In uno studio di Nature pubblicato recentemente, è trattato l’argomento della formazione di super-Terre, i pianeti più numerosi della Galassia, rimane un campo di applicazione complesso. Questi pianeti hanno masse che in genere superano quelle della Terra e sembrano essere prevalentemente rocciose, anche se spesso sono circondati da atmosfere H/ He, e spesso questi fenomeni tendono a ripetersi. Inoltre, queste super Terre che circondano la stessa stella tendono ad avere masse e radiazioni simili, mentre quelli appartenenti a sistemi diversi dal sistema solare, mostrano caratteristiche astro-fisiche differenti.
La formazione dei pianeti rocciosi è vincolato a certi fattori imprescindibili: studi recenti hanno dimostrato che questi formazioni planetarie sono localizzate ad una distanza variabile dalla superficie terrestre; le super-Terre hanno origine all’interno degli anelli planetesimali ricchi di silicati a circa ~1 au.
Nella figura 1, è possibile osservare come i pianeti crescano principalmente attraverso collisioni a coppie che avvengono tra sistemi planetari fondamentalmente rocciosi fino a raggiungere masse regolate dall’isolamento e dalla migrazione orbitale.
E’ possibile quantificare questo modello astronomico con simulazioni numeriche che dimostrano come i sistemi planetari assomiglino molto a quella dei pianeti extrasolari osservati in studi recenti.
E ‘noto da tempo che la genesi dei pianeti inizia attraverso la fusione di solidi all’interno di nebulose proto-planetarie: a tal proposito, ricerche scientifiche sulla formazione delle super-Terre hanno esaminato come la polvere all’interno dei dischi circumstellari sia straordinariamente caratterizzata da una distribuzione uniforme. Pur essendo comune tra gli esperti, questa ipotesi semplificativa può risultare infondata. Recentemente è stato sottolineato come questi fenomeni planetari scaturiscano in condizioni extra-terresti, caratterizzate da un gradiente liscio su queste superfici solide. In uno scenario simile, la formazione planetesimale si svolge in numero esiguo di anelli.
Queste condizioni extra-terrestre fanno sì che le nebulose proto-planetarie abbiano generalmente origine da dischi che si diffondono con un diametro pari a decimi di un au, facilitando la condensazione del vapore di silicato che si estende in modo radiale verso l’esterno con polveri di roccia granulare, provocate dalla sublimazione del silicato primordiale del disco.
Questo processo è da attenzionare, perché porta naturalmente alla formazione di pianeti ad una distanza stello-centrica paragonabile al raggio orbitale della Terra (simile alla generazione dei corpi ghiacciati più lontani, vicino all’orbita di Giove) attraverso l’instabilità gravito-idrodinamica.
Simili condizioni vengono motivate dal processo isotopico e dalla dicotomia delle meteoriti carboniose e non carboniose che registrano una stretta correlazione con le origini fisiche dell’architettura molto più estesa del sistema solare. Le caratteristiche biofisiche della massa del materiale silicato che si forma sulla superficie di queste rocce è chiaramente variabile.
A seconda della combinazione specifica della viscosità dei dischi planetari, la concentrazione della metallicità della massa planetesimale rocciosa intrappolata nell’anello di silicato, localizzati in un raggio orbitale di raggio di 1 au può facilmente raggiungere la dimensione pari a 10 volte la massa della Terra (anche se notiamo che può anche annullarsi in seguito ad un collasso gravitazionale). Si prevede che questa formazione planetesimale continuerà a verificarsi nel prossimo futuro.
Il punto di partenza dei calcoli di questo studio corrisponde all’epoca di formazione planetaria su larga scala all’interno di un disco proto-planetario. In linea definitiva, sono stati fatti dei calcoli sull’andamento del fenomeno dei sistemi planetari che stimano la densità della superficie gassosa è di Σ0 = 2,500 g cm 2 pari a 1 au, la densità della superfice rocciosa pari a Σ• = 500 g cm 2 e una dimensione granulare dal raggio di s• = 1 mm, coerente con una crescita limitata della frammentazione rocciosa di questi pianeti. A causa principalmente della dissipazione dell’energia viscosa, il disco mantiene un rapporto apprezzabile con un raggio orbitale di h/r 0,05 per l’intera durata di formazione planetaria. Mentre la densità della superficie gassosa è da considerare tale da creare una dissipazione esponenziale con una costante di tempo di τdisk = 1,5 Myr, mentre la densità superficiale della polveri rocciose diminuosce molto più rapidamente, perché i ciottoli vengono incorporati in un sciame planetario pari a Mring 20 M su un ~105 di un anno.
