite i getti bipolari; l'effetto Poynting-Robertson; come conseguenza della fotoevaporazione da parte della radiazione UV emessa dalla stella centrale durante la fase di T Tauri o da stelle vicine. Il gas della porzione centrale può inoltre andare ad accrescere i pianeti in formazione oppure essere espulso da questi, mentre le polveri più leggere vengono spazzate via dalla pressione di radiazione della stella centrale. Il risultato finale sarà o la formazione di un sistema planetario o di un disco di detriti residui, oppure non ne rimarrà nulla, nell'eventualità che non sia stata possibile la formazione di planetesimi. Le particelle di polvere interagiscono con i gas presenti nel disco; i grani più grandi del millimetro orbitano attorno alla stella ad una velocità superiore al gas, il quale esercita un effetto di frenamento che li costringe a percorrere un'orbita a spirale verso il centro del disco. Man mano che procedono verso il centro, i granuli di polvere si riscaldano e, giunti in corrispondenza di un preciso punto del sistema, la coltre di ghiaccio d'acqua che li riveste sublima. La regione in cui ciò avviene prende il nome di frost line o limite della neve e delimita il sistema in una regione interna, ove prevalgono le rocce, e una regione esterna, in cui invece si ha una prevalenza di materiali volatili allo stato solido. In corrispondenza della frost line le molecole d'acqua tendono ad accumularsi sui grani; si hanno così delle ripercussioni nelle proprietà dei gas, che determinano un abbassamento della pressione che viene compensato da un incremento della velocità di rotazione del gas. I grani di polvere in questo modo non subiscono più un rallentamento, bensì un'accelerazione che ne rallenta la ricaduta verso il centro del sistema. Ciò determina un progressivo accumulo delle polveri in corrispondenza della frost line, che favorisce le collisioni tra i granuli e la formazione di corpi di dimensioni maggiori, fino ad alcuni centimetri, alcuni dei quali proseguono nella loro avanzata verso le regioni interne del disco. Segni di questa fase si osservano analizzando all'infrarosso lo spettro del disco. Ulteriori processi di aggregazione conducono alla formazione di blocchi rocciosi di dimensioni dell'ordine del chilometro, i planetesimi, considerati i "mattoni" dei futuri pianeti. Alcune recenti teorie ritengono improbabile che i planetesimi possano formarsi dalla collisione di pochi corpi di grandi dimensioni, per via del fatto che possiederebbero campi gravitazionali esigui e le interazioni elettrostatiche perderebbero di valore per corpi di dimensioni superiori a pochi centimetri. Per tale ragione, sarebbe più probabile che i planetesimi si formino dalla coalescenza di tanti piccoli corpi spinti dalla loro stessa gravità, simulando un collasso gravitazionale in piccola scala. In seguito alla loro formazione, i planetesimi vanno incontro ad un processo noto come accrescimento galoppante (in inglese runaway accretion), così detto perché il tasso di crescita della massa è proporzionale a R4~M4/3, dove R ed M sono rispettivamente il raggio e la massa del corpo in crescita. Dal momento che la velocità di accrescimento aumenta all'aumentare della massa, i corpi di dimensioni maggiori crescono più rapidamente e a spese dei corpi più piccoli. Questa fase dura tra i 10 000 e i 100 000 anni e si conclude quando i corpi di dimensioni maggiori raggiungono circa i 1 000 km di diametro. Il progressivo rallentamento della velocità di accrescimento è determinato dalle perturbazioni gravitazionali esercitate dai corpi più grandi sui restanti planetesimi, causando in aggiunta l'arresto della crescita dei corpi più piccoli. La fase successiva è l'accrescimento oligarchico (oligarchic accretion) e deve il suo nome al fatto che il disco interno appare dominato da poche centinaia di corpi di grandi dimensioni (soprannominati oligarchi) che continuano lentamente ad accrescere inglobando planetesimi;[51] il termine "oligarchi" è giustificato anche dal fatto che nessun altro corpo eccetto loro può continuare ad accrescere la propria massa. In questa fase la velocità di accrescimento è proporzionale a R2, che deriva dalla sezione dell'oligarca; il tasso di accrescimento specifico è proporzionale a M−1/3 e diminuisce all'aumentare della massa dell'oggetto, permettendo agli oligarchi più piccoli di raggiungere i più grandi. Gli oligarchi sono mantenuti ad una distanza di circa 10·Hr[N 4] l'uno dall'altro dall'influenza gravitazionale dei planetesimi residui, mentre eccentricità ed inclinazioni orbitali permangono piccole. Gli oligarchi continuano a crescere finché vi è disponibilità di planetesimi nelle loro vicinanze; accade talvolta che oligarchi vicini si fondano. La massa finale di