Scenariul „standard” al formării planetare presupune faptul că acestea se formează treptat, pas cu pas, urmând o succesiune de procese distincte. Modelul a fost dezvoltat în anii 1960 – 1970, pe baza ideilor fizicianului rus Victor Safronov.
În Sistemul Solar avem 8 planete și toate cele 8 planete orbitează aproximativ în același plan și, în plus, în aceeași direcție. De asemenea, acest plan și această direcție corespund axei și sensului de rotație al Soarelui. Acest simplu fapt susține puternic ideea unei origini comune pentru toate planetele, o origine care este probabil legată și de originea Soarelui însuși. De exemplu, dacă Soarele ar fi capturat planetele una câte una, nu ar exista nicio rațiune pentru care acestea să fie toate în același plan.
Trebuie să nu uităm că peste 99,8% din masa totală a sistemului solar se află în Soare, planetele reprezentând doar o foarte mică fracțiune din aceasta. Pe de altă parte, majoritatea momentului cinetic al sistemului solar (pentru a schematiza, energia sa de rotație) este conținută în planete, Soarele având doar 1% din momentul total.
O primă privire, chiar și superficială, asupra planetelor sistemului solar arată că acestea pot fi împărțite în 2 grupuri bine distincte: cele 4 planete terestre, mici și apropiate de Soare, și cele 4 planete gigantice, mult mai masive și situate în regiunile externe și reci. Planetele terestre au mase cuprinse între 0,06 și 1, sunt în esență stâncoase și sunt foarte sărace în hidrogen și heliu, cele două elemente cele mai abundente din Univers. În schimb, planetele gigantice au mase cuprinse între 15 (Uranus) și 300 (Jupiter) mase terestre. Printre aceste gigantice trebuie să distingem mai întâi cele două „gazoase”, Jupiter și Saturn, formate în principal din H2 și He gazos; totuși, ele conțin între 10% și 50% solide sub formă de roci și gheață (probabil concentrate într-un nucleu solid). Urmează apoi giganticele „înghețate”, Uranus și Neptun, formate în principal de gheață (apă, amoniac și metan), dar care au totuși o atmosferă ce conține între 1% și 5% H2 și He.
De asemenea, cercetând și analizând meteoriții din categoria condritelor, al căror interior nu a fost alterat, s-a putut data vârsta Sistemului Solar care este de 4,568 mld de ani. Datând și micile intruziuni de zirconiu din rocile de pe Terra sau rocile aduse de pe Lună, s-a tras concluzia că Pământul a avut nevoie de maximum 150 de milioane de ani pentru a se forma, asta înseamnă că orice scenariu de formare a planetelor nu prea poate depăși această măsurătoare.
Formarea Soarelui
O stea se formează prin colapsul gravitațional al unui nor molecular, un amestec de micro-particule de praf, de gaz și de molecule cu o densitate în jurul a 103 particule pe cm3 (o densitate foarte mică, gândiți-vă, atmosfera are undeva la 1019/cm3) și cu temperaturi foarte scăzute de 10 – 150 K.
Un nor molecular se plimbă liniștit prin galaxie până e destabilizat, până ceva îl scoate din amorțeală să zicem. Instabilitatea asta gravitațională e declanșată de coliziunea cu alți nori moleculari, de explozii de stele, de coliziuni dintre galaxii, astfel că norul începe să se ”comprime” sub propria greutate, energia gravitațională fiind transformată în căldură. În procesul de comprimare, se și fragmentează. Anumite zone ajung la faza protostelară, cu o zonă internă care continuă să se contracte și să se încălzească, cu un disc de acreție în jur și cu jeturi puternice alimentate de căderea materiei de pe disc.
Se ajunge apoi destul de repede în faza de protostea, cu apariția unui disc proto-planetar și cu jeturi din ce în ce mai slabe. Ultima fază înaintea nașterii propriu-zise a stelei, se cheamă faza pre-secvență principală, moment în care jeturile dispar, rămâne un disc de resturi, și din momentul în care fuziunea nucleară e declanșată, ia naștere steaua. Toate etapele astea se întâmplă în câteva milioane de ani.
Scenariul standard formare planete telurice
Totul pornește după formarea discului protoplanetar, din moment ce acesta începe să se răcească treptat, pe măsură ce temperatura scade tot mai multe elemente începând să se condenseze (la mai puțin de 1600 K – oxizi de metal, la 1400 K – fierul, la 1300 K – silicații). Inițial se formează granule foarte mici, de ordinul câtorva microni, care încep apoi să crească în mărime prin ciocniri reciproce, când viteza de impact este suficient de mică pentru ca acestea să rămână unite, până ajung la dimensiuni de câțiva cm.
