MATERIA CIRCUMSTELLARE:

Disco Circumstellare:

Un disco circumstellare è una struttura a forma di anello o di toro (ciambella) costituito da polveri, gas, planetesimi, asteroidi o frammenti di collisioni di piccoli oggetti in orbita attorno a una stella. I dischi circumstellari possono manifestarsi in diverse forme. Attorno a stelle giovani, costituiscono il materiale da cui possono formarsi dei pianeti.

Un'immagine artistica dei dischi circumstellari in orbita attorno alla componente principale del sistema binario HD 113766.

DISCHI PROTOPLANETARI Attorno alle stelle più giovani, i dischi circumstellari sono la riserva di materiale da cui nascono i pianeti, e in questo caso vengono chiamati dischi protoplanetari. Secondo il modello attualmente accettato della formazione stellare, una stella si forma dal collasso gravitazionale di materia all'interno di una nube molecolare gigante. Il materiale, in rotazione, possiede un momento angolare che determina la formazione di un disco protoplanetario gassoso attorno alla giovane stella. Il disco è costituito prevalentemente da idrogeno e va a costituire una parte della massa della stella centrale. La fase di accrescimento del disco dura qualche milione di anni, a seconda dei casi, quindi si raffredda gradualmente quando la stella entra nella fase di T Tauri. All'interno del disco si formano grani di polvere, costituiti da roccia o ghiaccio, che possono coagulare in planetesimi. Se il disco è sufficientemente massiccio, possono formarsi embrioni planetari. La formazione dei sistemi planetari si pensa sia un processo naturale all'interno di una formazione stellare.

CINTURE ASTEROIDALI E DISCHI DI DETRITI Nelle stelle non più giovani, possono essere presenti dischi di varia natura, sopravvissuti alla formazione stellare. Un esempio sono le cinture di asteroidi come quella presente tra le orbite di Marte e Giove nel sistema solare, costituite da corpi rocciosi, o dischi di corpi ghiacciati equivalenti a quelli della fascia di Kuiper, o dischi cometari come la nube di Oort, posta nella zona più esterna del sistema solare. La stessa luce zodiacale è provocata da un disco di piccoli grani di polvere posti nel piano del sistema solare. I grani di polvere derivano dalle collisioni tra corpi più grandi e dall'evaporazione delle comete. Il disco circumstellare attorno a Fomalhaut, ripreso dal telescopio spaziale Hubble. In sistemi binari, il disco circumstellare viene chiamato circumprimario se in orbita attorno alla componente principale del sistema, circumsecondario se in orbita attorno la secondaria, e circumbinario se in orbita attorno ad entrambe le stelle. Anche i dischi di accrescimento in sistemi binari stretti, dove una stella cattura materia da una compagna solitamente meno densa, sono dischi circumstellari.

Mezzo interplanetario:

Il mezzo interplanetario è il materiale che riempie il sistema solare e attraverso cui si muovono tutti i corpi del sistema solare, come i pianeti, gli asteriodi e le comete.

COMPOSIZIONE E CARATTERISTICHE FISICHE Il mezzo interplanetario include la polvere interplanetaria, i raggi cosmici e il plasma caldo proveniente dal vento solare. La temperatura del mezzo varia da 165 a 200 K e la sua densità è estremamente bassa, circa 5 particelle per centimetro cubico nei pressi della Terra, e decresce con l'aumento della distanza dal Sole. La densità è variabile anche in funzione del campo magnetico e di eventi come le espulsioni di massa dalla corona solare; può raggiungere al massimo la densità di 100 particelle /cm³. Finché il mezzo interplanetario è in forma di plasma, mantiene le caratteristiche del plasma, piuttosto che quelle di un semplice gas; ad esempio, viaggia col campo magnetico solare, è un efficace conduttore elettrico, forma plasma a doppio strato e quando viene a contatto con la magnetosfera planetaria o con l'eliopausa forma dei filamenti luminosi (come le aurore boreali). La corrente eliosferica risulta dall'influenza del campo magnetico rotante del Sole sul plasma del mezzo interplanetario. Le regioni più esterne del sistema solare sono al confine tra il flusso del vento solare ed il mezzo interstellare; questo confine è noto come eliopausa e si pensa che si trovi in una fascia compresa fra le 110 e le 160 UA dal Sole.