un oligarca dipende dalla distanza dalla stella centrale e dalla densità di planetesimi nelle vicinanze e prende il nome di "massa di isolamento". Il risultato della fase oligarchica è la formazione di circa 100 corpi di massa compresa tra quella della Luna e quella di Marte, uniformemente sparsi a circa 10·Hr. Si ritiene che questi corpi risiedano all'interno di lacune del disco e che siano separati gli uni dagli altri da sottili anelli di planetesimi residui. Questa fase durerebbe poche centinaia di migliaia di anni e porta alla formazione di un certo numero di embrioni planetari, o protopianeti. La formazione dei giganti gassosi è un problema di rilievo nelle scienze planetarie. Due teorie in proposito sono state formulate nell'ambito del modello della nebulosa solare. La prima, il modello dell'instabilità del disco (disk instability model), prevede che i giganti gassosi si formino a partire dalla frammentazione, sotto l'azione della gravità, di dischi protoplanetari massicci (si veda anche il paragrafo Dal disco di accrescimento al disco protoplanetario), dai quali possono avere origine anche delle nane brune, considerate una via di mezzo tra pianeti e stelle. Il secondo modello proposto è il modello dell'accrescimento del nucleo (core accretion model) o modello dell'instabilità dei nuclei (nucleated instability model); quest'ultimo sembra essere il modello più attendibile, dal momento che spiega come si formino dei giganti gassosi a partire da dischi relativamente poco massicci (<0,1 M⊙). In questo modello la formazione dei pianeti giganti è suddivisa in due fasi: a) accrescimento di un nucleo di circa 10 M⊕; b) accrescimento del gas sul nucleo a partire dai gas del disco protoplanetario. Si ritiene che la formazione del nucleo di un gigante gassoso proceda grossomodo come la formazione dei pianeti terrestri: i planetesimi vanno incontro ad una fase di accrescimento galoppante cui segue una fase di accrescimento oligarchico; le ipotesi non prevedono una fase di fusione, a causa della bassa probabilità di collisione tra i protopianeti nelle regioni esterne del sistema planetario. Un'altra differenza è costituita dalla composizione dei planetesimi: infatti, i planetesimi da cui avranno origine i giganti gassosi si formano al di là della frost line e sono costituiti principalmente da ghiacci, con un rapporto ghiaccio:roccia di 4:1.[54] La frost line riveste una grande importanza nella genesi dei pianeti gassosi, dal momento che agisce da barriera provocando un rapido accumulo di materia appena al di là di essa. I modelli mostrano tuttavia che dai dischi meno massicci, in grado comunque di dar luogo a pianeti terrestri, possono formarsi solamente dei nuclei di 1-2 M⊕ a 5 UA dalla stella (distanza simile a quella che separa Giove dal Sole nel sistema solare) nell'arco di 10 milioni di anni, tempo che rappresenta la durata media dei dischi attorno a stelle simili al Sole. Diverse soluzioni sono state proposte per spiegare la formazione di nuclei di 10 M⊕: un incremento della massa del disco (almeno dieci volte); migrazione dei protopianeti, che consente a questi di aggregare molti più planetesimi; infine incremento del tasso di accrescimento in seguito all'innescarsi di fenomeni di resistenza fluidodinamica negli involucri gassosi degli embrioni planetari. La combinazione di alcune delle soluzioni appena proposte può spiegare la formazione dei nuclei da cui hanno avuto origine pianeti come Giove e Saturno; la formazione di pianeti simili a Urano e Nettuno è invece più problematica, dal momento che nessuna teoria è stata in grado di spiegare la formazione in situ dei loro nuclei ad una distanza media dalla stella di 20-30 UA. Per risolvere la questione si è ipotizzato che i loro nuclei inizialmente si siano formati nella regione di Giove e Saturno e che successivamente, in seguito alle interazioni gravitazionali, siano stati sospinti più esternamente fino alle loro attuali orbite. Raggiunta una massa sufficiente (5-10 M⊕), i nuclei iniziano a sottrarre i gas residui dal disco. Il processo prosegue inizialmente a regime ridotto, fino al raggiungimento di circa 30 M⊕ in pochi milioni di anni; quindi il tasso di accrescimento subisce una forte accelerazione (accrescimento galoppante o runaway accretion), che porta ad accumulare il restante 90% della massa definitiva del pianeta in circa 10 000 anni.