L'ipotesi della nebulosa solare (SNDM, acronimo dell'inglese Solar Nebular Disk Model) è il modello maggiormente accettato dalla comunità scientifica per spiegare la formazione del sistema solare e, più in generale, dei pianeti e dei sistemi planetari. Nella sua prima formulazione, l'ipotesi fu proposta nel 1734 da Swedenborg e successivamente ripresa e riadattata da Kant, che riconosce apertamente il suo debito nei confronti di LucrezioP. Giordanetti, L'avventura della ragione. Kant e il giovane Nietzsche, Hildesheim, Olms, 2011, pp. 63-66., e Laplace, donde il nome alternativo di modello di Kant-Laplace.
Il processo di formazione planetaria è strettamente legato a quello della formazione stellare, di cui costituisce un sottoprodotto. In accordo con il modello standard della formazione stellare, la nascita di una stella avviene attraverso il collasso di una nube molecolare, il cui prodotto è la protostella. Non appena la stella nascente conclude questa fase e fa ingresso nella pre-sequenza principale, il disco che ne ha mediato l'accrescimento diviene protoplanetario; la sua temperatura diminuisce, permettendo la formazione di piccoli grani di polvere costituiti da roccia (in prevalenza silicati) e ghiacci di varia natura, che a loro volta possono fondersi tra loro per dar luogo a blocchi di diversi chilometri, i planetesimi. Se la massa del disco è sufficientemente grande, in un lasso di tempo astronomicamente breve (100 000–300 000 anni) i planetesimi possono fondersi tra loro per dar luogo a embrioni planetari, detti protopianeti, i quali, in un arco temporale compreso tra 100 milioni e un miliardo di anni, vanno incontro ad una fase di violente collisioni e fusioni con altri corpi simili; il risultato finale sarà la formazione di alcuni pianeti terrestri.
La formazione dei giganti gassosi è invece un processo più complicato, che avverrebbe al di là della cosiddetta frost line, Articolo originale: regione popolata da un gran numero di protopianeti ghiacciati più grandi di quelli esclusivamente rocciosi. Non è completamente chiaro cosa succeda in seguito alla formazione dei protopianeti ghiacciati; sembra tuttavia che alcuni di questi, in forza delle collisioni, crescano fino a raggiungere una massa di circa 10 masse terrestri – M⊕ –, superata la quale si innescherebbe un processo di accrescimento, simile a quello cui è andata incontro la stella ma su scala ridotta, a partire dall'idrogeno e dall'elio accumulatisi nelle regioni esterne del disco. Questa fase si conclude con l'esaurimento dei gas disponibili. Successivamente il pianeta subisce, in seguito alle interazioni col disco residuo, un processo di migrazione orbitale, più o meno accentuato a seconda dell'entità delle interazioni. Si ritiene che i giganti ghiacciati, come Urano e Nettuno, costituiscano dei "nuclei falliti", formatisi quando ormai gran parte dei gas erano stati esauriti.
Non tutte le stelle sono in grado di creare le condizioni necessarie per consentire la formazione di pianeti: infatti, le stelle più massicce, di classe O e B,Tables 1 - 4, Table 5, emettono una quantità di radiazioni e vento tali da spazzare via completamente ciò che resta del disco di accrescimento, disperdendo dunque la materia prima per la formazione di nuovi pianeti.
Storia
L'ipotesi della nebulosa solare fu proposta per la prima volta nel 1734 da Emanuel Swedenborg e fu ripresa e sviluppata nel 1755 da Immanuel KantNel saggio Storia universale della natura e teoria del cielo, che conosceva bene i lavori di Swedenborg, Per dettagli sulla posizione di Kant si veda e formulata indipendentemente da Pierre-Simon Laplace nel 1796. Tuttavia già Cartesio, nel 1644, aveva proposto una teoria simile, che ipotizzava la presenza di vortici primordiali di materia in contrazione caratterizzati da masse e dimensioni differenti; da uno dei più grandi ebbe origine il Sole, mentre dai più piccoli si formarono i pianeti, che a causa della rotazione globale si misero in orbita intorno ad esso.
