Come si è formato il Sistema Solare

La nube molecolare

Prima del Sole, in questa regione della Via Lattea c'era una nube molecolare: gas freddo e polvere, sospesi in un braccio della Galassia. Nubi di questo tipo misurano da qualche decina a qualche centinaio di anni luce, pesano da diecimila a un milione di volte il Sole e stanno attorno ai 10 kelvin, cioè circa −263 °C. A quella temperatura l'idrogeno esiste in forma molecolare e la densità resta bassissima: da cento a mille particelle per centimetro cubo, un vuoto migliore di quelli che si ottengono in laboratorio, ma esteso su distanze enormi.

La composizione è quasi tutta idrogeno ed elio. Il poco che resta — carbonio, ossigeno, silicio, ferro — viene da generazioni di stelle precedenti, ed è il materiale con cui saranno fatti i pianeti rocciosi e chi li abita.

Un dettaglio dei meteoriti più primitivi fa pensare che la nube non fosse sola. I loro grani conservano le tracce dell'alluminio-26, un isotopo radioattivo con emivita di circa 700.000 anni: perché fosse presente nel materiale di partenza, doveva essere stato prodotto poco prima e poco lontano. Gli indizi suggeriscono l'intervento di una stella massiccia vicina, esplosa come supernova oppure giunta alla fine della propria vita, che avrebbe insieme arricchito la nube di elementi appena forgiati e compresso una sua regione fino a farla collassare. È un'ipotesi robusta, non una certezza: quella scena non è ricostruibile nel dettaglio.

Il collasso

Quando la pressione interna non basta più a bilanciare la gravità, la regione più densa della nube comincia a cadere su se stessa. Il tempo di caduta libera dipende solo dalla densità del gas: per un nucleo di nube molecolare va da centomila a un milione di anni. Non è un crollo istantaneo, ma su scala astronomica è rapido.

La data la conosciamo con una precisione sorprendente. Le inclusioni ricche di calcio e alluminio contenute nei meteoriti condritici sono i primi solidi condensati dal disco, e datate con il metodo piombo-piombo danno 4.567,30 ± 0,16 milioni di anni. Analisi più recenti hanno proposto valori leggermente diversi, attorno a 4.568,7 milioni di anni. In entrambi i casi l'incertezza è di poche centinaia di migliaia di anni su quattro miliardi e mezzo: circa lo 0,01%. Poche altre grandezze in astronomia si conoscono con questa precisione.

Il collasso non è simmetrico. La materia converge verso il centro, dove densità e temperatura salgono in fretta, mentre attorno resta un involucro che continua a cadere. Alla fine del processo il 99,8% della massa disponibile finirà nell'oggetto centrale. Tutto il resto — otto pianeti, centinaia di lune, milioni di asteroidi e comete — verrà costruito con lo 0,2% che avanza.

Il disco che ruota

La nube di partenza ruotava, sia pure lentamente. Contraendosi, il momento angolare si conserva: la stessa rotazione distribuita su un raggio molto più piccolo diventa una rotazione molto più veloce, come una pattinatrice che chiude le braccia. La materia in caduta non riesce più ad arrivare dritta al centro. Quella con più momento angolare si dispone su orbite, e gli urti fra le orbite appiattiscono l'insieme sul piano perpendicolare all'asse di rotazione.

In circa centomila anni la nube tridimensionale e disordinata diventa un disco protoplanetario: sottile, esteso per un centinaio di unità astronomiche (un'unità astronomica è la distanza media Terra-Sole, 149,6 milioni di km), con al centro il protosole ancora avvolto nel gas. Non è una ricostruzione teorica soltanto: i radiotelescopi vedono oggi dischi dello stesso tipo attorno a stelle giovani, alcuni già solcati da anelli e lacune scavate da corpi in formazione.

Il disco spiega una regolarità che altrimenti sarebbe strana. Tutti i pianeti orbitano quasi sullo stesso piano, nello stesso verso, e quasi tutti ruotano nello stesso verso in cui orbitano. Quella geometria è l'impronta del disco da cui sono nati, ancora leggibile quattro miliardi e mezzo di anni dopo.

