Nebulosa solare: differenze tra le versioni

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Rappresentazione artistica di un sistema planetario in formazione.

L'ipotesi della nebulosa solare (SNDM, acronimo dell'inglese Solar Nebular Disk Model^[1]) 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.^[2] Nella sua prima formulazione, l'ipotesi fu proposta nel 1734 da Swedenborg^[3] e successivamente ripresa e riadattata da Kant, che riconosce apertamente il suo debito nei confronti di Lucrezio^[4], e Laplace, donde il nome alternativo di modello di Kant-Laplace.^[5]

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.^[6] 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.^[5]

La formazione dei giganti gassosi è invece un processo più complicato, che avverrebbe al di là della cosiddetta frost line,^[7]^[8] regione popolata da un gran numero di protopianeti ghiacciati più grandi di quelli esclusivamente rocciosi.^[2] 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_⊕ –,^[9] 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.^[7]^[8] 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.^[7]^[10] Si ritiene che i giganti ghiacciati, come Urano e Nettuno, costituiscano dei "nuclei falliti", formatisi quando ormai gran parte dei gas erano stati esauriti.^[5]

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,^[11]^[12] 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.^[13]

Storia

L'ipotesi della nebulosa solare fu proposta per la prima volta nel 1734 da Emanuel Swedenborg^[3] e fu ripresa e sviluppata nel 1755 da Immanuel Kant^[14], che conosceva bene i lavori di Swedenborg,^[1] e formulata indipendentemente da Pierre-Simon Laplace nel 1796.^[1] 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.^[15]

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.^[1]

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;^[1] 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.^[1] Tuttavia questi modelli spesso non trovarono alcun riscontro osservativo.^[1]

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.^[16] Nel 1978 Andrew Prentice riprese le idee di base del modello di Laplace formulandone una moderna revisione.^[1] La nascita dell'attuale teoria della formazione dei sistemi planetari, il Solar Nebular Disk Model (SNDM), si deve tuttavia all'astronomo sovietico Viktor Safronov,^[17]^[18] il cui lavoro ha avuto un'influenza duratura sul modo di pensare degli scienziati in merito alla formazione planetaria.^[19] 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 dell'accrescimento galoppante.^[1]

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.^[20]

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,^[21] 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.^[5]^[16]^[22]

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_☉)^[23] 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.^[21]) determinano una maggiore suscettibilità al collasso gravitazionale e una frammentazione della nube in porzioni gerarchicamente sempre più piccole,^[24] finché i frammenti non raggiungono una massa stellare.^[5]^[22] 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.^{[N 1]}^[22]^[25]

Il collasso iniziale di una nebulosa protostellare di massa solare dura circa 100 000 anni.^[5]^[22] 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;^[26] questo nucleo costituisce il primitivo embrione della futura stella.^[5]^[26] 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;^[27]^[28] 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.^[5]^[27]^[28] Quando questa fase di accrescimento si arresta si ha la formazione della protostella.^[26] 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,^[29] la cui opacità è così elevata da bloccare anche la radiazione millimetrica;^[5]^[29] alle lunghezze d'onda submillimetriche tali strutture appaiono invece come degli addensamenti brillanti.^[25] Gli astrofisici definiscono questa fase evolutiva della protostella come "classe 0".^[29] 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.^[16] Tali getti sono spesso osservati nelle regioni di formazione stellare sotto forma di oggetti di Herbig-Haro.^[30]

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.^[29] La principale fonte energetica della protostella è il collasso stesso, dato che in questa fase ancora precoce la protostella non fonde idrogeno.^[26]^[31]

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.^[25] A questo punto, circa 100 000 anni dopo l'inizio del collasso,^[5] la stella inizia a fondere un isotopo dell'idrogeno, il deuterio.^[31] L'oggetto diviene così una stella T Tauri ed entra a far parte della classe I.^[29]^{[N 2]}^[32] 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.^[25]

Circa un milione di anni dopo^[5] l'inviluppo scompare, essendo stato completamente assorbito dal disco, mentre la giovane T Tauri al suo centro diviene ben visibile.^[33] La massa del disco intorno ad una T Tauri classica corrisponde a circa l'1–3% della massa della giovane stella, e determina un suo ulteriore accrescimento al ritmo di 10⁻⁷–10⁻⁹ masse solari all'anno;^[34] spesso è presente una coppia di getti polari perpendicolari al piano del disco.^[35] Il processo di accrescimento spiega tutte le particolarità delle T Tauri classiche: intensi flussi (fino al 100% della luminosità della stella) e intense linee di emissione presenti nel suo spettro.^{[N 3]}^[36] La fase di T Tauri classica si conclude dopo una decina di milioni di anni,^[5] tempo necessario perché nel nucleo siano raggiunte le condizioni di temperatura e pressione adatte all'innesco della fusione dell'idrogeno pròzio; la stella entra così nella sequenza principale.^[26]

Dal disco di accrescimento al disco protoplanetario

Un disco protoplanetario attorno ad una giovanissima stella nata nella Nebulosa di Orione.

Come si è visto, la presenza di un disco circumstellare è una conseguenza della necessità della stella in formazione di disperdere l'eccesso di momento angolare; di conseguenza, è una struttura che si forma precocemente durante la formazione stellare, ma risulta inosservabile per buona parte delle fasi iniziali per via dell'opacità dei gas e delle polveri circostanti.^[29] Il disco di una protostella di classe 0 è un tipico disco di accrescimento, massiccio e caldo,^[27]^[28] con una temperatura che facilmente supera i 400 K entro 5 UA e i 1 000 K entro 1 UA.^[37] Tali temperature, dovute al riscaldamento determinato dalla dissipazione delle turbolenze viscose interne e dal moto di caduta libera del gas verso il centro,^[27]^[28] fanno sì che gli elementi più volatili, come l'acqua, diversi composti organici e alcune rocce, evaporino, relegandoli nelle regioni più periferiche del disco e lasciando nelle regioni interne i materiali a più alto punto di sublimazione, come il ferro.^[37]

Il principale problema nella fisica dei dischi di accrescimento concerne le modalità che conducono alla formazione delle turbolenze e i meccanismi responsabili delle alte viscosità riscontrate.^[5] La viscosità turbolenta è ritenuta responsabile del trasferimento di massa dall'inviluppo gassoso verso la protostella centrale e del momento angolare verso la periferia del disco; quest'ultima condizione è vitale perché l'accrescimento possa proseguire, dal momento che il gas può accrescere la protostella solo se questa perde gran parte del proprio momento angolare.^[27]^[38] Il risultato di questo processo è la crescita sia della protostella sia del raggio del disco, che può raggiungere anche 1 000 UA se il momento angolare iniziale della nebulosa è sufficientemente grande.^[28] Vasti dischi sono normalmente osservati in molte regioni di formazione stellare, come la Nebulosa di Orione.^[39]

La vita dei dischi d'accrescimento è di circa 10 milioni di anni.^[40] Quando la stella nascente raggiunge la fase di T Tauri classica, il disco diviene più sottile e si raffredda,^[34] permettendo ai materiali meno volatili presenti nelle regioni più interne, come i silicati, di condensare ed eventualmente cristallizzare, formando dei granuli di polvere grandi 0,1–1 µm.^[41] Il disco diviene così protoplanetario.^[5]^[40]^[42] Il trasferimento della materia dalle regioni più esterne verso il centro del disco permette ai granuli di nuova formazione di "mescolarsi" con quelli preesistenti provenienti dalla periferia, che contengono materia organica e altri materiali volatili. Questo fenomeno spiegherebbe alcune peculiarità nella composizione dei corpi minori del sistema solare, come la presenza di residui di polvere interstellare nei meteoriti più antichi e inclusioni refrattarie nelle comete.^[37]

L'instabilità gravitazionale del disco può determinarne la frammentazione in cospicui ammassi, i più densi dei quali possono collassare,^[38] determinando la rapida formazione (si stima in circa 1 000 anni) di alcuni giganti gassosi^[43] o persino nane brune.^[44] Sembra però che questo meccanismo di formazione planetaria sia appannaggio solamente dei dischi più massicci (0,3 M_☉, per raffronto in media i dischi hanno una massa di 0,01–0,03 M_☉); dal momento che dischi con simili masse sono rari, tale meccanismo risulta alquanto infrequente.^[5]^[45]

Dal momento che i planetesimi sono estremamente numerosi e ampiamente distribuiti lungo il disco, alcuni di questi non partecipano alla formazione di pianeti. Oggi si ritiene che gli asteroidi e le comete costituiscano ciò che resta di antichi planetesimi frammentatisi a causa delle numerose collisioni succedutesi nel tempo.^[46]

Diversi possono essere i motivi che conducono alla scomparsa dei dischi protoplanetari: il loro assorbimento da parte della stella madre che si accresce o l'espulsione di materiale tramite i getti bipolari;^[34]^[35] l'effetto Poynting-Robertson;^[47] come conseguenza della fotoevaporazione da parte della radiazione UV emessa dalla stella centrale durante la fase di T Tauri^[48] o da stelle vicine.^[49] Il gas della porzione centrale può inoltre andare ad accrescere i pianeti in formazione oppure essere espulso da questi, mentre le polveri più leggere vengono spazzate via dalla pressione di radiazione della stella centrale. Il risultato finale sarà o la formazione di un sistema planetario o di un disco di detriti residui, oppure non ne rimarrà nulla, nell'eventualità che non sia stata possibile la formazione di planetesimi.^[5]

Fasi della formazione dei pianeti

Riorganizzazione del disco protoplanetario e formazione dei planetesimi

Rappresentazione artistica del disco di gas e polveri che circonda un sistema planetario in formazione.

Le particelle di polvere interagiscono con i gas presenti nel disco; i grani più grandi del millimetro orbitano attorno alla stella ad una velocità superiore al gas, il quale esercita un effetto di frenamento che li costringe a percorrere un'orbita a spirale verso il centro del disco.^[7] Man mano che procedono verso il centro, i granuli di polvere si riscaldano e, giunti in corrispondenza di un preciso punto del sistema, la coltre di ghiaccio d'acqua che li riveste sublima. La regione in cui ciò avviene prende il nome di frost line o limite della neve e delimita il sistema in una regione interna, ove prevalgono le rocce, e una regione esterna, in cui invece si ha una prevalenza di materiali volatili allo stato solido.^[7]

In corrispondenza della frost line le molecole d'acqua tendono ad accumularsi sui grani; si hanno così delle ripercussioni nelle proprietà dei gas, che determinano un abbassamento della pressione che viene compensato da un incremento della velocità di rotazione del gas. I grani di polvere in questo modo non subiscono più un rallentamento, bensì un'accelerazione che ne rallenta la ricaduta verso il centro del sistema.^[7] Ciò determina un progressivo accumulo delle polveri in corrispondenza della frost line, che favorisce le collisioni tra i granuli e la formazione di corpi di dimensioni maggiori, fino ad alcuni centimetri,^[50] alcuni dei quali proseguono nella loro avanzata verso le regioni interne del disco.^[7] Segni di questa fase si osservano analizzando all'infrarosso lo spettro del disco.^[41] Ulteriori processi di aggregazione conducono alla formazione di blocchi rocciosi di dimensioni dell'ordine del chilometro, i planetesimi, considerati i "mattoni" dei futuri pianeti.^[5]^[50]

Alcune recenti teorie ritengono improbabile che i planetesimi possano formarsi dalla collisione di pochi corpi di grandi dimensioni, per via del fatto che possiederebbero campi gravitazionali esigui e le interazioni elettrostatiche perderebbero di valore per corpi di dimensioni superiori a pochi centimetri. Per tale ragione, sarebbe più probabile che i planetesimi si formino dalla coalescenza di tanti piccoli corpi spinti dalla loro stessa gravità, simulando un collasso gravitazionale in piccola scala.^[51]

Formazione dei protopianeti

In seguito alla loro formazione, i planetesimi vanno incontro ad un processo noto come accrescimento galoppante (in inglese runaway accretion),^[52] così detto perché il tasso di crescita della massa è proporzionale a R⁴~M^4/3, dove R ed M sono rispettivamente il raggio e la massa del corpo in crescita.^[53] Dal momento che la velocità di accrescimento aumenta all'aumentare della massa, i corpi di dimensioni maggiori crescono più rapidamente e a spese dei corpi più piccoli.^[52] Questa fase dura tra i 10 000 e i 100 000 anni e si conclude quando i corpi di dimensioni maggiori raggiungono circa i 1 000 km di diametro.^[52] Il progressivo rallentamento della velocità di accrescimento è determinato dalle perturbazioni gravitazionali esercitate dai corpi più grandi sui restanti planetesimi,^[52]^[53] causando in aggiunta l'arresto della crescita dei corpi più piccoli.^[52]

