Nebulosa solare

L'ipotesi della nebulosa solare (SNDM, acronimo dell'inglese Solar Nebular Disk Model^[1]) 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.^[2] Nella sua prima formulazione, l'ipotesi fu proposta nel 1734 da Swedenborg^[3] 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.^[5]

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.^[6] 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.^[5]

La formazione dei giganti gassosi è invece un processo più complicato, che avverrebbe al di là della cosiddetta frost line,^[7][8] regione popolata da un gran numero di protopianeti ghiacciati più grandi di quelli esclusivamente rocciosi.^[2] 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_⊕ –,^[9] 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.^[7][8] 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.^[7][10] Si ritiene che i giganti ghiacciati, come Urano e Nettuno, costituiscano dei "nuclei falliti", formatisi quando ormai gran parte dei gas erano stati esauriti.^[5]

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,^[11][12] 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.^[13]