Când corpurile solide au ajuns la câțiva centimetri sau decimetri, modelele de creștere prin ciocniri reciproce întâmpină o problemă majoră cunoscută sub numele de „bariera metrului”. Aceste corpuri se decuplează de gazul din disc, ceea ce face ca vitezele lor relative să devină mai mari, drept urmare în loc de acumulare are loc eroziune. Una din teoriile înaintate pentru a explica cum s-ar putea depăși bariera metrului se bazează pe faptul că ar exista o dispersie foarte mare în dimensiunea corpurilor solide, astfel că cele mai mari dintre aceste corpuri le-ar putea acumula pe cele mai mici, chiar și la viteze relativ mari.
Se ajunge până la urmă la corpuri solide de ordinul unui kilometru, corpuri denumite „planetezimale”, care cresc la rândul lor tot prin ciocniri, dar procesul de acreție de data asta este determinat de gravitație, „lipirea” având loc când viteza de coliziune este mai mică decât viteza de eliberare a celor două corpuri (pentru corpuri de ordinul unui kilometru, viteza e de ordinul a câțiva m/s). Dacă toate planetezimalele ar fi de aceeași dimensiune și ar crește împreună, atunci ar dura aproximativ 1 milion de ani pentru a forma un corp de 1.000 km într-o zonă aflată la aproximativ o unitate astronomică de Soare.
Totuși, procesul e mai rapid pentru că unele planetezimale sunt mai mari decât altele și tind astfel să devieze alte corpuri către ele. Ele vor crește astfel mai repede și vor devia și mai multe planetezimalele mai mici spre ele, existând astfel un efect „bulgăre de zăpadă”, ajungându-se la corpuri mai mari în perioade de ordinul a 104 ani.
Când embrionii planetari ajung la câteva sute de kilometri diametru se intră în faza oligarhică de acreție care durează undeva în jurul a 105 ani, perioadă în care obiectele ajung la dimensiuni situate între 1.000 și 3.000 de km. Fiecare embrion creează treptat „vid” în jurul său, acumulează alte planetezimale situate în „zona de hrănire”, asta până când materia se epuizează.
În acest moment, acești embrioni sunt suficient de masivi pentru a se perturba reciproc de la distanță, perturbările ducând la încrucișarea orbitelor și la ciocniri la viteze mari (chiar dacă vitezele sunt mari, embrionii sunt destul de masivi pentru ca acumularea să fie posibilă). „Jocul de bowling” între aceste obiecte va dura câteva milioane sau chiar câteva zeci de milioane de ani, până la formarea planetelor.
Scenariul standard formare planete gazoase
Formarea planetelor gigantice prezintă unele constrângeri specifice, una dintre ele fiind faptul că trebuie adunată foarte multă materie dar și o cantitate enormă de gaz, cantitate care trebuie finalizată înainte de dispersarea discului de gaz primordial, adică înainte de maximum 10 milioane de ani. În scenariul la care aderă majoritatea cercetătorilor, formarea giganților ar urma un proces care seamănă foarte mult cu cel pentru planetele terestre. Diferența esențială este că suntem dincolo de limita gheții și, prin urmare, particulele solide care vor constitui cărămizile formării planetare sunt compuse din roci și gheață. Se estimează că acest aspect înmulțește cu 4 cantitatea de materie solidă disponibilă.
Planetezimalele vor fi, prin urmare, mai mari și vor putea forma embrioni planetari mai masivi. Acest lucru va ajuta, de asemenea, la accelerarea procesului de acumulare și va compensa faptul că vitezele orbitale (și, prin urmare, întâlnirile apropiate) sunt mai mici în regiunile exterioare.
Dacă masa embrionilor depășește aproximativ 10 mase terestre, atunci forța gravitațională a proto-planetei este suficientă pentru a începe acumularea de gaz în jurul acesteia. Această acumulare de gaz este în primul rând progresivă: se formează o atmosferă densă a cărei masă crește liniar cu timpul. Când masa de gaz devine comparabilă cu cea a miezului solid din centru, această atmosferă devine instabilă și se prăbușește. Acumularea gazului se accelerează apoi extrem de rapid și permite acumularea câtorva zeci de mase terestre în doar câteva mii de ani.