La fase successiva è l'accrescimento oligarchico (oligarchic accretion)^[52] e deve il suo nome al fatto che il disco interno appare dominato da poche centinaia di corpi di grandi dimensioni (soprannominati oligarchi) che continuano lentamente ad accrescere inglobando planetesimi;^[52] il termine "oligarchi" è giustificato anche dal fatto che nessun altro corpo eccetto loro può continuare ad accrescere la propria massa.^[53] In questa fase la velocità di accrescimento è proporzionale a R², che deriva dalla sezione dell'oligarca;^[53] il tasso di accrescimento specifico è proporzionale a M^−1/3 e diminuisce all'aumentare della massa dell'oggetto, permettendo agli oligarchi più piccoli di raggiungere i più grandi. Gli oligarchi sono mantenuti ad una distanza di circa 10·H_r^{[N 4]} l'uno dall'altro dall'influenza gravitazionale dei planetesimi residui,^[52] mentre eccentricità ed inclinazioni orbitali permangono piccole. Gli oligarchi continuano a crescere finché vi è disponibilità di planetesimi nelle loro vicinanze;^[52] accade talvolta che oligarchi vicini si fondano. La massa finale di un oligarca dipende dalla distanza dalla stella centrale e dalla densità di planetesimi nelle vicinanze e prende il nome di "massa di isolamento".^[53] Il risultato della fase oligarchica è la formazione di circa 100 corpi di massa compresa tra quella della Luna e quella di Marte, uniformemente sparsi a circa 10·H_r.^[54] Si ritiene che questi corpi risiedano all'interno di lacune del disco e che siano separati gli uni dagli altri da sottili anelli di planetesimi residui. Questa fase durerebbe poche centinaia di migliaia di anni e porta alla formazione di un certo numero di embrioni planetari, o protopianeti.^[5]^[52]

Pianeti gassosi

La formazione dei giganti gassosi è un problema di rilievo nelle scienze planetarie.^[45] Due teorie in proposito sono state formulate nell'ambito del modello della nebulosa solare. La prima, il modello dell'instabilità del disco (disk instability model), prevede che i giganti gassosi si formino a partire dalla frammentazione, sotto l'azione della gravità, di dischi protoplanetari massicci (si veda anche il paragrafo Dal disco di accrescimento al disco protoplanetario),^[43] dai quali possono avere origine anche delle nane brune, considerate una via di mezzo tra pianeti e stelle. Il secondo modello proposto è il modello dell'accrescimento del nucleo (core accretion model) o modello dell'instabilità dei nuclei (nucleated instability model);^[45] quest'ultimo sembra essere il modello più attendibile, dal momento che spiega come si formino dei giganti gassosi a partire da dischi relativamente poco massicci (<0,1 M_⊙). In questo modello la formazione dei pianeti giganti è suddivisa in due fasi: a) accrescimento di un nucleo di circa 10 M_⊕; b) accrescimento del gas sul nucleo a partire dai gas del disco protoplanetario.^[5]^[45]

Si ritiene che la formazione del nucleo di un gigante gassoso proceda grossomodo come la formazione dei pianeti terrestri:^[52] i planetesimi vanno incontro ad una fase di accrescimento galoppante cui segue una fase di accrescimento oligarchico;^[53] le ipotesi non prevedono una fase di fusione, a causa della bassa probabilità di collisione tra i protopianeti nelle regioni esterne del sistema planetario.^[53] Un'altra differenza è costituita dalla composizione dei planetesimi: infatti, i planetesimi da cui avranno origine i giganti gassosi si formano al di là della frost line e sono costituiti principalmente da ghiacci, con un rapporto ghiaccio:roccia di 4:1.^[55] La frost line riveste una grande importanza nella genesi dei pianeti gassosi, dal momento che agisce da barriera provocando un rapido accumulo di materia appena al di là di essa.^[7]

I modelli mostrano tuttavia che dai dischi meno massicci, in grado comunque di dar luogo a pianeti terrestri, possono formarsi solamente dei nuclei di 1–2 M_⊕ a 5 UA dalla stella (distanza simile a quella che separa Giove dal Sole nel sistema solare) nell'arco di 10 milioni di anni,^[53] tempo che rappresenta la durata media dei dischi attorno a stelle simili al Sole.^[40] Diverse soluzioni sono state proposte per spiegare la formazione di nuclei di 10 M_⊕: un incremento della massa del disco (almeno dieci volte^[53]); migrazione dei protopianeti, che consente a questi di aggregare molti più planetesimi;^[55] infine incremento del tasso di accrescimento in seguito all'innescarsi di fenomeni di resistenza fluidodinamica negli involucri gassosi degli embrioni planetari.^[55]^[56] La combinazione di alcune delle soluzioni appena proposte può spiegare la formazione dei nuclei da cui hanno avuto origine pianeti come Giove e Saturno;^[45] la formazione di pianeti simili a Urano e Nettuno è invece più problematica, dal momento che nessuna teoria è stata in grado di spiegare la formazione in situ dei loro nuclei ad una distanza media dalla stella di 20–30 UA.^[5] Per risolvere la questione si è ipotizzato che i loro nuclei inizialmente si siano formati nella regione di Giove e Saturno e che successivamente, in seguito alle interazioni gravitazionali, siano stati sospinti più esternamente fino alle loro attuali orbite.^[57]

Raggiunta una massa sufficiente (5–10 M_⊕), i nuclei iniziano a sottrarre i gas residui dal disco.^[5] Il processo prosegue inizialmente a regime ridotto, fino al raggiungimento di circa 30 M_⊕ in pochi milioni di anni;^[55]^[56] quindi il tasso di accrescimento subisce una forte accelerazione (accrescimento galoppante o runaway accretion), che porta ad accumulare il restante 90% della massa definitiva del pianeta in circa 10 000 anni.^[56] L'accrescimento del gas si arresta all'esaurimento della materia prima, il che avviene quando una lacuna si apre nel disco protoplanetario.^[58] Stando a questo modello, i "giganti ghiacciati" (ovvero Urano e Nettuno) costituiscono dei "nuclei falliti", che hanno iniziato ad accrescere il gas troppo tardi, quando era in gran parte già stato o incorporato dagli altri due pianeti o espulso dal sistema a causa del vento solare.

La fase successiva all'accrescimento galoppante è caratterizzata dalla migrazione dei pianeti neoformati e da una continua ma più lenta aggregazione di una quota ridotta di gas.^[58] La migrazione è causata dalle interazioni tra i pianeti e il disco residuo, il cui attrito determina un decadimento dell'orbita,^[10]^[58] che spesso porta a un enorme avvicinamento del pianeta alla stella, come nel caso dei pianeti gioviani caldi ("Giovi caldi" o Hot Jupiters), giganti gassosi che orbitano ad una distanza ridotta dalla loro stella (spesso molto inferiore a quella che separa Mercurio dal Sole).^[10]^[58]

I giganti gassosi esercitano un'ulteriore influenza sulla regione prospiciente dei pianeti rocciosi:^[59] le orbite degli embrioni di questi ultimi possono raggiungere eccentricità così elevate da favorire un loro incontro ravvicinato con un pianeta gassoso ed eventualmente, a causa dell'effetto fionda gravitazionale, da determinarne l'espulsione dal sistema planetario;^{[N 5]}^[46]^[59] qualora tutti i protopianeti rocciosi andassero incontro a tale destino non si formerà alcun pianeta di questo tipo.^[59] Una conseguenza di una tale situazione è che permane un alto numero di planetesimi, dal momento che i giganti gassosi sono incapaci di assorbirli tutti senza l'aiuto dei protopianeti rocciosi. La massa complessiva dei planetesimi rimanenti è comunque relativamente esigua, dal momento che l'azione combinata degli embrioni dei pianeti rocciosi (prima che siano espulsi) e dei pianeti giganti è abbastanza intensa da rimuovere il 99% degli oggetti più piccoli.^[46] Tale regione potrà successivamente evolversi fino a formare una cintura asteroidale analoga alla fascia principale del sistema solare, collocata tra 2 e 4 UA dal Sole.^[46]^[59]

Circa il 25% degli Hot Jupiters conosciuti,^[60] come WASP-17 b,^[61] sembra possedere un'orbita retrograda rispetto al verso di rotazione della stella madre. Le ragioni di tale fenomeno sono state spiegate tramite simulazioni computerizzate in cui vengono prese in considerazione le perturbazioni gravitazionali che un pianeta posto in un'orbita esterna esercita su un pianeta più interno ma comunque localizzato ai margini della frost line.^[60]^[62] Tali perturbazioni sono deboli ma si sommano lungo un arco temporale molto lungo, determinando due sostanziali modificazioni: da una parte, l'accentuazione del decadimento dell'orbita del pianeta più interno, che diviene molto stretta; dall'altra, l'inversione del verso di rivoluzione; quest'ultimo fenomeno si verifica perché tra le due orbite si ha uno scambio di momento angolare e, in aggiunta, il pianeta interno perde ulteriore energia in seguito alle interazioni mareali con la stella.^[60]^[62]

Pianeti rocciosi

I pianeti rocciosi si formano nella porzione più interna del disco protoplanetario, internamente alla frost line, dove la temperatura è abbastanza alta da evitare la condensazione dei materiali volatili (come l'acqua),^[63] determinando dunque dapprima la formazione di granuli di polvere rocciosa e quindi la formazione di planetesimi rocciosi.^{[N 6]}^[63] Per una stella simile al Sole, si ritiene che simili condizioni si verifichino nelle 3–4 UA più interne del disco.^[5]

Dopo le fasi di accrescimento galoppante e crescita oligarchica, si ha la formazione di un esiguo numero di protopianeti con una massa di isolamento che arriva a 0,1 masse terrestri M_⊕ (equivalente alla massa di Marte).^[5] Successivamente i protopianeti più massicci iniziano a perturbarsi l'un l'altro facendo sì che le loro orbite divengano caotiche;^[54] ha così inizio la fase finale della formazione dei pianeti rocciosi, che prende il nome di fase di fusione (merger stage).^[5] Durante questa fase i protopianeti espellono i restanti planetesimi e collidono vicendevolmente, andando a formare, nel corso di 10–100 milioni di anni, un numero limitato di corpi di massa terrestre, secondo le simulazioni tra 2 e 5.^[5]^[46]^[54]^[59] Nel sistema solare, il risultato di questa fase può essere rappresentato dalla Terra e da Venere:^[54] si stima che la formazione di entrambi i pianeti abbia richiesto la fusione di circa 10–20 protopianeti, mentre un numero pressoché uguale di protopianeti sarebbe stato espulso dal sistema;^[46] Marte e Mercurio invece potrebbero essere dei protopianeti minori sopravvissuti alla formazione degli altri due pianeti.^[46] Dopo aver terminato questa fase di fusione, i pianeti rocciosi si stabiliscono in orbite più o meno stabili, il che spiega come mai certi sistemi, quale quello individuato intorno a Kepler-11,^[64] risultino molto compatti.^[54]

La formazione delle super Terre, pianeti rocciosi di massa compresa tra 1,9^[65]^[66] e 10 M_⊕,^[65] avverrebbe secondo modalità simili, soprattutto per quanto riguarda le super Terre povere d'acqua;^[67] le ipotetiche super Terre ricche in acqua, i cosiddetti "pianeti oceanici", si formerebbero invece al di là della frost line, come accade per i giganti gassosi, ma la loro massa sarebbe insufficiente ad attrarre le cospicue quantità di gas che caratterizzano i pianeti giganti.^[67]

Una grande influenza sulla formazione dei pianeti rocciosi è esercitata da eventuali giganti gassosi presenti nel sistema. La presenza di pianeti giganti tende infatti ad incrementare l'eccentricità e l'inclinazione dei planetesimi e dei protopianeti presenti internamente alla frost line;^[46]^[59] d'altro canto però, se si formano troppo precocemente, possono rallentare o impedire l'accrescimento di pianeti più interni. Se invece si formano quasi al termine della fase oligarchica, come sembra sia accaduto nel sistema solare, influenzeranno la fusione degli embrioni planetari rendendola più violenta:^[46] il risultato sarà la formazione di un numero inferiore pianeti rocciosi ma più massicci.^[68] Inoltre, le dimensioni della zona dei pianeti rocciosi risulterà più compatta, dal momento che essi si formeranno più vicini alla stella centrale. Si ritiene che nel sistema solare l'influenza dei pianeti giganti, in particolare Giove, sia stata limitata dal momento che essi sono abbastanza lontani dai pianeti terrestri.^[68]

Migrazione e assestamento delle orbite

Una volta formati, i pianeti vanno incontro ad una riorganizzazione delle orbite fino al raggiungimento di una configurazione stabile nel tempo. Perché ciò possa verificarsi, spesso i pianeti sono costretti a migrare, vale a dire subire un cambiamento di alcuni parametri orbitali, in particolare del semiasse maggiore.