Il protosole si accende

Al centro del disco la contrazione continua a trasformare energia gravitazionale in calore. Il protosole brucia prima il deuterio, poi, quando il nucleo raggiunge circa 15 milioni di gradi, si innesca la fusione dell'idrogeno in elio: da quel momento la stella si regge sulla propria energia e smette di contrarsi. Sul quando esattamente il Sole abbia raggiunto la sequenza principale le stime divergono, da qualche milione a qualche decina di milioni di anni dopo il collasso.

Prima di arrivarci, la giovane stella attraversa la fase T Tauri: rotazione rapida, campi magnetici intensi, getti lungo l'asse e un vento stellare molto più forte di quello attuale. Quel vento, insieme alla radiazione ultravioletta, spazza via il gas del disco dall'interno verso l'esterno. Le osservazioni di ammassi stellari giovani danno una vita mediana del disco attorno a 3 milioni di anni: passato quel tempo, il gas non c'è più.

È una scadenza che conta più di quanto sembri. I pianeti giganti devono catturare le loro atmosfere di idrogeno ed elio finché il gas è disponibile; chi arriva tardi resta con un nucleo di roccia e ghiaccio e nient'altro. Quando il disco si svuota restano la polvere e i corpi solidi già cresciuti: da lì in poi i pianeti si costruiscono per collisione, non per cattura di gas.

La linea del ghiaccio

Il disco non ha la stessa temperatura ovunque: è caldo vicino alla stella e freddo lontano. Esiste quindi una distanza oltre la quale l'acqua smette di essere vapore e condensa in ghiaccio. Le stime la collocano attorno a 2,7 unità astronomiche dal Sole, dove la temperatura scende sotto i 170 K circa. Non è un confine fisso: si è spostato verso l'interno mentre il disco si raffreddava.

Il salto è brusco perché l'acqua è abbondante. Oltre la linea del ghiaccio la quantità di materiale solido disponibile aumenta di diverse volte, e i corpi crescono molto più in fretta. È la spiegazione più accreditata della divisione che vediamo ancora oggi: dentro la linea si sono formati Mercurio, Venere, la Terra e Marte, piccoli, densi e poveri di sostanze volatili; fuori è cresciuto per primo Giove, il cui nucleo è diventato abbastanza massiccio da trattenere idrogeno ed elio finché il gas c'era.

Resta una domanda aperta. Se la Terra si è formata dentro la linea del ghiaccio, da dove viene la sua acqua? Le ipotesi principali sono due: planetesimi ricchi d'acqua arrivati dall'esterno, oppure acqua già legata ai grani di polvere fin dall'inizio. La composizione isotopica degli oceani vincola le proporzioni, ma non ha ancora chiuso la questione.

I planetesimi

Il passaggio da granello di polvere a pianeta è la parte peggio compresa di tutta la storia. I grani micrometrici si attaccano fra loro per forze elettrostatiche fino a formare aggregati millimetrici, ma lì il meccanismo si inceppa: i corpi centimetrici tendono a rimbalzare invece di aderire, e quelli metrici spiraleggiano verso la stella in poche centinaia di anni per l'attrito con il gas. Un metro è la taglia in cui, sulla carta, nulla dovrebbe sopravvivere.

La via d'uscita più accreditata è l'instabilità di streaming. I ciottoli trascinati dal gas si concentrano in filamenti abbastanza densi da collassare per gravità propria, saltando in blocco le taglie problematiche: le simulazioni producono direttamente planetesimi attorno ai 100 km. Da quel momento la gravità fa il resto, i corpi più grandi crescono più in fretta dei piccoli e in qualche milione di anni si formano embrioni grandi come la Luna o come Marte.

La fascia degli asteroidi conserva i resti di quel processo, e mostra anche quanto materiale sia andato perso: contiene fra 1,1 e 1,9 milioni di corpi più grandi di un chilometro, ma la loro massa complessiva è inferiore a quella della Luna, e un quarto di essa sta in Cerere. Per la Terra le datazioni all'afnio-tungsteno indicano un accrescimento completato fra 30 e 100 milioni di anni dopo i primi solidi: non un evento, un processo lungo.

