Formazione del Sistema solare
Il
Sistema Solare ebbe origine circa 4,6 miliardi di anni fa dalla contrazione
gravitazionale di una nube di gas (99%) e polvere, che diede luogo a una
condensazione centrale (il Sole) e a una nebulosa composta da tutto il
materiale residuo (un disco in rapida rotazione), dalla quale ebbero origine
per condensazione i cosiddetti planetesimi che, aggregandosi, formarono
i pianeti. I planetesimi, di diametro fino a qualche chilometro, sono
i 'mattoni' per la costruzione dei pianeti. Scontrandosi tra loro, si
unirono a formare strutture sempre più grandi e più l'aggregato
cresceva più aumentava la sua attrazione gravitazionale e quindi
la capacità di catturare altri corpi. I planetesimi più
grandi continuarono così ad accrescersi catturando i corpi con
i quali collidevano e assorbendo tutti i materiali che incontravano nel
loro spostamento, comportandosi come vere e proprie 'spugne gravitazionali'.
La struttura e la composizione chimica dei planetesimi dipende dalla loro
distanza dal Sole. I planetesimi più lontani dalla nostra stella,
dove la temperatura è minore, sono costituiti soprattutto da ghiaccio
e gas, mentre quelli situati nella parte interna della nebulosa protoplanetaria
sono composti da rocce e metalli (avendo perso per evaporazione gli elementi
volatili). Ciò spiega la diversa composizione chimica dei pianeti
terrestri, o interni (ossia Mercurio, Venere, Terra e Marte), i cui nuclei
sono costituiti soprattutto da silicati e metalli, e dei pianeti giganti
gassosi, o esterni (Giove, Saturno, Urano e Nettuno). Questi ultimi, infatti,
sono composti sostanzialmente da idrogeno ed elio (gli elementi di gran
lunga più abbondanti nell'Universo), presenti soprattutto nelle
regioni estreme e più fredde della nebulosa protoplanetaria. I
pianeti gassosi hanno quindi una composizione chimica simile a quella
della nebulosa da cui si sono originati.
L'età del Sistema solare si ricava dall'analisi chimica e dalla
composizione isotopica degli asteroidi e dei meteoriti, i 'rimasugli'
della nebulosa protoplanetaria, ciò che è rimasto dopo la
formazione di pianeti. Questi corpi non hanno infatti subito processi
geologici che ne hanno modificato la struttura e la loro età coincide
sostanzialmente con quella del Sistema solare.
Si pensa che il processo di formazione del Sistema solare sia analogo
a quello che porta alla formazione di altri sistemi stellari. Il disco
di materia protoplanetaria è stato però finora osservato
soltanto attorno a stelle grandi all'incirca come il Sole, probabilmente
perché la forte luminosità emessa dalle stelle più
grandi impedisce la sua osservazione, oppure perché l'intensa radiazione
ultravioletta della stella distrugge il disco. Questo fatto non permette
di capire se il nostro sistema solare è una struttura comune nell'Universo
o è il risultato di una combinazione particolare di eventi. La
rotazione del disco circumstellare può essere scoperta analizzando
le righe dello spettro di emissione del gas contenuto in esso: in particolare,
lo studio delle variazioni della lunghezza d'onda della radiazione emessa
dal gas fa individuare le zone attorno alla stella in cui il gas si sta
avvicinando o si sta allontanando dalla Terra. In questo modo è
possibile valutare anche la forma del disco e la sua inclinazione rispetto
alla Terra. La materia del disco è presumibilmente il residuo della
materia che componeva la nube interstellare che collassando ha formato
la stella.
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