Sono descritti due tipi di migrazione orbitale. La migrazione di tipo I coinvolge i pianeti rocciosi, i quali emettono delle onde di densità a spirale mentre si muovono all'interno del disco residuo.^[69] Il verificarsi di uno squilibrio nella forza delle interazioni tra il gas e le onde anteriormente e posteriormente al pianeta, con queste ultime che esercitano una forza di torsione maggiore, determina una perdita di momento angolare da parte dell'oggetto e una sua conseguente rapida migrazione verso l'interno.^[7]^[69] La migrazione di tipo II vede coinvolti invece i giganti gassosi, capaci di aprire delle lacune all'interno del disco in grado di arrestare una migrazione secondo il primo tipo.^[7] Tuttavia, l'afflusso di materiale del disco nella lacuna determina comunque una perdita di momento angolare, che causa un ulteriore decadimento dell'orbita e della lacuna.^[70] Questa fase si conclude quando il disco scompare oppure quando i pianeti migranti hanno raggiunto il bordo interno del disco, come nel caso dei pianeti gioviani caldi.^[10]^[58]

Una serie di immagini che mostra i reciproci rapporti tra i pianeti esterni e la cintura di planetesimi del sistema solare secondo il modello di Nizza: a) configurazione primitiva, prima dell'instaurarsi della risonanza 2:1 tra Giove e Saturno; b) dispersione dei planetesimi nel sistema solare interno in seguito allo scambio orbitale tra Nettuno (blu scuro) e Urano (blu chiaro); c) dopo l'espulsione dei planetesimi ad opera dei pianeti.^[71]

In seguito, dopo la dissipazione di ciò che resta del disco protoplanetario, i pianeti, e in particolare i giganti gassosi, interagiscono tra loro causando delle modificazioni nei parametri orbitali; una delle conseguenze del fenomeno è il cosiddetto scattering gravitazionale, che determina un allargamento delle orbite.^[72] Un fenomeno simile sarebbe avvenuto nel sistema solare ed è descritto dal modello di Nizza:^[71]^[73]^[74] originariamente, i pianeti esterni del sistema solare percorrevano orbite più vicine al Sole, con raggi compresi tra ~5,5 e ~17 UA; al di là del pianeta più esterno si estendeva una vasta e densa cintura di planetesimi fino a circa 35 UA. Dopo alcune centinaia di milioni di anni di lenta e graduale migrazione, i due giganti più interni, Giove e Saturno, si assestarono in una risonanza orbitale 2:1; l'instaurarsi di questo fenomeno ha comportato un aumento delle loro eccentricità orbitali, destabilizzando l'intero sistema planetario: l'arrangiamento delle orbite planetarie si è alterato con drammatica rapidità.^[75] Giove ha spinto Saturno verso l'esterno, nella sua attuale posizione; questa ricollocazione ha causato delle mutue interazioni gravitazionali tra il pianeta e i due giganti ghiacciati, costretti ad assumere orbite più eccentriche. In questo modo i due pianeti si sono addentrati nella cintura planetesimale esterna, scambiandosi di posizione e perturbando violentemente le orbite di milioni di planetesimi, scagliandoli via dalla cintura; si stima che in questo modo il disco esterno abbia perso il 99% della sua massa iniziale.^[73] Alcuni dei planetesimi scagliati via dai giganti ghiacciati sono stati sospinti nel sistema solare interno, provocando un incremento degli impatti nei pianeti rocciosi, il cosiddetto intenso bombardamento tardivo.^[71] La migrazione dei pianeti più esterni e le interazioni con Giove spiegano le caratteristiche delle regioni più esterne del sistema solare:^[76] secondo il modello, gli oggetti costretti da Giove in orbite altamente ellittiche andarono a formare la nube di Oort, serbatoio della gran parte delle comete del sistema solare,^[76] mentre gli oggetti vincolati da Nettuno durante la sua migrazione andarono a costituire l'attuale cintura di Kuiper e il disco diffuso.^[76]

Significato di accrescimento

Nell'accezione primaria, il termine "accrescimento" identifica il processo che porta all'incremento di massa di un corpo celeste che, per gravità, attira su di sé il materiale gassoso circostante che, in seguito al principio di conservazione del momento angolare, andrà a disporsi in un disco circumstellare. Talvolta al disco protoplanetario ci si riferisce come "disco di accrescimento", perché anche se la stella nascente si trova ormai nella fase di T Tauri il materiale gassoso può ancora precipitare su di essa dal bordo più interno del disco contribuendo ad incrementarne ulteriormente la massa.^[28] L'utilizzo del termine "disco di accrescimento" al posto di "disco protoplanetario" è quindi frequente causa di confusione tra questa prima accezione e il processo di accrescimento planetario: in quest'ultimo contesto, per "accrescimento" si intende il processo che a partire dai granuli di polvere e ghiaccio, che orbitano attorno nel disco circumstellare alla stella in formazione, conduce alla loro graduale fusione nei planetesimi e da questi, in seguito a plurime collisioni, porta alla formazione dei protopianeti.^[52]

Inoltre, i giganti gassosi stessi, durante la loro formazione, attraversano una fase di accrescimento inteso nel significato primario del termine, ovvero le nubi di idrogeno ed elio catturate dal protopianeta si contraggono e si schiacciano andando a formare un vero e proprio disco di accrescimento, da cui poi potrà residuare un sistema di satelliti.^[77]

Questioni aperte

Numerose questioni sulla fisica dei dischi di accrescimento/protoplanetari sono ancora in attesa di risposta,^[45] la più importante delle quali concerne le modalità che consentono alla materia in accrescimento sulla protostella di perdere il suo eccesso di momento angolare; sembra che questa grandezza fisica sia trasportata verso le porzioni più esterne del disco, ma i precisi meccanismi non sono ancora ben compresi. Inoltre è ancora poco noto il processo o i processi che conducono alla scomparsa del disco.^[27]^[38]

La formazione dei planetesimi è un'altra importante questione irrisolta, per il fatto che il semplice accumulo delle polveri diviene inefficace quando le particelle di polvere divengono più grandi.^[78] Una possibile spiegazione è fornita dall'instabilità gravitazionale. Particelle di diversi centimetri di diametro o più grandi vanno a costituire, all'interno del piano del disco, un sottile ma denso strato dello spessore di circa 100 km; tale accumulo è però gravitazionalmente instabile e pronto a frammentarsi in numerosi ammassi più piccoli che a loro volta possono collassare per formare i planetesimi.^[5]^[78] Questo meccanismo sembra fornire una spiegazione sul perché certe stelle possiedano una corte di pianeti, mentre altre non presentano nemmeno dischi residui.^[78]

Un'altra questione aperta riguarda la formazione dei giganti gassosi: le teorie attuali non sono in grado di spiegare esaurientemente in che modo i loro nuclei si formano così velocemente da accumulare in breve tempo quantità significative di gas dal disco in fase di dissolvimento:^[52]^[55] la durata media dei dischi, inferiore a 10⁷ anni, sembra assai più breve del tempo necessario per la formazione dei nuclei.^[40] Un altro problema riguardante i giganti gassosi è la loro migrazione: alcune simulazioni mostrano che le interazioni con il disco causerebbero uno spostamento verso l'interno troppo rapido, tale da perturbare le orbite degli eventuali pianeti rocciosi in formazione.^[79]

Curiosità

Rudolf Steiner nella sua Scienza dello Spirito parla dell’evoluzione spirituale della Terra ipotizzando un’evoluzione simile a quella ipotizzata da Kant e Laplace, con la differenza che la nube primordiale non era costituita di gas ma di calore. Inoltre quel moto gravitazionale che avrebbe poi distaccato e aggregato i primi pianeti sarebbe sorto a causa dell’azione delle gerarchie spirituali.^[80] La teoria in sé, secondo Steiner, proverrebbe dalle scuole occulte del Medioevo.^[81]

Note

Note al testo

^ Si raffronti tale valore con la densità delle particelle sospese nell'aria al livello del mare: 2,8 ×10¹⁹ cm⁻³.
^ 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. Mohanty, 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. Martin, 1994).
^ In realtà le linee di emissione si formano quando il gas accresciuto colpisce la fotosfera della stella, il che si verifica intorno ai suoi poli magnetici. Cfr. Muzerolle, 2001.
^ H_r è il raggio di Hill ed equivale a
$H_{r}={\frac {M}{3M_{s}^{\frac {1}{3}}}}$
dove M_s è la massa della stella centrale.
^ In alternativa, possono collidere con la stella centrale o con un gigante gassoso. Cfr. Petit, 2001.
^ I planetesimi posti ai limiti della regione ove si formeranno i pianeti terrestri (tra 2,5 e 4 UA nel sistema di una stella simile al Sole) possono accumulare una certa quantità di ghiacci; la roccia comunque predomina in quantità, come accade negli asteroidi situati nella parte più esterna della fascia principale del sistema solare. Cfr. Raymond, 2007.

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Voci correlate

Collegamenti esterni

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[25] Si raffronti tale valore con la densità delle particelle sospese nell'aria al livello del mare: 2,8 ×10¹⁹ cm⁻³.

[33] 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. Mohanty, 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. Martin, 1994).

[38] In realtà le linee di emissione si formano quando il gas accresciuto colpisce la fotosfera della stella, il che si verifica intorno ai suoi poli magnetici. Cfr. Muzerolle, 2001.

[57] H_r è il raggio di Hill ed equivale a
$H_{r}={\frac {M}{3M_{s}^{\frac {1}{3}}}}$
dove M_s è la massa della stella centrale.

[64] In alternativa, possono collidere con la stella centrale o con un gigante gassoso. Cfr. Petit, 2001.

[69] I planetesimi posti ai limiti della regione ove si formeranno i pianeti terrestri (tra 2,5 e 4 UA nel sistema di una stella simile al Sole) possono accumulare una certa quantità di ghiacci; la roccia comunque predomina in quantità, come accade negli asteroidi situati nella parte più esterna della fascia principale del sistema solare. Cfr. Raymond, 2007.