L'impatto di Theia

Verso la fine dell'accrescimento terrestre un protopianeta grande all'incirca quanto Marte, che gli astronomi chiamano Theia, colpì la Terra con un urto obliquo. Parte del mantello di entrambi i corpi finì proiettata in orbita, e da quel disco di detriti si aggregò la Luna in un tempo brevissimo su scala geologica. Il nucleo metallico di Theia, invece, sprofondò e si fuse con quello terrestre.

Il modello spiega bene diverse cose che altrimenti restano senza risposta: perché la Luna sia così grande rispetto al suo pianeta — 3.474 km di diametro, più di un quarto di quello terrestre — perché sia povera di ferro e di sostanze volatili, e perché il sistema Terra-Luna abbia tanto momento angolare. Spiega meno bene la somiglianza isotopica quasi perfetta fra rocce terrestri e lunari, che continua a mettere alla prova le simulazioni.

Anche la data è discussa. Le stime divergono fra circa 4,51 miliardi di anni fa, ricavati da datazioni su cristalli di zircone, e circa 4,35 miliardi, l'età della maggior parte dei campioni lunari riportati a terra. Un lavoro recente prova a conciliarle ipotizzando un episodio di riscaldamento mareale che avrebbe rifuso la Luna, azzerandone gli orologi isotopici molto dopo la formazione. Per la Terra le conseguenze durano tuttora: la Luna stabilizza l'inclinazione dell'asse attorno ai 23,4° e si allontana di 3,8 cm all'anno.

La migrazione dei giganti

I pianeti giganti non sono nati dove li vediamo. Secondo il modello di Nizza, proposto nel 2005 da un gruppo dell'Osservatorio della Costa Azzurra, alla fine della fase gassosa Giove, Saturno, Urano e Nettuno occupavano orbite molto più compatte, tutte entro una ventina di unità astronomiche, circondate da un disco di planetesimi di alcune decine di masse terrestri.

Lo scambio di momento angolare con quel disco spostò lentamente le orbite, finché Giove e Saturno attraversarono una risonanza e il sistema divenne instabile. Nettuno e Urano furono spinti verso l'esterno — forse scambiandosi di posto — mentre Giove si avvicinò di poco al Sole. Nettuno arrivò fino a 30 unità astronomiche arando il disco primordiale e disperdendone la maggior parte.

Quel passaggio ha lasciato firme ancora leggibili. Plutone e decine di altri corpi si trovano in risonanza 3:2 con Nettuno — due orbite di Plutone ogni tre del pianeta — una configurazione che si spiega bene con una cattura durante una migrazione lenta. Eris e gli altri oggetti del disco diffuso sono finiti su orbite eccentriche e molto inclinate.

Il modello esiste in più varianti, e la collocazione temporale dell'instabilità è discussa. Le ricostruzioni recenti la spostano molto indietro: entro i primi 100 milioni di anni del Sistema Solare, secondo alcuni autori pochi milioni di anni dopo la dispersione del gas.

Il Bombardamento Tardivo

Le rocce riportate dalle missioni Apollo mostrano un addensamento di età attorno a 3,9 miliardi di anni. Negli anni Settanta l'interpretazione fu che il Sistema Solare interno avesse subito in quel momento un picco improvviso di impatti: il Bombardamento Tardivo, o cataclisma lunare. La superficie di Mercurio, satura di crateri e senza erosione che li cancelli, sembrava confermare che l'intera regione interna fosse stata colpita nello stesso periodo.

Oggi quella lettura è contestata. L'obiezione principale è un bias di campionamento: i siti di allunaggio Apollo si trovano tutti sulla faccia visibile, entro il raggio d'azione dei detriti espulsi dal bacino Imbrium, e una singola grande collisione può aver riazzerato gli orologi isotopici di molti campioni diversi. Uno studio del 2016 ha mostrato che la stessa distribuzione di età addensata attorno a 3,9 miliardi di anni si ottiene anche da un flusso di impatti in calo continuo, senza alcun picco. Le datazioni dei campioni raccolti sulla faccia nascosta dalla missione Chang'e-6, pubblicate nel 2026, coprono un intervallo da 4,33 a 1,13 miliardi di anni e non mostrano alcuna concentrazione a 3,9: indicano un declino graduale.

