I sistemi nelle prime fasi della formazione subiscono il maggior numero di impatti a causa della presenza di un numero enorme di embrioni in orbite instabili. Saremo in grado di considerare questi processi e rivelare il passato della Terra?
Nelle fasi finali della formazione dei pianeti, i giovani embrioni planetari si schiantano contro altri protopianeti, provocando la fusione intensiva delle loro superfici e dei loro mantelli. Una di queste collisioni tra la futura Terra e Theia che l'ha colpita ha creato il sistema Terra-Luna e ha portato alla comparsa di un oceano di magma: una miscela di silicati fusi e volatili che si estende per tutto il mantello. Gli oceani di magma prepararono il terreno per la prima superficie e l'atmosfera su cui si svilupparono le condizioni di vita.
La collisione della neonata Terra e Theia (un oggetto delle dimensioni di Marte), che ha causato la formazione della Luna.
Sfortunatamente per i geofisici, ma fortunatamente per la vita in generale, diversi miliardi di anni di tettonica a placche sulla Terra hanno distrutto i chiari segni di un oceano di magma, e quindi gli scienziati difficilmente capiscono come questo mondo caldo e fuso si sia trasformato in un pianeta abitabile. Tuttavia, si ritiene che i principi generali della formazione dei pianeti rocciosi siano simili nei sistemi di altre stelle e, quindi, gli impatti più potenti non sono rari sui pianeti che si stanno attualmente formando nelle orbite delle stelle giovani.
Ciò rende possibile catturare un'istantanea del bagliore residuo da impatti giganti nei sistemi esoplanetari. Il rilevamento diretto di un protopianeta fuso sarà la chiave per le prime fasi dell'evoluzione planetaria.
La caccia ai mondi fusi
I giovani protopianeti sono molto caldi e luminosi, poiché la loro temperatura superficiale può raggiungere i 3000 ° C. Quindi, si potrebbe pensare che siano facili da individuare nel cielo notturno, ma sfortunatamente questo non è del tutto vero. Infatti, quando il mantello fuso si solidifica, i volatili disciolti come l'acqua e l'anidride carbonica vengono gradualmente rilasciati nell'atmosfera. In assenza di forti venti stellari o alti livelli di radiazione ultravioletta dalla stella, l'atmosfera del pianeta si addenserà, oscurando così la superficie. In tal modo, agirà come una coperta, prolungando il periodo di raffreddamento dell'oceano di magma.
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Una rappresentazione artistica di un esopianeta ricoperto da oceani di magma.
Sebbene l'esistenza di oceani di magma sia stata suggerita da modelli teorici di formazione planetaria, lo scioglimento globale dei corpi a seguito di collisioni tra protopianeti non è stato ancora osservato. Poiché il numero di tali impatti dovrebbe diminuire gradualmente nel tempo, i giovani sistemi planetari offrono le migliori possibilità per rilevare tali oggetti.
Tuttavia, per essere visibili, questi corpi fusi devono soddisfare due condizioni. Innanzitutto, non essere troppo vicino alla loro stella, altrimenti il telescopio non sarà in grado di separare il protopianeta fuso dal suo ospite luminoso. Secondo, una quantità sufficiente di radiazioni dall'oceano di magma deve penetrare nell'atmosfera.
In termini di radiazioni emesse, i protopianeti fusi sono un bersaglio attraente per l'imaging diretto perché sono molto più luminosi dei pianeti più vecchi come la Terra. Quindi, se mai vogliamo iniziare a raccogliere fotografie immediate di pianeti extrasolari simili alla Terra, allora i protopianeti fusi sono un buon punto di partenza!
Quali sono le possibilità di rilevare il bagliore residuo?
Sfortunatamente, anche con gli strumenti di imaging più avanzati, il rilevamento diretto dei pianeti fusi rimane fuori portata. Tuttavia, gli anni 2020 vedranno l'era dei colossali telescopi terrestri: l'Extremely Large Telescope (ELT) dell'ESO in Cile, il Giant Magellanic Telescope (GMT) in Cile e il Thirty Meter Telescope (TMT) alle Hawaii. Oltre ai nuovi osservatori terrestri, sono allo studio future missioni spaziali per l'imaging diretto di pianeti rocciosi in zone abitabili di stelle simili al sole, in particolare l'interferometro LIFE (Large Interferometer for Exoplanet), che promette un'accuratezza senza precedenti nella caratterizzazione dei pianeti extrasolari.
Rappresentazione artistica dell'Extremely Large Telescope dell'ESO.
La probabilità di vedere un pianeta fuso dipende da due fattori principali: il numero cumulativo di impatti giganti subiti dagli oggetti nel sistema planetario e l'intervallo di tempo durante il quale il corpo fuso rimane abbastanza caldo da essere rilevato.
Per determinare la probabilità di osservare protopianeti fusi, è necessario innanzitutto stabilire la probabilità di impatti giganti simulando la formazione planetaria. Le simulazioni al computer tracciano l'evoluzione dell'orbita e la crescita degli embrioni planetari mentre si fondono in pianeti a tutti gli effetti durante le collisioni.