L'ipotesi di Kant-Laplace suggerisce che il Sole e i pianeti che gli orbitano attorno abbiano tratto origine tutti da una stessa nebulosa primordiale, la nebulosa solare. La formazione del sistema avrebbe avuto inizio dalla contrazione della nebulosa, che avrebbe determinato un aumento della propria velocità di rotazione, facendo sì che essa assumesse un aspetto discoidale con un maggiore addensamento di materia in corrispondenza del suo centro, da cui sarebbe nato il proto-Sole. Il resto della materia circumsolare si sarebbe dapprima condensato in anelli, da cui poi avrebbero avuto origine i pianeti.
Sebbene abbia goduto di gran credito nel XIX secolo, l'ipotesi laplaciana non riusciva a spiegare alcune particolarità riscontrate, prima fra tutte la distribuzione del momento angolare tra Sole e pianeti: i pianeti infatti detengono il 99% del momento angolare, mentre il semplice modello della nebulosa prevede una più "equa" distribuzione del momento angolare tra Sole e pianeti; per questa ragione tale modello fu accantonato all'inizio del XX secolo.
La caduta del modello di Laplace stimolò gli astronomi a ricercare delle valide alternative in grado di sostituirlo. Nel corso del XX secolo furono proposte numerose teorie, tra cui la teoria dei planetesimi di Thomas Chamberlin e Forest Moulton (1901), il modello mareale di Jeans (1917), il modello dell'accrescimento di Otto Schmidt (1944), la teoria protoplanetaria di William McCrea (1960) e infine la teoria della cattura di Michael Woolfson. Tuttavia questi modelli spesso non trovarono alcun riscontro osservativo.
Gli insuccessi dei modelli alternativi e l'individuazione nel corso degli ultimi decenni del Novecento di strutture analoghe al disco protosolare attorno ad oggetti stellari giovani portarono alla rivalutazione dell'idea laplaciana. Nel 1978 Andrew Prentice riprese le idee di base del modello di Laplace formulandone una moderna revisione. La nascita dell'attuale teoria della formazione dei sistemi planetari, il Solar Nebular Disk Model (SNDM), si deve tuttavia all'astronomo sovietico Viktor Safronov, il cui lavoro ha avuto un'influenza duratura sul modo di pensare degli scienziati in merito alla formazione planetaria. Egli, nelle sue opere, formulò e risolse la gran parte dei maggiori problemi riscontrabili nella fisica del processo di formazione planetaria. Le idee di Safronov furono in seguito sviluppate nell'opera di George Wetherill, che scoprì il fenomeno dellaccrescimento galoppante.
Nonostante sia stato originariamente applicato solo al sistema solare, il modello della nebulosa è stato poi esteso, almeno in via teorica, a tutto l'universo; una sua conferma è venuta dalla scoperta, a partire dal 1995, di oltre 4000 pianeti al di fuori del sistema solare nella nostra galassia.
Fase preliminare: la formazione della stella madre e del disco protoplanetario La nascita della stella
Condizione preliminare necessaria perché possa generarsi un sistema planetario è la formazione della stella madre. Il modello che attualmente gode di maggior credito presso la comunità astronomica, detto modello standard della formazione stellare, prevede che una stella nasca a partire dal collasso gravitazionale e dalla frammentazione delle porzioni più dense (dette "nuclei") di una nube molecolare e dal successivo accrescimento dell'embrione stellare, originatosi dal collasso dei frammenti, a partire dai materiali presenti nella nube.
