Disco protoplanetario

Un disco protoplanetario è una struttura discoidale di gas e polveri in orbita attorno ad una stella o, più spesso, ad una protostella. I dischi protoplanetari raggiungono dimensioni che vanno da qualche decina di unità astronomiche (U.A.) sino ad arrivare a 1000 U.A., con temperature che variano tra le decine di kelvin nelle zone più esterne sul piano dell'orbita del disco sino al migliaio di kelvin nelle parti più interne e superficiali dello stesso. I dischi protoplanetari sono il luogo di formazione dei sistemi planetari.

Formazione

Rappresentazione artistica di un disco protoplanetario.

Il disco protoplanetario dell'oggetto di Herbig-Haro HH 30 nel Toro, distante 450 a.l. dal sistema solare. Dal disco si propaga un flusso molecolare bipolare, una struttura comune in simili formazioni.

Le protostelle si formano tipicamente da una nube molecolare, che consiste principalmente di idrogeno molecolare. Quando una di queste nubi raggiunge una massa, densità e dimensioni critiche che soddisfino i criteri dell'instabilità di Jeans, inizia a collassare sotto l'azione della sua stessa forza di gravità. Mentre la nube si contrae, la conservazione del momento angolare fa sì che i movimenti casuali presenti nella nube diventino una rotazione coerente; la forza centrifuga generata dalla rotazione fa assumere alla nube l'aspetto di un disco. Il collasso iniziale dura all'incirca 100 000 anni, in seguito ai quali la superficie della stella raggiunge una temperatura simile a quella delle stelle di sequenza principale (stelle nane) della stessa massa e diventa visibile: la stella passa alla fase T Tauri. Durante questo stadio la stella prosegue il suo accrescimento per altri 10 milioni di anni,^[1] grazie al continuo flusso in entrata del gas, fino all'innesco, nel nucleo della stella delle reazioni di fusione nucleare dell'idrogeno in elio, quando la stella raggiunge la completa stabilità della sequenza principale. A questo punto il vento stellare, emesso dalla stella neoformata, spazza via le zone più interne del disco, arrestando l'accrescimento della stella. Il disco protoplanetario più vecchio conosciuto ha un'età stimata di 25 milioni di anni.^[2]

L'ipotesi nebulare sulla formazione di un sistema planetario descrive come i dischi protoplanetari diventino successivamente sistemi planetari. Le interazioni elettrostatiche e gravitazionali contribuiscono all'aggregazione dei granelli di polvere e di ghiaccio fino a diventare dei planetesimi. Questo processo deve far fronte al vento stellare, che spinge il gas fuori dal sistema e all'accrescimento che attira la materia verso il centro della stella.

Dischi protoplanetari degni di nota

Alcuni dischi protoplanetari sono stati osservati intorno a delle giovani stelle nella nostra galassia. Recente osservazioni eseguite dal telescopio spaziale Hubble hanno mostrato diversi proplyd attorno a stelle in formazione nella Nebulosa di Orione.

Gli astronomi hanno scoperto dei vasti dischi di materia, che anch'essi potrebbero essere dei dischi protoplanetari intorno alle stelle Vega, Alphecca e Fomalhaut (attorno alla quale orbita il pianeta Fomalhaut b), tutte e tre molto vicine al nostro Sole.

Diagramma che mostra la composizione di due dischi protoplanetari. (SST, NASA)

Presenza di acqua

L'acqua è l'unica sostanza conosciuta che è stata trovata sia allo stato solido (ghiaccio) che gassoso in grandi quantità nei dischi planetari. In base alle loro relative proporzioni si possono stabilire le caratteristiche fisiche di una nebulosa e lo stadio del processo formativo dei pianeti. Il disco protoplanetario tipico è caratterizzato dal predominio di acqua allo stato gassoso al centro e da ghiaccio nell'area compresa tra il centro e la circonferenza del disco.

Oltre all'acqua, negli spettri infrarossi dei alcuni dischi protoplanetari è stata rilevata la presenza di ghiaccio di metanolo, ghiaccio di anidride carbonica e silicati, probabilmente come l'olivina.