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 [[File:Protoplanetary-disk.jpg|thumb|upright=1.3|Rappresentazione artistica di un sistema planetario in formazione.]]
-L'ipotesi della '''nebulosa solare''' (SNDM, acronimo dell'[[lingua inglese|inglese]] ''Solar Nebular Disk Model''<ref name=Woolfson1993/>) è il modello maggiormente accettato dalla [[comunità scientifica]] per spiegare la [[origine ed evoluzione del sistema solare|formazione del sistema solare]] e, più in generale, dei [[pianeta|pianeti]] e dei [[sistema planetario|sistemi planetari]].<ref name= "Arizona">{{cita web|titolo=Lecture 13: The Nebular Theory of the origin of the Solar System|url=http://atropos.as.arizona.edu/aiz/teaching/nats102/mario/solar_system.html| autore=A. Zabludoff | editore=University of Arizona | accesso=27 dicembre 2006 }}</ref> Nella sua prima formulazione, l'ipotesi fu proposta nel [[1734]] da [[Emanuel Swedenborg|Swedenborg]]<ref name=Swedenborg1734/> e successivamente ripresa e riadattata da [[Immanuel Kant|Kant]] e [[Pierre-Simon Laplace|Laplace]], donde il nome alternativo di ''modello di Kant-Laplace''.<ref name=Montmerle2006>{{cita pubblicazione|autore= T. Montmerle, J.-C. Augereau, M. Chaussidon ''et al.'' |titolo=Solar System Formation and Early Evolution: the First 100 Million Years| rivista=Earth, Moon, and Planets| volume=98| editore=Spinger|pp=39–95|anno=2006|doi=10.1007/s11038-006-9087-5| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006EM%26P...98...39M}}</ref>
+L'ipotesi della '''nebulosa solare''' (SNDM, acronimo dell'[[lingua inglese|inglese]] ''Solar Nebular Disk Model''<ref name=Woolfson1993/>) è il modello maggiormente accettato dalla [[comunità scientifica]] per spiegare la [[origine ed evoluzione del sistema solare|formazione del sistema solare]] e, più in generale, dei [[pianeta|pianeti]] e dei [[sistema planetario|sistemi planetari]].<ref name="Arizona">{{Cita web |url=http://atropos.as.arizona.edu/aiz/teaching/nats102/mario/solar_system.html |titolo=Lecture 13: The Nebular Theory of the origin of the Solar System |autore=A. Zabludoff |editore=University of Arizona |accesso=27 dicembre 2006 |urlarchivio=https://www.webcitation.org/617GeDn2a?url=http://atropos.as.arizona.edu/aiz/teaching/nats102/mario/solar_system.html |dataarchivio=22 agosto 2011 |urlmorto=no}}</ref> Nella sua prima formulazione, l'ipotesi fu proposta nel [[1734]] da [[Emanuel Swedenborg|Swedenborg]]<ref name=Swedenborg1734/> e successivamente ripresa e riadattata da [[Immanuel Kant|Kant]], che riconosce apertamente il suo debito nei confronti di Lucrezio<ref>P. Giordanetti, ''L'avventura della ragione. Kant e il giovane Nietzsche'', Hildesheim, Olms, 2011, pp. 63-66.</ref>, e [[Pierre-Simon Laplace|Laplace]], donde il nome alternativo di ''modello di Kant-Laplace''.<ref name="Montmerle2006">{{Cita pubblicazione |autore=T. Montmerle, J.-C. Augereau, M. Chaussidon ''et al.'' |anno=2006 |titolo=Solar System Formation and Early Evolution: the First 100 Million Years |rivista=Earth, Moon, and Planets |editore=Spinger |volume=98 |pp=39-95 |accesso=31 marzo 2011 |doi=10.1007/s11038-006-9087-5 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006EM%26P...98...39M |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20130724063830/http://adsabs.harvard.edu/abs/2006EM%26P...98...39M |urlmorto=no}}</ref>
-Il processo di formazione planetaria è strettamente legato a quello della [[formazione stellare]], di cui costituisce un sottoprodotto. In accordo con il [[Formazione stellare#Modello standard della formazione stellare|''modello standard'']] della formazione stellare, la nascita di una [[stella]] avviene attraverso il [[collasso gravitazionale|collasso]] di una [[nube molecolare]], il cui prodotto è la [[protostella]]. Non appena la stella nascente conclude questa fase e fa ingresso nella [[stella pre-sequenza principale|pre-sequenza principale]], il [[disco di accrescimento|disco]] che ne ha mediato l'[[accrescimento (astronomia)|accrescimento]] diviene [[disco protoplanetario|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 [[planetesimo|planetesimi]].<ref>{{cita pubblicazione | autore=P. Goldreich, W. R. Ward | titolo=The Formation of Planetesimals | rivista=[[Astrophysical Journal]] | anno=1973 | volume=183 | p=1051 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1973ApJ...183.1051G | accesso=16 novembre 2006 | doi=10.1086/152291}}</ref> Se la [[massa (fisica)|massa]] del disco è sufficientemente grande, in un lasso di tempo astronomicamente breve (100&nbsp;000–300&nbsp;000 anni) i planetesimi possono fondersi tra loro per dar luogo a embrioni planetari, detti [[protopianeta|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 [[pianeta terrestre|pianeti terrestri]].<ref name=Montmerle2006/>
+Il processo di formazione planetaria è strettamente legato a quello della [[formazione stellare]], di cui costituisce un sottoprodotto. In accordo con il [[Formazione stellare#Modello standard della formazione stellare|''modello standard'']] della formazione stellare, la nascita di una [[stella]] avviene attraverso il [[collasso gravitazionale|collasso]] di una [[nube molecolare]], il cui prodotto è la [[protostella]]. Non appena la stella nascente conclude questa fase e fa ingresso nella [[stella pre-sequenza principale|pre-sequenza principale]], il [[disco di accrescimento|disco]] che ne ha mediato l'[[accrescimento (astronomia)|accrescimento]] diviene [[disco protoplanetario|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 [[planetesimo|planetesimi]].<ref>{{Cita pubblicazione |autore=P. Goldreich, W. R. Ward |anno=1973 |titolo=The Formation of Planetesimals |rivista=[[Astrophysical Journal]] |volume=183 |p=1051 |accesso=16 novembre 2006 |doi=10.1086/152291 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1973ApJ...183.1051G |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20080115154832/http://adsabs.harvard.edu/abs/1973ApJ...183.1051G |urlmorto=no}}</ref> Se la [[massa (fisica)|massa]] del disco è sufficientemente grande, in un lasso di tempo astronomicamente breve (100&nbsp;000–300&nbsp;000 anni) i planetesimi possono fondersi tra loro per dar luogo a embrioni planetari, detti [[protopianeta|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 [[pianeta terrestre|pianeti terrestri]].<ref name=Montmerle2006/>
-La formazione dei [[gigante gassoso|giganti gassosi]] è invece un processo più complicato, che avverrebbe al di là della cosiddetta ''[[frost line]]'',<ref name="douglaslescienze">{{cita pubblicazione |titolo= La genesi dei pianeti|autore=D. N. C. Lin | rivista=[[Le Scienze]] |volume=479 |data=luglio 2008 |pp=62-71 }} Articolo originale: {{cita pubblicazione| autore=D. N. C. Lin |url=http://www.sciam.com/article.cfm?id=the-genesis-of-planets |titolo=The Chaotic Genesis of Planets| rivista= [[Scientific American]]|volume=298|numero=5|data=maggio 2008 |pp=50–59}}</ref><ref name=pollack>{{cita pubblicazione| titolo= Formation of the Giant Planets by Concurrent Accretion of Solids and Gas |autore= J. B. Pollack, O. Hubickyj, P. Bodenheimer, J. P. Lissauer, M. Podolak, Y. Greenzweig,| rivista= Icarus| volume = 124| numero= 1| pp= 62-85| mese=novembre| anno= 1996| url= http://adsabs.harvard.edu/abs/1996Icar..124...62P|accesso=10 maggio 2009}}</ref> regione popolata da un gran numero di protopianeti ghiacciati più grandi di quelli esclusivamente rocciosi.<ref name="Arizona" /> 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 [[massa terrestre|masse terrestri – M<sub>⊕</sub> –]],<ref>{{cita pubblicazione| autore= B. Militzer, W. B. Hubbard, J. Vorberger, I. Tamblyn, S. A. Bonev | titolo= A Massive Core in Jupiter Predicted From First-Principles Simulations| volume= 688| numero= 1| pp= L45-L48| doi= 10.1086/594364|url= http://militzer.berkeley.edu/papers/jupiter20_arXiv.pdf| accesso=5 giugno 2009}}</ref> 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.<ref name="douglaslescienze"/><ref name=pollack/> 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.<ref name="douglaslescienze"/><ref name="Masset2003">{{cita pubblicazione| url= http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...588..494M| titolo= Runaway Migration and the Formation of Hot Jupiters| autore= F. S. Masset, J. C. B. Papaloizou| rivista=The Astrophysical Journal| volume = 588| numero= 1| pp= 494-508| data= maggio 2003| doi= 10.1086/373892| accesso=5 giugno 2009}}</ref> Si ritiene che i ''giganti ghiacciati'', come [[Urano (astronomia)|Urano]] e [[Nettuno (astronomia)|Nettuno]], costituiscano dei "nuclei falliti", formatisi quando ormai gran parte dei gas erano stati esauriti.<ref name=Montmerle2006/>
+La formazione dei [[gigante gassoso|giganti gassosi]] è invece un processo più complicato, che avverrebbe al di là della cosiddetta ''[[frost line]]'',<ref name="douglaslescienze">{{Cita pubblicazione |autore=D. N. C. Lin |data=luglio 2008 |titolo=La genesi dei pianeti |rivista=[[Le Scienze]] |volume=479 |pp=62-71}} Articolo originale: {{cita pubblicazione|autore=D. N. C. Lin|url=http://www.sciam.com/article.cfm?id=the-genesis-of-planets|titolo=The Chaotic Genesis of Planets|rivista=[[Scientific American]]|volume=298|numero=5|data=maggio 2008|pp=50-59|accesso=6 aprile 2011|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20081119112817/http://www.sciam.com/article.cfm?id=the-genesis-of-planets|urlmorto=no}}</ref><ref name="pollack">{{Cita pubblicazione |autore=J. B. Pollack, O. Hubickyj, P. Bodenheimer, J. P. Lissauer, M. Podolak, Y. Greenzweig, |anno=1996 |mese=novembre |titolo=Formation of the Giant Planets by Concurrent Accretion of Solids and Gas |rivista=Icarus |volume=124 |numero=1 |pp=62-85 |accesso=10 maggio 2009 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1996Icar..124...62P |urlarchivio=https://www.webcitation.org/68ZGakVEF?url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1996Icar..124...62P |dataarchivio=20 giugno 2012 |urlmorto=no}}</ref> regione popolata da un gran numero di protopianeti ghiacciati più grandi di quelli esclusivamente rocciosi.<ref name="Arizona" /> 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 [[massa terrestre|masse terrestri – M<sub>⊕</sub> –]],<ref>{{Cita pubblicazione |autore=B. Militzer, W. B. Hubbard, J. Vorberger, I. Tamblyn, S. A. Bonev |titolo=A Massive Core in Jupiter Predicted From First-Principles Simulations |volume=688 |numero=1 |pp=L45-L48 |accesso=5 giugno 2009 |doi=10.1086/594364 |url=http://militzer.berkeley.edu/papers/jupiter20_arXiv.pdf |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20081203152935/http://militzer.berkeley.edu/papers/jupiter20_arXiv.pdf |urlmorto=no}}</ref> 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.<ref name="douglaslescienze" /><ref name=pollack/> 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.<ref name="douglaslescienze" /><ref name="Masset2003">{{Cita pubblicazione |autore=F. S. Masset, J. C. B. Papaloizou |data=maggio 2003 |titolo=Runaway Migration and the Formation of Hot Jupiters |rivista=The Astrophysical Journal |volume=588 |numero=1 |pp=494-508 |accesso=5 giugno 2009 |doi=10.1086/373892 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...588..494M |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20210629113032/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...588..494M/abstract |urlmorto=no}}</ref> Si ritiene che i ''giganti ghiacciati'', come [[Urano (astronomia)|Urano]] e [[Nettuno (astronomia)|Nettuno]], costituiscano dei "nuclei falliti", formatisi quando ormai gran parte dei gas erano stati esauriti.<ref name=Montmerle2006/>
-Non tutte le stelle sono in grado di creare le condizioni necessarie per consentire la formazione di pianeti: infatti, le stelle più massicce, di [[classificazione stellare|classe]] [[stella di classe O V|O]] e [[stella di classe B V|B]],<ref>Tables 1 - 4, {{Cita pubblicazione| titolo=A new calibration of stellar parameters of Galactic O stars| autore=F. Martins, D. Schaerer, D. J. Hiller | rivista=Astronomy & Astrophysics | volume=436 | anno=2005 | pp=1049–1065| doi=10.1051/0004-6361:20042386 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005A&A...436.1049M}}</ref><ref>Table 5, {{Cita pubblicazione| titolo=The Lyman-Continuum Fluxes and Stellar Parameters of O and Early B-Type Stars | autore=W. D. Vacca, C. D. Garmany, J. M. Shull | rivista=Astrophysical Journal | volume=460 | anno=1996 | mese=aprile| pp=914–931 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1996ApJ...460..914V| doi=10.1086/177020 }}</ref> emettono una quantità di [[radiazione elettromagnetica|radiazioni]] e [[vento stellare|vento]] tali da [[fotoevaporazione|spazzare via]] completamente ciò che resta del disco di accrescimento, disperdendo dunque la materia prima per la formazione di nuovi pianeti.<ref>{{cita web |autore=L. Vu |data=3 ottobre 2006 |titolo=Planets Prefer Safe Neighborhoods |url=http://www.spitzer.caltech.edu/Media/happenings/20061003/ |editore= Spitzer Science Center |accesso=1º settembre 2007 | urlarchivio = http://web.archive.org/web/20070713142242/http://www.spitzer.caltech.edu/Media/happenings/20061003/| dataarchivio = 13 luglio 2007}}</ref>