I sistemi nelle prime fasi della formazione subiscono il maggior numero di impatti a causa della presenza di un numero enorme di embrioni in orbite instabili. Detto questo, quelle nane rosse in orbita, le stelle più comuni nella Via Lattea, saranno colpite quasi il doppio di quelle intorno alle controparti del nostro Sole. Questo è molto promettente per quanto riguarda la probabilità che si verifichino oceani di magma, ma c'è un avvertimento: i protopianeti in tali sistemi saranno situati in orbite vicine e quindi non possono essere separati dalla radiazione della stella. Inoltre, le collisioni saranno meno energiche e quindi i corpi saranno opachi. Pertanto, la potenziale osservabilità diventa una funzione dell'età della stella, del numero di impatti e dell'energia di collisione.
Data la frequenza di occorrenza dell'oceano di magma, gli scienziati hanno calcolato l'evoluzione e il periodo di esistenza degli oceani di magma per determinare i cambiamenti nella temperatura superficiale a seconda delle dimensioni del pianeta e dello spessore della sua atmosfera, che si esprime nella cosiddetta emissività: più è basso, più è isolante l'atmosfera.
Una rappresentazione artistica di un giovane esopianeta bombardato costantemente da embrioni in orbite instabili.
I grandi protopianeti con un'atmosfera densa sosterranno gli oceani di magma più a lungo, ma mostreranno anche una radiazione inferiore e hanno maggiori probabilità di essere al di sotto del livello di sensibilità dei telescopi. È importante notare che la probabile composizione degli esoprotopianeti può differire significativamente dai primi pianeti del sistema solare. Pertanto, l'emissività dipende da un parametro aggiuntivo: una varietà di composizioni e masse di atmosfere esoplanetarie.
Naturalmente, il posto migliore per iniziare a cercare pianeti fusi con ELT o LIFE è determinato dalla vicinanza al sistema solare. Gli obiettivi più promettenti sono i giovani, vicini e massicci gruppi stellari. Immagina che gli scienziati abbiano già un telescopio "adatto" e debbano visualizzare tutte le singole stelle in un'associazione. Sarà trovato un protopianeta fuso? Né sì né no. La risposta è la probabilità statistica, che dipende da una serie di parametri fisici.
Foto panoramica dell'associazione Carina OB1, che contiene diversi gruppi di giovani stelle, come l'ammasso Trumpler 14, che ospita circa 2.000 stelle. I sistemi a noi più vicini, come questo, sono i principali obiettivi per rilevare le collisioni di protopianeti.
Ad esempio, l'associazione β Pictoris (Beta Pictoris), situata a 63 anni luce dal Sole, comprende 31 stelle con un'età media di 23 milioni di anni. La probabilità di rilevare almeno un pianeta con un oceano di magma tra i loro sistemi planetari sarà trascurabile quando si utilizza un filtro insensibile, ma può raggiungere l'80% per osservazioni con LIFE a 5,6 micrometri o ELT a 2,2 micrometri.
Cosa significano questi numeri e cosa fare dopo?
Rimangono alcune domande. Ad esempio, non è ancora chiaro se i pianeti nascano attorno a tutte le stelle e quali tipi di pianeti dovrebbero essere previsti a seconda della classe della stella.
Studi precedenti, che discutevano la potenziale osservabilità dei pianeti fusi, si chiedevano se il bagliore residuo di un impatto gigantesco, simile a quello che aveva creato la Luna, potesse essere registrato in condizioni di proto-Terra. Tuttavia, un'indagine sugli esopianeti negli ultimi decenni ha dimostrato che molte delle loro caratteristiche (composizione, massa, raggio, orbita e altre) sono molto diverse da tutto ciò che è stato ipotizzato come risultato dello studio del sistema solare. Pertanto, gli scienziati si aspettano enormi differenze tra le proprietà compositive dei giovani protopianeti e le loro atmosfere, cioè la questione della potenziale osservabilità della proto-Terra in formazione è interessante, ma non importante a causa della probabilità insignificante della presenza di tali protopianeti nelle prevedibili vicinanze del Sole.
Migliaia di sistemi stellari che vivono nella Via Lattea.
Per avvicinarsi alla rilevazione di un protopianeta fuso nei prossimi anni, è necessario affrontare alcune domande chiave: quali sono le variazioni tipiche nelle atmosfere dei pianeti rocciosi, come sono distribuiti i volatili tra il mantello e l'atmosfera?
Le campagne di osservazione consentiranno agli scienziati di migliorare la loro comprensione delle proprietà atmosferiche e delle distribuzioni di composizione. Inoltre, sarà necessario limitare meglio le caratteristiche dei singoli membri star delle associazioni più promettenti: β Pictoris, Columba, TW Hydrae e Tucana-Horologium. Ciò richiede gli sforzi congiunti di teorici e osservatori, astronomi, geofisici e geochimici.
Alla fine, in un futuro non troppo lontano, potremmo essere in grado di vedere uno scorcio di un mondo giovane e luminoso che potrebbe non essere poi così diverso dalla nostra casa nell'universo.
Arina Vasilieva