Cele 3 etape ale acestui proces au durate foarte diferite: faza inițială de acumulare oligarhică a miezului solid durează 105 ani, acumularea progresivă a învelișului de gaz are loc pe parcursul a câteva milioane de ani, în timp ce faza finală de colaps și acumulare brutală a gazului are loc în câteva mii de ani.
Migrarea planetelor
Se știe încă din anii 1970 că o planetă scufundată într-un disc de gaz interacționează dinamic cu el și că această interacțiune poate fi suficientă pentru a determina în mod semnificativ planeta să migreze. Acest mecanism a fost inițial în mare măsură ignorat în modelele de formare planetară, până când au fost descoperite exoplanete, în special „Jupiteri fierbinți” foarte masivi, foarte aproape de steaua lor, planete imposibil de format cu modelul standard.
Se disting 2 mecanisme de migrare foarte distincte. Primul tip are loc când o protoplanetă atinge o masă comparabilă cu cea a Pământului în timp ce discul de gaz este încă prezent, gaz care începe să interacționeze dinamic cu ea (planeta interacționează cu undele de densitate pe care le creează). Se pierde moment unghiular și planeta migrează spre interior. Acest mecanism are o singură problemă: este prea eficient, migrarea se realizează în doar 104 ani!
Migrarea de tip 2 are loc în cazul protoplanetelor mai mari de 10 mase terestre. Aceste obiecte vor săpa o brazdă în discul de gaz și vor goli regiunea din jurul lor, astfel că evoluția radială a planetei va fi cuplată cu cea a discului. Discul va spirala încet spre stea datorită vâscozității, astfel că și planeta va migra în același ritm (mult mai lent decât migrația de tipul I). Rămâne o singură întrebare. Cum au reușit totuși ca planetele gigant să se salveze de steaua lor?
Dacă o planetă migrează întotdeauna spre interior, două planete împreună pot opri această migrare sau chiar o pot inversa cu condiția ca deschiderile săpate de cele 2 planete să se suprapună și ca planeta internă să fie de 2-4 ori mai mare decât cealaltă. Acesta este probabil ceea ce s-a întâmplat cu cuplul Jupiter/Saturn. De fapt, acest scenariu presupune că cele 4 planete gigantice s-au format mai aproape de Soare decât pozițiile lor actuale și apoi au migrat pe disc. Jupiter ar fi migrat mai întâi spre interior până la 1,5 UA de la Soare (migrație de tip II) și ar fi ejectat majoritatea corpurilor prezente în actuala regiune a Centurii de Asteorizi. După ce Saturn i s-a alăturat, interacțiunile dintre cele două planete gigantice le-au determinat să migreze din nou în afară, un destin pe care și Uranus și Neptun îl vor împărtăși. În haosul dinamic care a urmat apoi, planetezimalele din regiunile externe au fost injectate în regiunea centurii de asteroizi.
Migrațiile de tip I și II încetează după dispersarea discului de gaz. Dar planetele pot continua să se miște, dar de data aceasta este prin interacțiunea cu planetezimalele reziduale neutilizate în acumularea planetară, planetezimale care pot fi perturbate pe orbite foarte excentrice, pot „sări” de la o planetă la alta sau chiar pot fi ejectate din sistem. Un astfel de proces de interacțiune planetezimal/planetă pare că este la originea structurii actuale a sistemului solar exterior. În special, acest joc de biliard planetar i-ar fi plasat pe Uranus și Neptun în poziția lor actuală la 20 și 30 u.a. de Soare, în timp ce aceste planete s-au format, fără îndoială, mult mai aproape de stea.
Se cunoaște faptul că Jupiter și Saturn s-au format repede, venind apoi rândul giganților de gheață Uranus și Neptun, cele două corpuri înghețate suferind în același timp, cel mai probabil, și coliziuni cu corpuri mari care au dus la modificarea orientării axei lor de rotație.
Modelul de la Nisa
Ultimul model de formare a Sistemului Solar acceptat în acest moment este Modelul de la Nisa, dezvoltat de Observatorul de pe Coasta de Azur, Franța, model care presupune migrația planetelor gigant și care explică bombardamentul masiv târziu, formarea Norului lui Oort, existența Centurii lui Kuiper, asteroizii troieni etc.
Imagini: Observatoire de Paris, Universite Paris Science&Lettres