Una tipica nube molecolare gigante possiede una densità dell'ordine delle 100 particelle al cm³, un diametro di oltre 100 anni luce, una massa superiore al milione di masse solari (M☉) e una temperatura media, all'interno, di 10 K. La nube permane in uno stato di equilibrio dinamico finché l'energia cinetica del gas, che genera una pressione verso l'esterno, e l'energia potenziale della gravità, con verso centripeto, si equivalgono. Nel corso dei milioni di anni, tuttavia, i moti turbolenti interni del gas o influenze esterne (esplosioni di supernovae, interazioni tra galassie ecc.) determinano una maggiore suscettibilità al collasso gravitazionale e una frammentazione della nube in porzioni gerarchicamente sempre più piccole, finché i frammenti non raggiungono una massa stellare. Questi frammenti protostellari possiedono diametri dell'ordine dei 0,01–0,1 parsec (2 000–20 000 unità astronomiche - UA) e una densità di circa 10 000–100 000 particelle per cm³.
Il collasso iniziale di una nebulosa protostellare di massa solare dura circa 100 000 anni. Ogni nebulosa possiede all'inizio un certo quantitativo di momento angolare. Il gas presente nelle porzioni più centrali della nebulosa, il cui momento angolare è relativamente basso, va incontro ad una rapida compressione fino a formare un nucleo idrostatico caldo (non in contrazione), contenente solo una piccola frazione della massa complessiva della nebulosa, sul quale precipitano i gas residuati dal primo collasso; questo nucleo costituisce il primitivo embrione della futura stella. Man mano che il collasso prosegue, la velocità di rotazione del materiale in caduta libera incrementa in ossequio al principio di conservazione del momento angolare; di conseguenza il gas della nube non ricade direttamente sul nucleo centrale, ma viene costretto in una struttura discoidale, allineata col piano equatoriale dell'embrione, in cui la materia gradualmente spiraleggia verso il nucleo centrale in fase di accrescimento. Quando questa fase di accrescimento si arresta si ha la formazione della protostella. In questa fase, la protostella e il suo disco di accrescimento sono inosservabili in quanto fortemente oscurati da un inviluppo (o envelope) costituito dai gas e dalle polveri della nube, la cui opacità è così elevata da bloccare anche la radiazione millimetrica; alle lunghezze d'onda submillimetriche tali strutture appaiono invece come degli addensamenti brillanti. Gli astrofisici definiscono questa fase evolutiva della protostella come "classe 0". Il collasso è spesso accompagnato dall'emissione, lungo l'asse di rotazione della protostella, di getti bipolari, frutto forse dell'interazione del disco con le linee di forza del campo magnetico protostellare, che si dipartono dai poli della protostella probabilmente allo scopo di disperdere l'eccesso di momento angolare che altrimenti condurrebbe la protostella alla frammentazione. Tali getti sono spesso osservati nelle regioni di formazione stellare sotto forma di oggetti di Herbig-Haro.
La luminosità di una protostella di classe 0 è elevata: una protostella di massa solare può irradiare fino a 100 volte il quantitativo di energia irradiato dal Sole. La principale fonte energetica della protostella è il collasso stesso, dato che in questa fase ancora precoce la protostella non fonde idrogeno.
Man mano che prosegue la caduta verso il disco del materiale dell'inviluppo, esso diviene sempre più trasparente otticamente, rendendo osservabile l'oggetto stellare giovane dapprima nell'infrarosso lontano, quindi nel visibile. A questo punto, circa 100 000 anni dopo l'inizio del collasso, la stella inizia a fondere un isotopo dell'idrogeno, il deuterio. L'oggetto diviene così una stella T Tauri ed entra a far parte della classe I.Le stelle T Tauri sono stelle pre-sequenza principale con masse inferiori a 2,5 M☉ che mostrano un livello di attività aumentato. Si suddividono in due classi: T Tauri classiche e T Tauri con deboli linee spettrali (weakly lined; cfr. , 2005) Le prime possiedono dischi di accrescimento e continuano ad aggregare gas caldo, fenomeno che si manifesta con la presenza nello spettro di forti linee di emissione; le seconde non presentano un disco di accrescimento. Le T Tauri classiche si evolvono in T Tauri con deboli linee spettrali (cfr. , 1994). La stella nascente ha già acquisito gran parte della sua massa definitiva: la massa complessiva del disco e dell'inviluppo residuo non supera il 10–20% della massa dell'oggetto centrale.