[55] L'accrescimento del gas si arresta all'esaurimento della materia prima, il che avviene quando una lacuna si apre nel disco protoplanetario. Stando a questo modello, i "giganti ghiacciati" (ovvero Urano e Nettuno) costituiscono dei "nuclei falliti", che hanno iniziato ad accrescere il gas troppo tardi, quando era in gran parte già stato o incorporato dagli altri due pianeti o espulso dal sistema a causa del vento solare. La fase successiva all'accrescimento galoppante è caratterizzata dalla migrazione dei pianeti neoformati e da una continua ma più lenta aggregazione di una quota ridotta di gas. La migrazione è causata dalle interazioni tra i pianeti e il disco residuo, il cui attrito determina un decadimento dell'orbita, che spesso porta a un enorme avvicinamento del pianeta alla stella, come nel caso dei pianeti gioviani caldi ("Giovi caldi" o Hot Jupiters), giganti gassosi che orbitano ad una distanza ridotta dalla loro stella (spesso molto inferiore a quella che separa Mercurio dal Sole). I giganti gassosi esercitano un'ulteriore influenza sulla regione prospiciente dei pianeti rocciosi: le orbite degli embrioni di questi ultimi possono raggiungere eccentricità così elevate da favorire un loro incontro ravvicinato con un pianeta gassoso ed eventualmente, a causa dell'effetto fionda gravitazionale, da determinarne l'espulsione dal sistema planetario; qualora tutti i protopianeti rocciosi andassero incontro a tale destino non si formerà alcun pianeta di questo tipo. Una conseguenza di una tale situazione è che permane un alto numero di planetesimi, dal momento che i giganti gassosi sono incapaci di assorbirli tutti senza l'aiuto dei protopianeti rocciosi. La massa complessiva dei planetesimi rimanenti è comunque relativamente esigua, dal momento che l'azione combinata degli embrioni dei pianeti rocciosi (prima che siano espulsi) e dei pianeti giganti è abbastanza intensa da rimuovere il 99% degli oggetti più piccoli. Tale regione potrà successivamente evolversi fino a formare una cintura asteroidale analoga alla fascia principale del sistema solare, collocata tra 2 e 4 UA dal Sole. Circa il 25% degli Hot Jupiters conosciuti, come WASP-17 b, sembra possedere un'orbita retrograda rispetto al verso di rotazione della stella madre. Le ragioni di tale fenomeno sono state spiegate tramite simulazioni computerizzate in cui vengono prese in considerazione le perturbazioni gravitazionali che un pianeta posto in un'orbita esterna esercita su un pianeta più interno ma comunque localizzato ai margini della frost line. Tali perturbazioni sono deboli ma si sommano lungo un arco temporale molto lungo, determinando due sostanziali modificazioni: da una parte, l'accentuazione del decadimento dell'orbita del pianeta più interno, che diviene molto stretta; dall'altra, l'inversione del verso di rivoluzione; quest'ultimo fenomeno si verifica perché tra le due orbite si ha uno scambio di momento angolare e, in aggiunta, il pianeta interno perde ulteriore energia in seguito alle interazioni mareali con la stella. I pianeti rocciosi si formano nella porzione più interna del disco protoplanetario, internamente alla frost line, dove la temperatura è abbastanza alta da evitare la condensazione dei materiali volatili (come l'acqua), determinando dunque dapprima la formazione di granuli di polvere rocciosa e quindi la formazione di planetesimi rocciosi. Per una stella simile al Sole, si ritiene che simili condizioni si verifichino nelle 3-4 UA più interne del disco. Dopo le fasi di accrescimento galoppante e crescita oligarchica, si ha la formazione di un esiguo numero di protopianeti con una massa di isolamento che arriva a 0,1 masse terrestri M⊕ (equivalente alla massa di Marte).[5] Successivamente i protopianeti più massicci iniziano a perturbarsi l'un l'altro facendo sì che le loro orbite divengano caotiche; ha così inizio la fase finale della formazione dei pianeti rocciosi, che prende il nome di fase di fusione (merger stage). Durante questa fase i protopianeti espellono i restanti planetesimi e collidono vicendevolmente, andando a formare, nel corso di 10-100 milioni di anni, un numero limitato di corpi di massa terrestre, secondo le simulazioni tra 2 e 5. Nel sistema solare, il risultato di questa fase può essere rappresentato dalla Terra e da Venere: si stima che la formazione di entrambi i pianeti abbia richiesto la fusione di circa 10-20 protopianeti, mentre un numero pressoché uguale di protopianeti sarebbe stato espulso dal sistema; Marte e Mercurio invece potrebbero essere dei protopianeti minori sopravvissuti alla formazione degli altri due pianeti. Dopo aver terminato questa fase di fusione, i pianeti rocciosi si stabiliscono in orbite più o meno stabili, il che spiega come mai certi sistemi, quale quello individuato intorno a Kepler-11, risultino molto compatti. La formazione delle super Terre, pianeti rocciosi di massa compresa tra 1,9 e 10 M⊕, avverrebbe secondo modalità simili, soprattutto per quanto riguarda le super Terre povere d'acqua; le ipotetiche super Terre ricche in acqua, i cosiddetti "pianeti oceano", si formerebbero invece al di là