Va detto esplicitamente: il nesso causale fra la migrazione descritta nella fase precedente e questo bombardamento è oggi la parte più discussa dell'intera ricostruzione. Il modello di Nizza nacque proprio perché la migrazione dei giganti forniva una spiegazione per un picco di impatti a 3,9 miliardi di anni fa; se l'instabilità è avvenuta entro i primi 100 milioni di anni, come indicano le ricostruzioni recenti, quel legame cade. Le due fasi restano plausibili prese singolarmente, ma non vanno lette come causa ed effetto.

Il Sistema Solare di oggi

Il risultato di quattro miliardi e mezzo di anni è un sistema ordinato ma non finito. Il Sole contiene il 99,8% della massa totale, e quasi tutto quello che resta sta in Giove. Attorno orbitano otto pianeti, i cinque pianeti nani riconosciuti dalla IAU, la fascia degli asteroidi fra Marte e Giove e le popolazioni ghiacciate della fascia di Kuiper e della nube di Oort.

Le tracce delle fasi precedenti sono ancora leggibili, una per una. La divisione fra pianeti rocciosi interni e giganti esterni viene dalla linea del ghiaccio; le orbite quasi complanari vengono dal disco; le risonanze della fascia di Kuiper vengono dalla migrazione; l'inclinazione dell'asse terrestre e la Luna vengono da un impatto. Un sistema planetario è, in buona sostanza, la propria storia irrigidita in una configurazione.

Il Sole ha percorso poco meno di metà della sua permanenza nella sequenza principale: fonde idrogeno nel nucleo da circa 4,6 miliardi di anni. Le orbite dei pianeti sono stabili sui tempi umani, ma non sono eterne: le integrazioni numeriche a lungo termine mostrano che il Sistema Solare interno è debolmente caotico, e su scale di miliardi di anni le posizioni non sono prevedibili nel dettaglio.

Le schede dei singoli corpi raccolgono i dati aggiornati di ciascuno; la simulazione 3D li mostra in movimento, con periodi orbitali proporzionali a quelli reali.

Il futuro

Il Sole diventa gradualmente più luminoso: irradia già oggi più energia di quando si è acceso, e fra circa un miliardo di anni l'aumento basterà a rendere la Terra inabitabile, molto prima che la stella cambi forma.

Fra circa 5 miliardi di anni l'idrogeno del nucleo sarà esaurito. Il nucleo si contrarrà, la fusione si sposterà in un guscio attorno a esso e gli strati esterni si espanderanno: il Sole diventerà una gigante rossa. Secondo un modello del 2008, al culmine di questa fase — fra circa 7,6 miliardi di anni — il raggio solare arriverà a 256 volte quello attuale, all'incirca 1,2 unità astronomiche, e la stella avrà già perso un terzo della propria massa.

La sorte della Terra è incerta, e dipende proprio da quella perdita di massa: meno massa ha il Sole, più l'orbita terrestre si allarga. Con i valori di quel modello l'orbita si porterebbe attorno a 1,5 unità astronomiche, ma l'attrito mareale con l'inviluppo della gigante la farebbe decadere fino all'inghiottimento. Uno studio del 2026, con un trattamento diverso delle maree e tassi di perdita di massa misurati su stelle reali, conclude invece che la Terra sopravvive. Le stime divergono, e la differenza sta quasi tutta in quanto materiale il Sole riesce a espellere prima. Mercurio e Venere, in ogni caso, non si salvano.

Alla fine il Sole espellerà gli strati esterni e resterà il nucleo nudo: una nana bianca di circa 0,54 masse solari, grande all'incirca quanto la Terra, che si raffredderà lentamente per miliardi di anni.