+Non tutte le stelle sono in grado di creare le condizioni necessarie per consentire la formazione di pianeti: infatti, le stelle più massicce, di [[classificazione stellare|classe]] [[stella di classe O V|O]] e [[stella di classe B V|B]],<ref>Tables 1 - 4, {{Cita pubblicazione |autore=F. Martins, D. Schaerer, D. J. Hiller |anno=2005 |titolo=A new calibration of stellar parameters of Galactic O stars |rivista=Astronomy & Astrophysics |volume=436 |pp=1049-1065 |accesso=29 giugno 2021 |doi=10.1051/0004-6361:20042386 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005A&A...436.1049M |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20190709060612/http://adsabs.harvard.edu/abs/2005A%26A...436.1049M |urlmorto=no}}</ref><ref>Table 5, {{Cita pubblicazione |autore=W. D. Vacca, C. D. Garmany, J. M. Shull |anno=1996 |mese=aprile |titolo=The Lyman-Continuum Fluxes and Stellar Parameters of O and Early B-Type Stars |rivista=Astrophysical Journal |volume=460 |pp=914-931 |accesso=12 ottobre 2011 |doi=10.1086/177020 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1996ApJ...460..914V |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20140630092030/http://adsabs.harvard.edu/abs/1996ApJ...460..914V |urlmorto=no}}</ref> emettono una quantità di [[radiazione elettromagnetica|radiazioni]] e [[vento stellare|vento]] tali da [[fotoevaporazione|spazzare via]] completamente ciò che resta del disco di accrescimento, disperdendo dunque la materia prima per la formazione di nuovi pianeti.<ref>{{Cita web |url=http://www.spitzer.caltech.edu/Media/happenings/20061003/ |titolo=Planets Prefer Safe Neighborhoods |autore=L. Vu |editore=Spitzer Science Center |data=3 ottobre 2006 |accesso=1º settembre 2007 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20070713142242/http://www.spitzer.caltech.edu/Media/happenings/20061003/ |urlmorto=sì}}</ref>
-== Cenni storici ==
+== Storia ==
 <!--{{vedi anche|Storia delle ipotesi sull'origine e sull'evoluzione del sistema solare}}-->
 [[File:Pierre-Simon Laplace.jpg|thumb|left|[[Pierre-Simon Laplace]], che perfezionò l'ipotesi della nebulosa per spiegare la formazione del sistema solare.]]
-L'ipotesi della nebulosa solare fu proposta per la prima volta nel [[1734]] da [[Emanuel Swedenborg]]<ref name=Swedenborg1734>{{cita libro|autore=E. Swedenborg |anno=1734|titolo=(Principia) Opera Philosophica et Mineralia, volume I}}</ref> e fu ripresa e sviluppata nel [[1755]] da [[Immanuel Kant]], che conosceva bene i lavori di Swedenborg,<ref name=Woolfson1993>{{cita pubblicazione|autore= M. M. Woolfson |titolo=Solar System – its origin and evolution|rivista=Q. J. R. Astr. Soc.|volume=34|pp=1–20|anno=1993|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993QJRAS..34....1W}} Per dettagli sulla posizione di Kant si veda {{cita pubblicazione| autore=S. Palmquist| titolo=Kant's Cosmogony Re-Evaluated| rivista=Studies in History and Philosophy of Science|volume=18| numero=3 |data= settembre 1987|pp=255-269}}</ref> e formulata indipendentemente da [[Pierre-Simon Laplace]] nel [[1796]].<ref name=Woolfson1993/> 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.<ref>{{cita web|titolo=Origine del sistema solare - La nebulosa solare: prime ipotesi | autore= F. Palla| editore=treccani.it| url=http://www.treccani.it/Portale/sito/scuola/dossier/2006/pianeti/1.html| accesso=13 agosto 2010}}</ref>
+L'ipotesi della nebulosa solare fu proposta per la prima volta nel [[1734]] da [[Emanuel Swedenborg]]<ref name="Swedenborg1734">{{Cita libro |autore=E. Swedenborg |titolo=(Principia) Opera Philosophica et Mineralia, volume I |anno=1734}}</ref> e fu ripresa e sviluppata nel [[1755]] da [[Immanuel Kant]]<ref>Nel saggio [[Storia universale della natura e teoria del cielo]]</ref>, che conosceva bene i lavori di Swedenborg,<ref name="Woolfson1993">{{Cita pubblicazione |autore=M. M. Woolfson |anno=1993 |titolo=Solar System – its origin and evolution |rivista=Q. J. R. Astr. Soc. |volume=34 |pp=1-20 |accesso=31 marzo 2011 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993QJRAS..34....1W |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20181020205150/http://adsabs.harvard.edu/abs/1993QJRAS..34....1W |urlmorto=no}} Per dettagli sulla posizione di Kant si veda {{cita pubblicazione| autore=S. Palmquist| titolo=Kant's Cosmogony Re-Evaluated| rivista=Studies in History and Philosophy of Science|volume=18| numero=3 |data= settembre 1987|pp=255-269}}</ref> e formulata indipendentemente da [[Pierre-Simon Laplace]] nel [[1796]].<ref name=Woolfson1993/> 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.<ref>{{Cita web |url=http://www.treccani.it/Portale/sito/scuola/dossier/2006/pianeti/1.html |titolo=Origine del sistema solare - La nebulosa solare: prime ipotesi |autore=F. Palla |editore=treccani.it |accesso=7 febbraio 2022 |urlarchivio=https://archive.is/20120915082133/http://www.treccani.it/scuola/tesine/sistema_solare/1.html |dataarchivio=15 settembre 2012 }}</ref>
 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.<ref name=Woolfson1993/>
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 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 Chrowder Chamberlin|Thomas Chamberlin]] e [[Forest Ray Moulton|Forest Moulton]] (1901), il ''modello mareale'' di [[James Jeans|Jeans]] (1917), il ''modello dell'accrescimento'' di [[Otto Schmidt]] (1944), la ''teoria protoplanetaria'' di [[William Hunter McCrea|William McCrea]] (1960) e infine la ''teoria della cattura'' di [[Michael Woolfson]].<ref name=Woolfson1993/> Tuttavia questi modelli spesso non trovarono alcun riscontro osservativo.<ref name=Woolfson1993/>
-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.<ref name="stelle mass">{{cita pubblicazione | autore=M. Heydari-Malayeri |titolo=L'enigma delle stelle massicce|rivista=[[Le Scienze]]| volume=475| pp=64-71| mese=marzo| anno=2008| url=http://lescienze.espresso.repubblica.it/articolo/L_enigma_delle_stelle_massicce/1324985| accesso=24 giugno 2008}}</ref> Nel 1978 [[Andrew Prentice]] riprese le idee di base del modello di Laplace formulandone una moderna revisione.<ref name=Woolfson1993/> La nascita dell'attuale teoria della formazione dei sistemi planetari, il ''Solar Nebular Disk Model'' (SNDM), si deve tuttavia all'astronomo sovietico [[Viktor Sergeevič Safronov|Viktor Safronov]],<ref name=NewScientist>{{cita web|url=http://space.newscientist.com/channel/solar-system/comets-asteroids/mg13117837.100|titolo=Birth of the planets: The Earth and its fellow planets may be survivors from a time when planets ricocheted around the Sun like ball bearings on a pinball table|editore=New Scientist|autore=N. Henbest |anno=1991|accesso=18 aprile 2008}}</ref><ref name=Safronov1972>{{cita libro |autore=Viktor Sergeevich Safronov|titolo=Evolution of the Protoplanetary Cloud and Formation of the Earth and the Planets|anno=1972| editore=Israel Program for Scientific Translations |isbn=0-7065-1225-1}}</ref> il cui lavoro ha avuto un'influenza duratura sul modo di pensare degli scienziati in merito alla formazione planetaria.<ref name=Safronov>{{cita pubblicazione|url=http://adsabs.harvard.edu/full/1989Metic..24..347W|titolo=Leonard Medal Citation for Victor Sergeevich Safronov|rivista=Meteoritics|autore=G. W. Wetherill |anno=1989|volume=24|p=347}}</ref> Egli, nelle sue opere, formulò e risolse la gran parte dei maggiori problemi riscontrabili nella [[astrofisica|fisica]] del processo di formazione planetaria. Le idee di Safronov furono in seguito sviluppate nell'opera di [[George Wetherill]], che scoprì il fenomeno dell<nowiki>'</nowiki>''accrescimento galoppante''.<ref name=Woolfson1993/>
+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.<ref name="stelle mass">{{Cita pubblicazione |autore=M. Heydari-Malayeri |anno=2008 |mese=marzo |titolo=L'enigma delle stelle massicce |rivista=[[Le Scienze]] |volume=475 |pp=64-71 |accesso=24 giugno 2008 |url=http://lescienze.espresso.repubblica.it/articolo/L_enigma_delle_stelle_massicce/1324985 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20110309041832/http://lescienze.espresso.repubblica.it/articolo/L_enigma_delle_stelle_massicce/1324985 |urlmorto=no}}</ref> Nel 1978 [[Andrew Prentice]] riprese le idee di base del modello di Laplace formulandone una moderna revisione.<ref name=Woolfson1993/> La nascita dell'attuale teoria della formazione dei sistemi planetari, il ''Solar Nebular Disk Model'' (SNDM), si deve tuttavia all'astronomo sovietico [[Viktor Sergeevič Safronov|Viktor Safronov]],<ref name="NewScientist">{{Cita web |url=http://space.newscientist.com/channel/solar-system/comets-asteroids/mg13117837.100 |titolo=Birth of the planets: The Earth and its fellow planets may be survivors from a time when planets ricocheted around the Sun like ball bearings on a pinball table |autore=N. Henbest |editore=New Scientist |accesso=18 aprile 2008 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20081008004816/http://space.newscientist.com/channel/solar-system/comets-asteroids/mg13117837.100 |urlmorto=no |anno=1991}}</ref><ref name="Safronov1972">{{Cita libro |autore=Viktor Sergeevich Safronov |titolo=Evolution of the Protoplanetary Cloud and Formation of the Earth and the Planets |url=https://archive.org/details/evolutionofproto0000safr |anno=1972 |editore=Israel Program for Scientific Translations |ISBN=0-7065-1225-1}}</ref> il cui lavoro ha avuto un'influenza duratura sul modo di pensare degli scienziati in merito alla formazione planetaria.<ref name="Safronov">{{Cita pubblicazione |autore=G. W. Wetherill |anno=1989 |titolo=Leonard Medal Citation for Victor Sergeevich Safronov |rivista=Meteoritics |volume=24 |p=347 |accesso=31 marzo 2011 |url=http://adsabs.harvard.edu/full/1989Metic..24..347W |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20200611225213/http://adsabs.harvard.edu/full/1989Metic..24..347W |urlmorto=no}}</ref> Egli, nelle sue opere, formulò e risolse la gran parte dei maggiori problemi riscontrabili nella [[astrofisica|fisica]] del processo di formazione planetaria. Le idee di Safronov furono in seguito sviluppate nell'opera di [[George Wetherill]], che scoprì il fenomeno dell{{'}}''accrescimento galoppante''.<ref name=Woolfson1993/>
-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 [[1991]], di oltre 800 [[pianeta extrasolare|pianeti al di fuori del sistema solare]] nella [[Via Lattea|nostra galassia]].<ref name="Encyclopedia">{{cita news|lingua=en|titolo=Interactive Extra-solar Planets Catalog|pubblicazione=The Extrasolar Planets Encyclopedia|url=http://exoplanet.eu/|autore=Jean Schneider|giorno=13|mese=8|anno=2009|accesso=30 dicembre 2010}}</ref>
+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 [[1991|1995]], di oltre 4000 [[pianeta extrasolare|pianeti al di fuori del sistema solare]] nella [[Via Lattea|nostra galassia]].<ref name="Encyclopedia">{{Cita news |lingua=en |autore=Jean Schneider |url=http://exoplanet.eu/ |titolo=Interactive Extra-solar Planets Catalog |pubblicazione=The Extrasolar Planets Encyclopedia |accesso=30 dicembre 2010 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20151225035816/http://www.exoplanet.eu/ |urlmorto=no |giorno=13 |mese=8 |anno=2009}}</ref>
 == Fase preliminare: la formazione della stella madre e del disco protoplanetario ==
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 [[File:Ssc2005-02b.jpg|thumb|upright=1.5|Immagine nel [[luce visibile|visibile]] e nell'[[radiazione infrarossa|infrarosso]] della [[Nebulosa Trifida]], che mostra la presenza di numerose protostelle (segnalate dalle frecce) celate dai gas e dalle polveri della nube molecolare, che appaiono come punti luminosi nell'immagine infrarossa privi di controparte ottica.]]
-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'',<ref name="scienze star form">{{cita pubblicazione|titolo=Nuvoloso, con probabilità di stelle| autore=E. T. Young| rivista= Le Scienze| volume=500| data= aprile 2010| pp=76-83|url=http://lescienze.espresso.repubblica.it/articolo/articolo/1342631| accesso=11 agosto 2010}}</ref> 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 (astronomia)|accrescimento]] dell'embrione stellare, originatosi dal collasso dei frammenti, a partire dai materiali presenti nella nube.<ref name=Montmerle2006/><ref name="stelle mass"/><ref name=Pudritz2002>{{cita pubblicazione|autore=R. E. Pudritz |titolo=Clustered Star Formation and the Origin of Stellar Masses| rivista=Science| volume=295|numero=5552 |pp=68–75|anno=2002|doi=10.1126/science.1068298 |url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/295/5552/68 |pmid=11778037}}</ref>
+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'',<ref name="scienze star form">{{Cita pubblicazione |autore=E. T. Young |data=aprile 2010 |titolo=Nuvoloso, con probabilità di stelle |rivista=Le Scienze |volume=500 |pp=76-83 |accesso=11 agosto 2010 |url=http://lescienze.espresso.repubblica.it/articolo/articolo/1342631 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20110923094511/http://lescienze.espresso.repubblica.it/articolo/articolo/1342631 |urlmorto=no}}</ref> 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 (astronomia)|accrescimento]] dell'embrione stellare, originatosi dal collasso dei frammenti, a partire dai materiali presenti nella nube.<ref name=Montmerle2006/><ref name="stelle mass" /><ref name="Pudritz2002">{{Cita pubblicazione |autore=R. E. Pudritz |anno=2002 |titolo=Clustered Star Formation and the Origin of Stellar Masses |rivista=Science |volume=295 |numero=5552 |pp=68-75 |accesso=3 maggio 2019 |doi=10.1126/science.1068298 |url=https://www.sciencemag.org/cgi/content/full/295/5552/68 |PMID=11778037 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20090831194454/http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/295/5552/68 |urlmorto=no}}</ref>
