Come si formano i nostri sistemi solari?
Dato che la compressione riscalda un gas, la nuvola rotante di gas e polvere si è riscaldata mentre il disco protoplanetario si contraeva. Ma, una volta che esso smette di contrarsi, stabilizzato dalla rotazione, esso ha cessato di riscaldarsi e ha iniziato a raffreddarsi emanando energia verso lo spazio vicino allo zero assoluto. Alla fine, esso si è raffreddato così tanto da dare inizio a un nuovo processo. Al suo interno si sono formati fiocchi e granelli solidi, a partire dai quali si è alla fine sviluppato un sistema solare. Durante l’accrescimento della massa, dovrebbe aver agito l’instabilità magnetorotazionale, producendo turbolenza. La turbolenza magnetizzata ha dissipato la sua energia in modo intermittente, determinando la struttura delle regioni in accrescimento. L’obbiettivo del progetto COOKINGDUSTINDISKS (Forming high-temperature solids in protoplanetary disks) era quello di fare luce su questa dissipazione di energia della turbolenza magnetizzata, che riscalda localmente i dischi. A questo scopo, gli astrofisici hanno usato dei modelli numerici ad alta risoluzione. Le previsioni del modello hanno mostrato per la prima volta dei campi magnetici che fendono la rotazione differenziale e che, a loro volta, hanno creato piccole regioni diverse centinaia di Kelvin più calde rispetto al gas circostante. Le variazioni di temperatura osservate erano sufficientemente ampie da avere conseguenze sulla formazione dei minerali. Tali eventi di riscaldamento possono giocare un ruolo importante nella fusione delle condrule, nella rifusione di inclusioni ricche di calcio e alluminio e nella ricottura dei silicati, ossia i materiali che si trovano nei meteoriti. Nei loro tentativi di simulare i dischi protoplanetari, gli astrofisici hanno inizialmente studiato solo una piccola parte del disco al fine di risparmiare sui costi dell’elaborazione dei dati. Tuttavia, sono state successivamente effettuate delle simulazioni magnetoidrodinamiche (MHD) globali dei dischi protoplanetari che hanno mostrato sorprendenti strutture del campo magnetico. Una struttura dello strato attuale qualitativamente differente è stata osservata in una regione per lo più non turbolenta che viene fatta muovere da processi catturati dal modello locale generalizzato. Le conoscenze acquisite attraverso il lavoro sul ruolo dei campi magnetici nei dischi protoplanetari è stato poi usato per esaminare l’instabilità dell’onda di Rossby. Questa instabilità si può sviluppare durante la transizione di regioni scarsamente ionizzate a zone magnetizzate dei dischi protoplanetari e può contribuire alla formazione dei pianeti. Le simulazioni 3D MHD hanno mostrato in che modo, in condizioni specifiche, si formano grandi vortici che sono in grado di bloccare la polvere e concentrarla in planetesimi, comete e asteroidi. Un filmato elaborato a partire dai risultati della simulazione è disponibile qui. I molti risultati eccitanti di COOKINGDUSTINDISKS sono descritti in una serie di pubblicazioni in riviste a revisione paritaria di alto impatto. Supportati da osservazioni di dischi protoplanetari simili al nostro sistema solare primordiale, essi sono riusciti a creare una migliore comprensione del modo in cui una nube interstellare è collassata per andare a formare il nostro sistema solare.
Parole chiave
Sistema solare, pianeti, comete, asteroidi, disco protoplanetario, COOKINGDUSTINDISKS