della frost line, come accade per i giganti gassosi, ma la loro massa sarebbe insufficiente ad attrarre le cospicue quantità di gas che caratterizzano i pianeti giganti. Una grande influenza sulla formazione dei pianeti rocciosi è esercitata da eventuali giganti gassosi presenti nel sistema. La presenza di pianeti giganti tende infatti ad incrementare l'eccentricità e l'inclinazione dei planetesimi e dei protopianeti presenti internamente alla frost line; d'altro canto però, se si formano troppo precocemente, possono rallentare o impedire l'accrescimento di pianeti più interni. Se invece si formano quasi al termine della fase oligarchica, come sembra sia accaduto nel sistema solare, influenzeranno la fusione degli embrioni planetari rendendola più violenta: il risultato sarà la formazione di un numero inferiore pianeti rocciosi ma più massicci. Inoltre, le dimensioni della zona dei pianeti rocciosi risulterà più compatta, dal momento che essi si formeranno più vicini alla stella centrale. Si ritiene che nel sistema solare l'influenza dei pianeti giganti, in particolare Giove, sia stata limitata dal momento che essi sono abbastanza lontani dai pianeti terrestri. Una volta formati, i pianeti vanno incontro ad una riorganizzazione delle orbite fino al raggiungimento di una configurazione stabile nel tempo. Perché ciò possa verificarsi, spesso i pianeti sono costretti a migrare, vale a dire subire un cambiamento di alcuni parametri orbitali, in particolare del semiasse maggiore. Sono descritti due tipi di migrazione orbitale. La migrazione di tipo I coinvolge i pianeti rocciosi, i quali emettono delle onde di densità a spirale mentre si muovono all'interno del disco residuo. Il verificarsi di uno squilibrio nella forza delle interazioni tra il gas e le onde anteriormente e posteriormente al pianeta, con queste ultime che esercitano una forza di torsione maggiore, determina una perdita di momento angolare da parte dell'oggetto e una sua conseguente rapida migrazione verso l'interno. La migrazione di tipo II vede coinvolti invece i giganti gassosi, capaci di aprire delle lacune all'interno del disco in grado di arrestare una migrazione secondo il primo tipo. Tuttavia, l'afflusso di materiale del disco nella lacuna determina comunque una perdita di momento angolare, che causa un ulteriore decadimento dell'orbita e della lacuna. Questa fase si conclude quando il disco scompare oppure quando i pianeti migranti hanno raggiunto il bordo interno del disco, come nel caso dei pianeti gioviani caldi. In seguito, dopo la dissipazione di ciò che resta del disco protoplanetario, i pianeti, e in particolare i giganti gassosi, interagiscono tra loro causando delle modificazioni nei parametri orbitali; una delle conseguenze del fenomeno è il cosiddetto scattering gravitazionale, che determina un allargamento delle orbite. Un fenomeno simile sarebbe avvenuto nel sistema solare ed è descritto dal modello di Nizza: originariamente, i pianeti esterni del sistema solare percorrevano orbite più vicine al Sole, con raggi compresi tra ~5,5 e ~17 UA; al di là del pianeta più esterno si estendeva una vasta e densa cintura di planetesimi fino a circa 35 UA. Dopo alcune centinaia di milioni di anni di lenta e graduale migrazione, i due giganti più interni, Giove e Saturno, si assestarono in una risonanza orbitale 2:1; l'instaurarsi di questo fenomeno ha comportato un aumento delle loro eccentricità orbitali, destabilizzando l'intero sistema planetario: l'arrangiamento delle orbite planetarie si è alterato con drammatica rapidità. Giove ha spinto Saturno verso l'esterno, nella sua attuale posizione; questa ricollocazione ha causato delle mutue interazioni gravitazionali tra il pianeta e i due giganti ghiacciati, costretti ad assumere orbite più eccentriche. In questo modo i due pianeti si sono addentrati nella cintura planetesimale esterna, scambiandosi di posizione e perturbando violentemente le orbite di milioni di planetesimi, scagliandoli via dalla cintura; si stima che in questo modo il disco esterno abbia perso il 99% della sua massa iniziale. Alcuni dei planetesimi scagliati via dai giganti ghiacciati sono stati sospinti nel sistema solare interno, provocando un incremento degli impatti nei pianeti rocciosi, il cosiddetto intenso bombardamento tardivo. La migrazione dei pianeti più esterni e le interazioni con Giove spiegano le caratteristiche delle regioni più esterne del sistema solare: secondo il modello, gli oggetti costretti da Giove in orbite altamente ellittiche andarono a formare la nube di Oort, serbatoio della gran parte delle comete del sistema solare, mentre gli oggetti vincolati da Nettuno durante la sua migrazione andarono a costituire l'attuale cintura di Kuiper e il disco diffuso.