-Una tipica [[nube molecolare gigante]] possiede una densità dell'ordine delle 100 particelle al cm<sup>3</sup>, un diametro di oltre 100 [[anno luce|anni luce]], una [[massa (fisica)|massa]] superiore al milione di [[massa solare|masse solari]] (M<sub>☉</sub>)<ref>{{cita conferenza | autore =J. P. Williams, L. Blitz, C. F. McKee | titolo=The Structure and Evolution of Molecular Clouds: from Clumps to Cores to the IMF | pagina=97 | conferenza=Protostars and Planets IV | anno=2000 | url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/9902246}}</ref> ed una temperatura media, all'interno, di 10&nbsp;[[kelvin|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 [[forza di gravità|gravità]], con verso centripeto, si equivalgono. Nel corso dei milioni di anni, tuttavia, i [[turbolenza|moti turbolenti]] interni del gas o influenze esterne (esplosioni di [[supernova]]e, [[galassie interagenti|interazioni tra galassie]] ecc.<ref name="scienze star form"/>) determinano una maggiore suscettibilità al collasso gravitazionale ed una frammentazione della nube in porzioni gerarchicamente sempre più piccole,<ref name=Clark2005>{{Cita pubblicazione|cognome=Clark|nome=Paul C.|coautori=Bonnell, Ian A.|titolo=The onset of collapse in turbulently supported molecular clouds|rivista=Mon.Not.R.Astron.Soc.|volume=361|pp=2–16|anno=2005|doi=10.1111/j.1365-2966.2005.09105.x|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005MNRAS.361....2C}}</ref> finché i frammenti non raggiungono una massa stellare.<ref name=Montmerle2006/><ref name=Pudritz2002/> Questi frammenti ''protostellari'' possiedono diametri dell'ordine dei 0,01–0,1&nbsp;[[parsec]] (2&nbsp;000–20&nbsp;000&nbsp;[[unità astronomica|unità astronomiche - UA]]) ed una densità di circa 10&nbsp;000–100&nbsp;000 particelle per cm<sup>3</sup>.<ref group="N">Si raffronti tale valore con la densità delle particelle sospese nell'aria al [[livello del mare]]: 2,8 ×10<sup>19</sup> cm<sup>−3</sup>.</ref><ref name=Pudritz2002/><ref name=Motte1998>{{cita pubblicazione|autore=F. Motte, P. Andre, R. Neri |titolo=The initial conditions of star formation in the ρ Ophiuchi main cloud: wide-field millimeter continuum mapping|rivista=Astronomy and Astrophysics|volume=336 |pp=150–172|anno=1998| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1998A%26A...336..150M}}</ref>
+Una tipica [[nube molecolare gigante]] possiede una densità dell'ordine delle 100 particelle al cm³, un diametro di oltre 100 [[anno luce|anni luce]], una [[massa (fisica)|massa]] superiore al milione di [[massa solare|masse solari]] (M<sub>☉</sub>)<ref>{{cita conferenza | autore=J. P. Williams, L. Blitz, C. F. McKee | titolo=The Structure and Evolution of Molecular Clouds: from Clumps to Cores to the IMF |p=97 | conferenza=Protostars and Planets IV | anno=2000 | url=https://arxiv.org/abs/astro-ph/9902246 | accesso=3 maggio 2019 | urlarchivio=https://web.archive.org/web/20190620043410/https://arxiv.org/abs/astro-ph/9902246 | urlmorto=no }}</ref> e una temperatura media, all'interno, di 10&nbsp;[[kelvin|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 [[forza di gravità|gravità]], con verso centripeto, si equivalgono. Nel corso dei milioni di anni, tuttavia, i [[turbolenza|moti turbolenti]] interni del gas o influenze esterne (esplosioni di [[supernova]]e, [[galassie interagenti|interazioni tra galassie]] ecc.<ref name="scienze star form" />) determinano una maggiore suscettibilità al collasso gravitazionale e una frammentazione della nube in porzioni gerarchicamente sempre più piccole,<ref name="Clark2005">{{Cita pubblicazione |nome=Paul C. |cognome=Clark |coautori=Bonnell, Ian A. |anno=2005 |titolo=The onset of collapse in turbulently supported molecular clouds |rivista=Mon.Not.R.Astron.Soc. |volume=361 |pp=2-16 |accesso=31 marzo 2011 |doi=10.1111/j.1365-2966.2005.09105.x |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005MNRAS.361....2C |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20181020213643/http://adsabs.harvard.edu/abs/2005MNRAS.361....2C |urlmorto=no}}</ref> finché i frammenti non raggiungono una massa stellare.<ref name=Montmerle2006/><ref name=Pudritz2002/> Questi frammenti ''protostellari'' possiedono diametri dell'ordine dei 0,01–0,1&nbsp;[[parsec]] (2&nbsp;000–20&nbsp;000&nbsp;[[unità astronomica|unità astronomiche - UA]]) e una densità di circa 10&nbsp;000–100&nbsp;000 particelle per cm³.<ref group="N">Si raffronti tale valore con la densità delle particelle sospese nell'aria al [[livello del mare]]: 2,8 ×10<sup>19</sup> cm<sup>−3</sup>.</ref><ref name=Pudritz2002/><ref name="Motte1998">{{Cita pubblicazione |autore=F. Motte, P. Andre, R. Neri |anno=1998 |titolo=The initial conditions of star formation in the ρ Ophiuchi main cloud: wide-field millimeter continuum mapping |rivista=Astronomy and Astrophysics |volume=336 |pp=150-172 |accesso=31 marzo 2011 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1998A%26A...336..150M |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20210629113042/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1998A%26A...336..150M/abstract |urlmorto=no }}</ref>
-Il collasso iniziale di una nebulosa protostellare di massa solare dura circa 100&nbsp;000 anni.<ref name=Montmerle2006/><ref name=Pudritz2002/> 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;<ref name=Stahler1980/> questo nucleo costituisce il primitivo embrione della futura stella.<ref name=Montmerle2006/><ref name=Stahler1980/> 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]];<ref name=Nakamoto1995/><ref name=Yorke1999/> di conseguenza il gas della nube non ricade direttamente sul nucleo centrale, ma viene costretto in una [[disco di accrescimento|struttura discoidale]], allineata col piano [[equatore|equatoriale]] dell'embrione, in cui la [[materia (fisica)|materia]] gradualmente spiraleggia verso il nucleo centrale in fase di [[accrescimento (astronomia)|accrescimento]].<ref name=Montmerle2006/><ref name=Nakamoto1995>{{cita pubblicazione|autore=T. Nakamoto, Y. Nakagawa |titolo=Formation, early evolution, and gravitational stability of protoplanetary disks |rivista=The Astrophysical Journal| volume=421|pp=640–650|anno=1994|doi=10.1086/173678| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1994ApJ...421..640N }}</ref><ref name=Yorke1999>{{cita pubblicazione|autore=H. W. Yorke, P. Bodenheimer | titolo=The formation of protostellar disks. III. The influence of gravitationally induced angular momentum transport on disk structure and appearance| rivista=The Astrophysical Journal|volume=525|pp=330–342| anno=1999|doi=10.1086/307867| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999ApJ...525..330Y}}</ref> Quando questa fase di accrescimento si arresta si ha la formazione della [[protostella]].<ref name=Stahler1980/> 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,<ref name=Andre1994/> la cui [[opacità]] è così elevata da bloccare anche la [[radiazione millimetrica]];<ref name=Montmerle2006/><ref name=Andre1994/> alle [[radiazione Terahertz|lunghezze d'onda submillimetriche]] tali strutture appaiono invece come degli addensamenti brillanti.<ref name=Motte1998/> Gli astrofisici definiscono questa fase evolutiva della protostella come "[[oggetto stellare giovane#Distribuzione spettrale dell'energia (SED)|classe 0]]".<ref name=Andre1994>{{cita pubblicazione| autore=P. Andre, T. Montmerle|titolo=From T Tauri stars protostars: circumstellar material and young stellar objects in the ρ Ophiuchi cloud|rivista=The Astrophysical Journal|volume=420|pp=837–862|anno=1994|doi=10.1086/173608| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1994ApJ...420..837A}}</ref> Il collasso è spesso accompagnato dall'emissione, lungo l'asse di rotazione della protostella, di [[flusso molecolare bipolare|getti bipolari]], frutto forse dell'interazione del disco con le [[linea di campo|linee di forza]] del [[campo magnetico stellare|campo magnetico protostellare]], che si dipartono dai [[polo geografico|poli]] della protostella probabilmente allo scopo di disperdere l'eccesso di momento angolare che altrimenti condurrebbe la protostella alla frammentazione.<ref name="stelle mass"/> Tali getti sono spesso osservati nelle regioni di formazione stellare sotto forma di [[oggetto di Herbig-Haro|oggetti di Herbig-Haro]].<ref name=Lee2000>{{cita pubblicazione| autore=C.-F. Lee, L. G. Mundy, B. Reipurth et al.|titolo=CO outflows from young stars: confronting the jet and wind models|rivista=The Astrophysical Journal|volume=542|pp=925–945|anno=2000|doi=10.1086/317056|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000ApJ...542..925L}}</ref>
+Il collasso iniziale di una nebulosa protostellare di massa solare dura circa 100&nbsp;000 anni.<ref name=Montmerle2006/><ref name=Pudritz2002/> 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;<ref name=Stahler1980/> questo nucleo costituisce il primitivo embrione della futura stella.<ref name=Montmerle2006/><ref name=Stahler1980/> 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]];<ref name=Nakamoto1995/><ref name=Yorke1999/> di conseguenza il gas della nube non ricade direttamente sul nucleo centrale, ma viene costretto in una [[disco di accrescimento|struttura discoidale]], allineata col piano [[equatore|equatoriale]] dell'embrione, in cui la [[materia (fisica)|materia]] gradualmente spiraleggia verso il nucleo centrale in fase di [[accrescimento (astronomia)|accrescimento]].<ref name=Montmerle2006/><ref name="Nakamoto1995">{{Cita pubblicazione |autore=T. Nakamoto, Y. Nakagawa |anno=1994 |titolo=Formation, early evolution, and gravitational stability of protoplanetary disks |rivista=The Astrophysical Journal |volume=421 |pp=640-650 |accesso=31 marzo 2011 |doi=10.1086/173678 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1994ApJ...421..640N |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20210629113051/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1994ApJ...421..640N/abstract |urlmorto=no}}</ref><ref name="Yorke1999">{{Cita pubblicazione |autore=H. W. Yorke, P. Bodenheimer |anno=1999 |titolo=The formation of protostellar disks. III. The influence of gravitationally induced angular momentum transport on disk structure and appearance |rivista=The Astrophysical Journal |volume=525 |pp=330-342 |accesso=31 marzo 2011 |doi=10.1086/307867 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999ApJ...525..330Y |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20140627185645/http://adsabs.harvard.edu/abs/1999ApJ...525..330Y |urlmorto=no}}</ref> Quando questa fase di accrescimento si arresta si ha la formazione della [[protostella]].<ref name=Stahler1980/> 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,<ref name=Andre1994/> la cui [[opacità]] è così elevata da bloccare anche la [[radiazione millimetrica]];<ref name=Montmerle2006/><ref name=Andre1994/> alle [[radiazione Terahertz|lunghezze d'onda submillimetriche]] tali strutture appaiono invece come degli addensamenti brillanti.<ref name=Motte1998/> Gli astrofisici definiscono questa fase evolutiva della protostella come "[[oggetto stellare giovane#Distribuzione spettrale dell'energia (SED)|classe 0]]".<ref name="Andre1994">{{Cita pubblicazione |autore=P. Andre, T. Montmerle |anno=1994 |titolo=From T Tauri stars protostars: circumstellar material and young stellar objects in the ρ Ophiuchi cloud |rivista=The Astrophysical Journal |volume=420 |pp=837-862 |accesso=31 marzo 2011 |doi=10.1086/173608 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1994ApJ...420..837A |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20181020212620/http://adsabs.harvard.edu/abs/1994ApJ...420..837A |urlmorto=no}}</ref> Il collasso è spesso accompagnato dall'emissione, lungo l'asse di rotazione della protostella, di [[flusso molecolare bipolare|getti bipolari]], frutto forse dell'interazione del disco con le [[linea di campo|linee di forza]] del [[campo magnetico stellare|campo magnetico protostellare]], che si dipartono dai [[polo geografico|poli]] della protostella probabilmente allo scopo di disperdere l'eccesso di momento angolare che altrimenti condurrebbe la protostella alla frammentazione.<ref name="stelle mass" /> Tali getti sono spesso osservati nelle regioni di formazione stellare sotto forma di [[oggetto di Herbig-Haro|oggetti di Herbig-Haro]].<ref name="Lee2000">{{Cita pubblicazione |autore=C.-F. Lee, L. G. Mundy, B. Reipurth et al. |anno=2000 |titolo=CO outflows from young stars: confronting the jet and wind models |rivista=The Astrophysical Journal |volume=542 |pp=925-945 |accesso=31 marzo 2011 |doi=10.1086/317056 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000ApJ...542..925L |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20210629113051/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2000ApJ...542..925L/abstract |urlmorto=no}}</ref>
 [[File:Embedded Outflow in Herbig-Haro object HH 46 47.jpg|left|thumb|upright=1.1|Immagine infrarossa ripresa dal [[telescopio spaziale Spitzer]] dei getti polari emessi nell'oggetto di Herbig-Haro [[HH 46/47]].]]
-La [[luminosità (fisica)|luminosità]] di una protostella di classe 0 è elevata: una protostella di massa solare può irradiare fino a 100 volte il [[luminosità solare|quantitativo di energia irradiato dal Sole]].<ref name=Andre1994/> La principale fonte energetica della protostella è il collasso stesso, dato che in questa fase ancora precoce la protostella non [[fusione nucleare|fonde]] idrogeno.<ref name=Stahler1980>{{cita pubblicazione|autore= S. W. Stahler, F. H. Shu, R. E. Taam |titolo=The evolution of protostars: II The hydrostatic core |rivista=The Astrophysical Journal |volume=242 |pp=226–241|anno=1980| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1980ApJ...242..226S|doi=10.1086/158459}}</ref><ref name=Stahler1988/>
+La [[luminosità (fisica)|luminosità]] di una protostella di classe 0 è elevata: una protostella di massa solare può irradiare fino a 100 volte il [[luminosità solare|quantitativo di energia irradiato dal Sole]].<ref name=Andre1994/> La principale fonte energetica della protostella è il collasso stesso, dato che in questa fase ancora precoce la protostella non [[fusione nucleare|fonde]] idrogeno.<ref name="Stahler1980">{{Cita pubblicazione |autore=S. W. Stahler, F. H. Shu, R. E. Taam |anno=1980 |titolo=The evolution of protostars: II The hydrostatic core |rivista=The Astrophysical Journal |volume=242 |pp=226-241 |accesso=31 marzo 2011 |doi=10.1086/158459 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1980ApJ...242..226S |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20140703191821/http://adsabs.harvard.edu/abs/1980ApJ...242..226S |urlmorto=no}}</ref><ref name=Stahler1988/>
