Stelle distruttrici di sistemi planetari

L’astronomia è senza dubbio una delle scienze più antiche ed è sempre stata, fino pochi anni fa, una scienza osservativa, ossia basata sull’osservazione delle dinamiche dei sistemi che abitano l’Universo. In particolare, grazie all’astronomia sappiamo oggi che di stelle ne esistono di diversi tipi, che il nostro sistema solare non è l’unico nella nostra galassia, e che esistono sistemi solari con più di una stella (tipicamente due stelle). I sistemi binari, ovvero sistemi composti da due stelle che ruotano l’una intorno all’altra, sono sistemi molto comuni e di fondamentale importanza per comprendere la nascita e lo sviluppo di pianeti intorno a questi sistemi. Si ipotizza, infatti, che stelle solitarie come il nostro Sole abbiano perso la propria compagna a causa di perturbazioni gravitazionali causati da altri oggetti [1] (ovviamente non è che tutte le stelle solitarie abbiano avuto una compagna in passato, ma si ritiene probabile che la maggior parte delle stelle solitarie ne avesse una).

Le stelle binarie ruotano intorno al proprio centro di massa. In base a quanto le stelle sono vicine (o lontane), vengono classificate in due categorie. Quando una delle due stelle è molto più grande della sua compagna, può accadere che siano talmente vicine che la stella grande si “mangi” quella più piccola. Questo è il caso di stelle binarie definite vicine, ovvero con distanze inferiori a qualche centinaio di Au (acronimo di Unità Astronomica, e 1 Au è la distanza Terra-Sole). Il moto delle due stelle è estremamente veloce ed il trasferimento di massa dalla stella piccola a quella grande crea ulteriore instabilità. Se sono presenti pianeti che ruotano intorno alle due compagne allora le perturbazioni causate da queste instabilità possono essere tali da modificare le orbite planetarie. Finora si è ritenuto che il soltanto binare vicine potessero causare distruzione dei sistemi planetari, mentre le coppie definite lontane (stelle cioè separate da una grande distanza) si pensava fossero meno soggette a turbolenze e, quindi, più “tranquille”.

Recentemente [2], però, è stato notato che sistemi in cui le due compagne sono molto lontane sono tutt’altro che stabili. Per dimostrare ciò, gli autori del lavoro hanno ipotizzato un sistema solare come il nostro, con quattro pianeti come Giove, Saturno, Urano e Nettuno. Partendo dal caso in cui la compagna del nostro Sole sia lontana da esso circa 3000 Au, le simulazioni hanno mostrato che, dopo circa un miliardo di anni, le due stelle si avvicinano fino a soli circa 100 Au aumentando l’eccentricità dei pianeti più piccoli (che essendo piccoli risentono maggiormente delle perturbazioni gravitazionali), cioè Urano e Nettuno. Il sistema solare risulta talmente lontano dall’equilibrio da causare, dopo 3 miliardi e mezzo di anni, l’ espulsione di Urano e poi, dopo altri 3 miliardi di anni, l’ espulsione anche di Nettuno e l’allontanamento dei pianeti giganti come Giove. Quando nelle simulazioni altri pianeti più piccoli vengono aggiunti al sistema solare, ciò che si osserva è l’ urto tra pianeti. Non si tratta di un vero e proprio urto, ma di un avvicinamento orbitale tale da far si che almeno uno dei due pianeti venga espulso dal sistema. Ovviamente, bisogna anche tener conto del fatto che le due stelle sono sì lontane, ma fonte di attrazione gravitazionale per altri oggetti che possono così passarvi in mezzo scombinando le orbite planetarie.

Questo lavoro mostra, nonostante sia basato su simulazioni numeriche, che sistemi binari in cui le compagne sono lontane non solo espellono pianeti a destra e a manca; sono anche fattore di perturbazioni gravitazionali talmente forti da essere una delle causee del moto quasi randomico delle comete nel nostro sistema solare, e (contrariamente a quanto ritenuto finora) possono giocare un ruolo primario nella nascita e formazione dei sistemi planetari.

[1] Michael Marks and Pavel Kroupa, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 417, 3, 1702 (2011).

[2] Nathan A. Kaib, Sean R. Raymond and Martin Duncan, Nature, 493, 381 (2013)