INTERAZIONI CON I PIANETI Il modo in cui il mezzo interplanetario interagisce con i pianeti dipende dal fatto che questi abbiano o meno un campo magnetico; corpi come la Luna non hanno campo magnetico, così il vento solare può impattare direttamente con la loro superficie. Per diversi miliardi di anni la regolite lunare è stata esposta alle particelle del vento solare, intrappolandole, così gli studi di questo minerale della superficie lunare fornisce dati sul vento solare stesso. L'impatto delle particelle ad alta energia provenienti dal vento solare sulla Luna causa anche una debole emissione di raggi X. I pianeti che possiedono un campo magnetico proprio, come la Terra e Giove, sono circondati da una magnetosfera il cui campo magnetico prevale su quello del Sole; il flusso del vento solare viene così incanalato intorno alla magnetosfera, mentre parte del materiale del vento solare si "infiltra" nella magnetosfera, causando il fenomeno delle aurore polari e incrementando le fasce di van Allen con altra materia ionizzata.

FENOMENI OSSERVABILI NEL MEZZO INTERPLANETARIO Il mezzo interplanetario è responsabile di molti effetti visibili da terra; la luce zodiacale è una larga banda di luce chiara che talvolta può essere osservata dopo il tramonto e prima dell'alba, lungo l'eclittica e più luminosa verso l'orizzonte. È causata dai raggi del Sole riflessi dalla polvere del mezzo interplanetario tra la Terra ed il Sole. Un effetto simile è il gegenschein, che si osserva nel punto del cielo opposto alla posizione del Sole; è molto più debole della luce zodiacale ed è causato dai raggi di Sole riflessi dalle polveri al di fuori dell'orbita terrestre.

STORIA Il termine "interplanetario" sembra sia stato usato per la prima volta in una stampa nel 1691 ad opera dello scienziato Robert Boyle. Il concetto che lo spazio fosse considerato un "vacuum" riempito di "etere" o un vacuum freddo e scuro continuò ad esistere fino agli anni cinquanta (vedi sotto). Nel 1898 l'astronomo americano Charles Augustus Young scrisse: "Lo spazio interplanetario è un vacuum, molto più perfetto di ciò che può essere prodotto artificialmente..." (The Elements of Astronomy, Charles Augustus Young, 1898). Solo dalla metà del XX secolo si scoprirono le caratteristiche del vento solare e le particelle che ne fanno parte.

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.

Un disco protoplanetario nella Nebulosa di Orione.

FORMAZIONE ED EVOLUZIONE 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 protostella 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. Nelle prime fasi di assestamento, la stella subisce episodi di accrescimento frequenti e vigorosi, etichettati come fase FU Orionis. 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.

Quando il ritmo di accrescimento di materia dal disco sulla stella comincia a diminuire, la radiazione di alta energia della stella risulta essere la causa dei processi di riscaldamento più efficienti negli strati immediatamente interni e nell'atmosfera del disco. L'assorbimento di questa radiazione, in particolare raggi UV e X, causa infatti la fotoevaporazione del disco, che nel giro di qualche milione di anni verrà completamente dissipato. Il disco protoplanetario più vecchio conosciuto ha un'età stimata di 25 milioni di anni. L'innesco nel nucleo della stella delle reazioni di fusione nucleare dell'idrogeno in elio, segneranno il raggiungimento della sequenza principale.

DISCHI PROTOPLANETARI DEGNI DI NOTA Alcuni dischi protoplanetari sono stati osservati intorno a delle giovani stelle nella nostra galassia. Recenti 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.

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. Diagramma che mostra la composizione di due dischi protoplanetari.