-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 [[luce visibile|visibile]].<ref name=Motte1998/> A questo punto, circa 100&nbsp;000 anni dopo l'inizio del collasso,<ref name=Montmerle2006 /> la stella inizia a fondere un [[isotopo]] dell'idrogeno, il [[deuterio]].<ref name=Stahler1988>{{cita pubblicazione| autore=S. Stahler | titolo=Deuterium and the Stellar Birthline |rivista=The Astrophysical Journal| volume=332| pp=804–825| anno=1988| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1988ApJ...332..804S|doi=10.1086/166694}}</ref> L'oggetto diviene così una [[stella T Tauri]] ed entra a far parte della classe I.<ref name=Andre1994/><ref group="N">Le stelle T Tauri sono [[stella pre-sequenza principale|stelle pre-sequenza principale]] con masse inferiori a 2,5 [[massa solare|M<sub>☉</sub>]] 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. {{cita|Mohanty}}, 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. {{cita|Martin}}, 1994).</ref><ref name=Mohanty2005>{{cita pubblicazione|cid=Mohanty| autore=S. Mohanty, R. Jayawardhana, G. Basri |titolo=The T Tauri Phase down to Nearly Planetary Masses: Echelle Spectra of 82 Very Low Mass Stars and Brown Dwarfs| rivista=The Astrophysical Journal|volume=626|pp=498–522|anno=2005 |doi=10.1086/429794 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...626..498M}}</ref> 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.<ref name=Motte1998/>
+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 [[luce visibile|visibile]].<ref name=Motte1998/> A questo punto, circa 100&nbsp;000 anni dopo l'inizio del collasso,<ref name=Montmerle2006 /> la stella inizia a fondere un [[isotopo]] dell'idrogeno, il [[deuterio]].<ref name="Stahler1988">{{Cita pubblicazione |autore=S. Stahler |anno=1988 |titolo=Deuterium and the Stellar Birthline |rivista=The Astrophysical Journal |volume=332 |pp=804-825 |accesso=31 marzo 2011 |doi=10.1086/166694 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1988ApJ...332..804S |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20140703190902/http://adsabs.harvard.edu/abs/1988ApJ...332..804S |urlmorto=no}}</ref> L'oggetto diviene così una [[stella T Tauri]] ed entra a far parte della classe I.<ref name=Andre1994/><ref group="N">Le stelle T Tauri sono [[stella pre-sequenza principale|stelle pre-sequenza principale]] con masse inferiori a 2,5 [[massa solare|M<sub>☉</sub>]] 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. {{Cita |Mohanty}}, 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. {{Cita |Martin}}, 1994).</ref><ref name="Mohanty2005">{{Cita pubblicazione |autore=S. Mohanty, R. Jayawardhana, G. Basri |anno=2005 |titolo=The T Tauri Phase down to Nearly Planetary Masses: Echelle Spectra of 82 Very Low Mass Stars and Brown Dwarfs |rivista=The Astrophysical Journal |volume=626 |pp=498-522 |accesso=31 marzo 2011 |doi=10.1086/429794 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...626..498M |cid=Mohanty |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20210629113058/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...626..498M/abstract |urlmorto=no}}</ref> 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.<ref name=Motte1998/>
-Circa un milione di anni dopo<ref name=Montmerle2006/> l'inviluppo scompare, essendo stato completamente assorbito dal disco, mentre la giovane T Tauri al suo centro diviene ben visibile.<ref name=Martin1994>{{cita pubblicazione |cid=Martin |autore=E. L. Martin, R. Rebolo, A. Magazzu, Y. V. Pavlenko |titolo=Pre-main sequence lithium burning |rivista=Astronomy and Astrophysics|volume=282|pp=503–517|anno=1994| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1994A%26A...282..503M}}</ref> La massa del disco intorno ad una T Tauri classica corrisponde a circa l'1–3% della massa della giovane stella, e determina un suo ulteriore accrescimento al ritmo di 10<sup>−7</sup>–10<sup>−9</sup> masse solari all'anno;<ref name=Hartmann1998>{{cita pubblicazione|autore=L. Hartmann, N. Calvet, E. Gullbring, P. D'Alessio |titolo=Accretion and the evolution of T Tauri disks|rivista=The Astrophysical Journal|volume=495|pp=385–400|anno=1998|doi=10.1086/305277|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1998ApJ...495..385H}}</ref> spesso è presente una coppia di [[getto polare|getti polari]] perpendicolari al piano del disco.<ref name=Shu1997/> Il processo di accrescimento spiega tutte le particolarità delle T Tauri classiche: intensi flussi (fino al 100% della luminosità della stella) e intense [[spettro di emissione|linee di emissione]] presenti nel suo spettro.<ref group="N">In realtà le linee di emissione si formano quando il gas accresciuto colpisce la fotosfera della stella, il che si verifica intorno ai suoi [[polo magnetico (astronomia)|poli magnetici]]. Cfr. {{cita|Muzerolle}}, 2001.</ref><ref name="muzerolle2001">{{cita pubblicazione|cid= Muzerolle| autore=J. Muzerolle, N. Calvet, L. Hartmann|titolo= Emission-line diagnostics of T Tauri magnetospheric accretion. II. Improved model tests and insights into accretion physics|rivista=The Astrophysical Journal|volume=550|pp=944–961|anno=2001|doi=10.1086/319779| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001ApJ...550..944M}}</ref> La fase di T Tauri classica si conclude dopo una decina di milioni di anni,<ref name=Montmerle2006/> tempo necessario perché nel [[nucleo solare|nucleo]] siano raggiunte le condizioni di temperatura e pressione adatte all'innesco della fusione dell'idrogeno [[Prozio (chimica)|pròzio]]; la stella entra così nella [[sequenza principale]].<ref name=Stahler1980/>
+Circa un milione di anni dopo<ref name=Montmerle2006/> l'inviluppo scompare, essendo stato completamente assorbito dal disco, mentre la giovane T Tauri al suo centro diviene ben visibile.<ref name="Martin1994">{{Cita pubblicazione |autore=E. L. Martin, R. Rebolo, A. Magazzu, Y. V. Pavlenko |anno=1994 |titolo=Pre-main sequence lithium burning |rivista=Astronomy and Astrophysics |volume=282 |pp=503-517 |accesso=31 marzo 2011 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1994A%26A...282..503M |cid=Martin |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20070918080223/http://adsabs.harvard.edu/abs/1994A%26A...282..503M |urlmorto=no}}</ref> La massa del disco intorno ad una T Tauri classica corrisponde a circa l'1–3% della massa della giovane stella, e determina un suo ulteriore accrescimento al ritmo di 10<sup>−7</sup>–10<sup>−9</sup> masse solari all'anno;<ref name="Hartmann1998">{{Cita pubblicazione |autore=L. Hartmann, N. Calvet, E. Gullbring, P. D'Alessio |anno=1998 |titolo=Accretion and the evolution of T Tauri disks |rivista=The Astrophysical Journal |volume=495 |pp=385-400 |accesso=31 marzo 2011 |doi=10.1086/305277 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1998ApJ...495..385H |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20140627200252/http://adsabs.harvard.edu/abs/1998ApJ...495..385H |urlmorto=no}}</ref> spesso è presente una coppia di [[getto polare|getti polari]] perpendicolari al piano del disco.<ref name=Shu1997/> Il processo di accrescimento spiega tutte le particolarità delle T Tauri classiche: intensi flussi (fino al 100% della luminosità della stella) e intense [[spettro di emissione|linee di emissione]] presenti nel suo spettro.<ref group="N">In realtà le linee di emissione si formano quando il gas accresciuto colpisce la fotosfera della stella, il che si verifica intorno ai suoi [[polo magnetico (astronomia)|poli magnetici]]. Cfr. {{Cita |Muzerolle}}, 2001.</ref><ref name="muzerolle2001">{{Cita pubblicazione |autore=J. Muzerolle, N. Calvet, L. Hartmann |anno=2001 |titolo=Emission-line diagnostics of T Tauri magnetospheric accretion. II. Improved model tests and insights into accretion physics |rivista=The Astrophysical Journal |volume=550 |pp=944-961 |accesso=31 marzo 2011 |doi=10.1086/319779 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001ApJ...550..944M |cid=Muzerolle |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20140627012307/http://adsabs.harvard.edu/abs/2001ApJ...550..944M |urlmorto=no}}</ref> La fase di T Tauri classica si conclude dopo una decina di milioni di anni,<ref name=Montmerle2006/> tempo necessario perché nel [[nucleo solare|nucleo]] siano raggiunte le condizioni di temperatura e pressione adatte all'innesco della fusione dell'idrogeno [[Prozio (chimica)|pròzio]]; la stella entra così nella [[sequenza principale]].<ref name=Stahler1980/>
 === Dal disco di accrescimento al disco protoplanetario ===
 {{Vedi anche|Disco di accrescimento|Disco protoplanetario}}
 [[File:M42proplyds.jpg|thumb|upright=1.3|Un [[disco protoplanetario]] attorno ad una giovanissima stella nata nella [[Nebulosa di Orione]].]]
-Come si è visto, la presenza di un [[disco circumstellare]] è una conseguenza della necessità della stella in formazione di disperdere l'eccesso di momento angolare; di conseguenza, è una struttura che si forma precocemente durante la formazione stellare, ma risulta inosservabile per buona parte delle fasi iniziali per via dell'[[opacità]] dei gas e delle polveri circostanti.<ref name=Andre1994/> Il disco di una protostella di classe 0 è un tipico disco di accrescimento, massiccio e caldo,<ref name=Nakamoto1995/><ref name=Yorke1999/> con una temperatura che facilmente supera i 400&nbsp;[[Kelvin|K]] entro 5&nbsp;UA e i 1&nbsp;000&nbsp;K entro 1&nbsp;UA.<ref name=Chick1997>{{cita pubblicazione|autore=K. M. Chick, P. Cassen |titolo=Thermal processing of interstellar dust grains in the primitive solar environment |rivista=The Astrophysical Journal |volume=477 |pp=398–409 | anno=1997 |doi=10.1086/303700 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997ApJ...477..398C}}</ref> Tali temperature, dovute al riscaldamento determinato dalla dissipazione delle turbolenze viscose interne e dal moto di [[caduta libera]] del gas verso il centro,<ref name=Nakamoto1995/><ref name=Yorke1999/> fanno sì che gli elementi più volatili, come l'[[acqua]], diversi [[chimica organica|composti organici]] e alcune [[roccia|rocce]], evaporino, relegandoli nelle regioni più periferiche del disco e lasciando nelle regioni interne i materiali a più alto punto di sublimazione, come il [[ferro]].<ref name=Chick1997/>
+Come si è visto, la presenza di un [[disco circumstellare]] è una conseguenza della necessità della stella in formazione di disperdere l'eccesso di momento angolare; di conseguenza, è una struttura che si forma precocemente durante la formazione stellare, ma risulta inosservabile per buona parte delle fasi iniziali per via dell'[[opacità]] dei gas e delle polveri circostanti.<ref name=Andre1994/> Il disco di una protostella di classe 0 è un tipico disco di accrescimento, massiccio e caldo,<ref name=Nakamoto1995/><ref name=Yorke1999/> con una temperatura che facilmente supera i 400&nbsp;[[Kelvin|K]] entro 5&nbsp;UA e i 1&nbsp;000&nbsp;K entro 1&nbsp;UA.<ref name="Chick1997">{{Cita pubblicazione |autore=K. M. Chick, P. Cassen |anno=1997 |titolo=Thermal processing of interstellar dust grains in the primitive solar environment |rivista=The Astrophysical Journal |volume=477 |pp=398-409 |accesso=31 marzo 2011 |doi=10.1086/303700 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997ApJ...477..398C |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20210629113032/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1997ApJ...477..398C/abstract |urlmorto=no}}</ref> Tali temperature, dovute al riscaldamento determinato dalla dissipazione delle turbolenze viscose interne e dal moto di [[caduta libera]] del gas verso il centro,<ref name=Nakamoto1995/><ref name=Yorke1999/> fanno sì che gli elementi più volatili, come l'[[acqua]], diversi [[chimica organica|composti organici]] e alcune [[roccia|rocce]], evaporino, relegandoli nelle regioni più periferiche del disco e lasciando nelle regioni interne i materiali a più alto punto di sublimazione, come il [[ferro]].<ref name=Chick1997/>
-Il principale problema nella fisica dei dischi di accrescimento concerne le modalità che conducono alla formazione delle turbolenze e i meccanismi responsabili delle alte viscosità riscontrate.<ref name=Montmerle2006/> La viscosità turbolenta è ritenuta responsabile del trasferimento di massa dall'inviluppo gassoso verso la protostella centrale e del momento angolare verso la periferia del disco; quest'ultima condizione è vitale perché l'accrescimento possa proseguire, dal momento che il gas può accrescere la protostella solo se questa perde gran parte del proprio momento angolare.<ref name=Nakamoto1995/><ref name=Klahr2003>{{cita pubblicazione |autore=H. H. Klahr, P. Bodenheimer|titolo=Turbulence in accretion disks: vorticity generation and angular momentum transport via the global baroclinic instability| rivista=The Astrophysical Journal|volume=582|pp=869–892| anno=2003|doi=10.1086/344743|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...582..869K}}</ref> Il risultato di questo processo è la crescita sia della protostella sia del raggio del disco, che può raggiungere anche 1&nbsp;000&nbsp;UA se il momento angolare iniziale della nebulosa è sufficientemente grande.<ref name=Yorke1999/> Vasti dischi sono normalmente osservati in molte regioni di formazione stellare, come la [[Nebulosa di Orione]].<ref name=Padgett1999>{{cita pubblicazione|autore=D. L. Padgett, W. Brandner, K. L. Stapelfeldt, et al.|titolo=Hubble space telescope/nicmos imaging of disks and envelopes around very young stars|rivista=The Astronomical Journal|volume=117|pp=1490–1504|anno=1999|doi=10.1086/300781| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999AJ....117.1490P}}</ref>
+Il principale problema nella fisica dei dischi di accrescimento concerne le modalità che conducono alla formazione delle turbolenze e i meccanismi responsabili delle alte viscosità riscontrate.<ref name=Montmerle2006/> La viscosità turbolenta è ritenuta responsabile del trasferimento di massa dall'inviluppo gassoso verso la protostella centrale e del momento angolare verso la periferia del disco; quest'ultima condizione è vitale perché l'accrescimento possa proseguire, dal momento che il gas può accrescere la protostella solo se questa perde gran parte del proprio momento angolare.<ref name=Nakamoto1995/><ref name="Klahr2003">{{Cita pubblicazione |autore=H. H. Klahr, P. Bodenheimer |anno=2003 |titolo=Turbulence in accretion disks: vorticity generation and angular momentum transport via the global baroclinic instability |rivista=The Astrophysical Journal |volume=582 |pp=869-892 |accesso=31 marzo 2011 |doi=10.1086/344743 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...582..869K |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20210629113049/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...582..869K/abstract |urlmorto=no}}</ref> Il risultato di questo processo è la crescita sia della protostella sia del raggio del disco, che può raggiungere anche 1&nbsp;000&nbsp;UA se il momento angolare iniziale della nebulosa è sufficientemente grande.<ref name=Yorke1999/> Vasti dischi sono normalmente osservati in molte regioni di formazione stellare, come la [[Nebulosa di Orione]].<ref name="Padgett1999">{{Cita pubblicazione |autore=D. L. Padgett, W. Brandner, K. L. Stapelfeldt, et al. |anno=1999 |titolo=Hubble space telescope/nicmos imaging of disks and envelopes around very young stars |rivista=The Astronomical Journal |volume=117 |pp=1490-1504 |accesso=31 marzo 2011 |doi=10.1086/300781 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999AJ....117.1490P |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20171120171809/http://adsabs.harvard.edu/abs/1999AJ....117.1490P |urlmorto=no}}</ref>
 [[File:Debris disk AU Mic HST.jpg|thumb|left|upright=1.3|Il disco che circonda la stella [[AU Microscopii]] osservato dal [[telescopio spaziale Hubble]].]]
-La vita dei dischi d'accrescimento è di circa 10 milioni di anni.<ref name=Haisch2001/> Quando la stella nascente raggiunge la fase di T Tauri classica, il disco diviene più sottile e si raffredda,<ref name=Hartmann1998/> permettendo ai materiali meno volatili presenti nelle regioni più interne, come i [[silicati]], di condensare ed eventualmente [[Cristallizzazione|cristallizzare]], formando dei granuli di [[polvere interstellare|polvere]] grandi 0,1–1&nbsp;µm.<ref name=Kessler-Silacci2006/> Il disco diviene così ''protoplanetario''.<ref name=Montmerle2006/><ref name=Haisch2001>{{cita pubblicazione|autore=K. E. Haisch, E. A. Lada, C. J. Lada |titolo=Disk frequencies and lifetimes in young clusters| rivista=The Astrophysical Journal|volume=553|pp=L153–L156| anno=2001|doi=10.1086/320685| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001ApJ...553L.153H}}</ref><ref name=Megeath2005>{{cita pubblicazione| autore=S. T. Megeath, L. Hartmann, K. L. Luhmann, G. G. Fazio |titolo=Spitzer/IRAC photometry of the ρ Chameleontis association| rivista= The Astrophysical Journal| volume=634| pp=L113–L116| anno=2005|doi=10.1086/498503| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...634L.113M}}</ref> Il trasferimento della materia dalle regioni più esterne verso il centro del disco permette ai granuli di nuova formazione di "mescolarsi" con quelli preesistenti provenienti dalla periferia, che contengono materia organica e altri materiali volatili. Questo fenomeno spiegherebbe alcune peculiarità nella composizione dei [[corpo minore|corpi minori]] del sistema solare, come la presenza di residui di polvere interstellare nei [[meteoriti]] più antichi ed inclusioni refrattarie nelle [[cometa|comete]].<ref name=Chick1997/>
+La vita dei dischi d'accrescimento è di circa 10 milioni di anni.<ref name=Haisch2001/> Quando la stella nascente raggiunge la fase di T Tauri classica, il disco diviene più sottile e si raffredda,<ref name=Hartmann1998/> permettendo ai materiali meno volatili presenti nelle regioni più interne, come i [[silicati]], di condensare ed eventualmente [[Cristallizzazione|cristallizzare]], formando dei granuli di [[polvere interstellare|polvere]] grandi 0,1–1&nbsp;µm.<ref name=Kessler-Silacci2006/> Il disco diviene così ''protoplanetario''.<ref name=Montmerle2006/><ref name="Haisch2001">{{Cita pubblicazione |autore=K. E. Haisch, E. A. Lada, C. J. Lada |anno=2001 |titolo=Disk frequencies and lifetimes in young clusters |rivista=The Astrophysical Journal |volume=553 |pp=L153–L156 |accesso=31 marzo 2011 |doi=10.1086/320685 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001ApJ...553L.153H |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20190508151756/http://adsabs.harvard.edu/abs/2001ApJ...553L.153H |urlmorto=no}}</ref><ref name="Megeath2005">{{Cita pubblicazione |autore=S. T. Megeath, L. Hartmann, K. L. Luhmann, G. G. Fazio |anno=2005 |titolo=Spitzer/IRAC photometry of the ρ Chameleontis association |rivista=The Astrophysical Journal |volume=634 |pp=L113–L116 |accesso=31 marzo 2011 |doi=10.1086/498503 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...634L.113M |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20210629113039/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...634L.113M/abstract |urlmorto=no}}</ref> Il trasferimento della materia dalle regioni più esterne verso il centro del disco permette ai granuli di nuova formazione di "mescolarsi" con quelli preesistenti provenienti dalla periferia, che contengono materia organica e altri materiali volatili. Questo fenomeno spiegherebbe alcune peculiarità nella composizione dei [[corpo minore|corpi minori]] del sistema solare, come la presenza di residui di polvere interstellare nei [[meteoriti]] più antichi e inclusioni refrattarie nelle [[cometa|comete]].<ref name=Chick1997/>
-L'[[instabilità di Jeans|instabilità gravitazionale]] del disco può determinarne la frammentazione in cospicui ammassi, i più densi dei quali possono collassare,<ref name=Klahr2003/> determinando la rapida formazione (si stima in circa 1&nbsp;000 anni) di alcuni [[gigante gassoso|giganti gassosi]]<ref name=Boss2003>{{cita pubblicazione|autore=A. P. Boss |titolo=Rapid formation of outer giant planets by disk instability |rivista=The Astrophysical Journal| volume=599|pp=577–581| anno=2003|doi=10.1086/379163|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...599..577B}}</ref> o persino [[nana bruna|nane brune]].<ref name=Stamatellosetal2007>{{cita pubblicazione|autore=D. Stamatellos, D. A. Hubber, A. P. Whitworth |titolo=Brown dwarf formation by gravitational fragmentation of massive, extended protostellar discs| rivista= Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters|volume=382|pp=L30–L34|anno=2007|doi=10.1111/j.1745-3933.2007.00383.x|url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?arXiv:0708.2827}}</ref> Sembra però che questo meccanismo di formazione planetaria sia appannaggio solamente dei dischi più massicci (0,3 M<sub>☉</sub>, per raffronto in media i dischi hanno una massa di 0,01–0,03 M<sub>☉</sub>); dal momento che dischi con simili masse sono rari, tale meccanismo risulta alquanto infrequente.<ref name=Montmerle2006/><ref name=Wurchterl2004>{{Cita libro |autore = G. Wurchterl |capitolo = Planet Formation Towards Estimating Galactic Habitability |titolo = Astrobiology:Future Perspectives |curatore=P. Ehrenfreund et al.|editore = Kluwer Academic Publishers |anno = 2005 |lingua = inglese |url_capitolo = http://www.springerlink.com/content/pr4rj4240383l585/ |accesso=27 marzo 2011 |pagine = 67–96|doi = 10.1007/1-4020-2305-7_4 |volume=305 }}</ref>
+L'[[instabilità di Jeans|instabilità gravitazionale]] del disco può determinarne la frammentazione in cospicui ammassi, i più densi dei quali possono collassare,<ref name=Klahr2003/> determinando la rapida formazione (si stima in circa 1&nbsp;000 anni) di alcuni [[gigante gassoso|giganti gassosi]]<ref name="Boss2003">{{Cita pubblicazione |autore=A. P. Boss |anno=2003 |titolo=Rapid formation of outer giant planets by disk instability |rivista=The Astrophysical Journal |volume=599 |pp=577-581 |accesso=31 marzo 2011 |doi=10.1086/379163 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...599..577B |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20210629113110/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...599..577B/abstract |urlmorto=no}}</ref> o persino [[nana bruna|nane brune]].<ref name="Stamatellosetal2007">{{Cita pubblicazione |autore=D. Stamatellos, D. A. Hubber, A. P. Whitworth |anno=2007 |titolo=Brown dwarf formation by gravitational fragmentation of massive, extended protostellar discs |rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters |volume=382 |pp=L30–L34 |accesso=31 marzo 2011 |doi=10.1111/j.1745-3933.2007.00383.x |url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?arXiv:0708.2827 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20151106101541/http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?arXiv:0708.2827 |urlmorto=no}}</ref> Sembra però che questo meccanismo di formazione planetaria sia appannaggio solamente dei dischi più massicci (0,3 M<sub>☉</sub>, per raffronto in media i dischi hanno una massa di 0,01–0,03 M<sub>☉</sub>); dal momento che dischi con simili masse sono rari, tale meccanismo risulta alquanto infrequente.<ref name=Montmerle2006/><ref name="Wurchterl2004">{{Cita libro |autore=G. Wurchterl |curatore=P. Ehrenfreund et al. |titolo=Astrobiology:Future Perspectives |anno=2005 |editore=Kluwer Academic Publishers |lingua=inglese |pp=67-96 |volume=305 |capitolo=Planet Formation Towards Estimating Galactic Habitability |url=http://www.springerlink.com/content/pr4rj4240383l585/ |doi=10.1007/1-4020-2305-7_4 |accesso=7 febbraio 2022|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20180618123013/https://link.springer.com/chapter/10.1007%2F1-4020-2305-7_4|urlmorto=sì}}</ref>
 Dal momento che i planetesimi sono estremamente numerosi e ampiamente distribuiti lungo il disco, alcuni di questi non partecipano alla formazione di pianeti. Oggi si ritiene che gli [[asteroide|asteroidi]] e le [[comete]] costituiscano ciò che resta di antichi planetesimi frammentatisi a causa delle numerose collisioni succedutesi nel tempo.<ref name=Bottke2005/>
-Diversi possono essere i motivi che conducono alla scomparsa dei dischi protoplanetari: il loro assorbimento da parte della stella madre che si accresce o l'espulsione di materiale tramite i getti bipolari;<ref name=Hartmann1998/><ref name=Shu1997>{{Cita pubblicazione|cognome=Shu|nome=Frank H.|coautori=Shang, Hsian; Glassgold, Alfred E.; Lee, Typhoon|titolo=X-rays and Fluctuating X-Winds from Protostars|rivista=Science |volume=277|pp=1475–1479|anno=1997|doi=10.1126/science.277.5331.1475 |url=http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/277/5331/1475}}</ref> l'[[effetto Poynting-Robertson]];<ref>{{cita pubblicazione| autore=J. A. Burns, P. L. Lamy, S. Soter| data=ottobre 1979| titolo=Radiation Forces on Small Particles in the Solar System| rivista= Icarus| volume=40| pp=1-48| url= http://adsabs.harvard.edu/abs/1979Icar...40....1B|accesso=5 maggio 2011}}</ref> come conseguenza della [[fotoevaporazione]] da parte della [[radiazione ultravioletta|radiazione UV]] emessa dalla stella centrale durante la fase di T Tauri<ref name=Font2004>{{Cita pubblicazione|cognome=Font|nome=Andreea S.|coautori=McCarthy, Ian G.; Johnstone, Doug; Ballantyne, David R.|titolo=Photoevaporation of circumstellar disks around young stars|rivista=The Astrophysical Journal|volume=607|pp=890–903|anno=2004|doi=10.1086/383518| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ApJ...607..890F}}</ref> o da stelle vicine.<ref name=Adams2004>{{cita pubblicazione|autore=F. C. Adams, D. Hollenbach, G. Laughlin, U. Gorti |titolo=Photoevaporation of circumstellar disks due to external far-ultraviolet radiation in stellar aggregates|rivista=The Astrophysical Journal|volume=611|pp=360–379|anno=2004|doi=10.1086/421989| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ApJ...611..360A}}</ref> Il gas della porzione centrale può inoltre andare ad accrescere i pianeti in formazione oppure essere espulso da questi, mentre le polveri più leggere vengono spazzate via dalla [[pressione di radiazione]] della stella centrale. Il risultato finale sarà o la formazione di un sistema planetario o di un [[cintura asteroidale|disco di detriti residui]], oppure non ne rimarrà nulla, nell'eventualità che non sia stata possibile la formazione di planetesimi.<ref name=Montmerle2006/>
+Diversi possono essere i motivi che conducono alla scomparsa dei dischi protoplanetari: il loro assorbimento da parte della stella madre che si accresce o l'espulsione di materiale tramite i getti bipolari;<ref name=Hartmann1998/><ref name="Shu1997">{{Cita pubblicazione |nome=Frank H. |cognome=Shu |coautori=Shang, Hsian; Glassgold, Alfred E.; Lee, Typhoon |anno=1997 |titolo=X-rays and Fluctuating X-Winds from Protostars |rivista=Science |volume=277 |pp=1475-1479 |accesso=3 maggio 2019 |doi=10.1126/science.277.5331.1475 |url=https://www.sciencemag.org/cgi/content/full/277/5331/1475 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20090615091133/http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/277/5331/1475 |urlmorto=no}}</ref> l'[[effetto Poynting-Robertson]];<ref>{{Cita pubblicazione |autore=J. A. Burns, P. L. Lamy, S. Soter |data=ottobre 1979 |titolo=Radiation Forces on Small Particles in the Solar System |rivista=Icarus |volume=40 |pp=1-48 |accesso=5 maggio 2011 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1979Icar...40....1B |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20140630053303/http://adsabs.harvard.edu/abs/1979Icar...40....1B |urlmorto=no}}</ref> come conseguenza della [[fotoevaporazione]] da parte della [[radiazione ultravioletta|radiazione UV]] emessa dalla stella centrale durante la fase di T Tauri<ref name="Font2004">{{Cita pubblicazione |nome=Andreea S. |cognome=Font |coautori=McCarthy, Ian G.; Johnstone, Doug; Ballantyne, David R. |anno=2004 |titolo=Photoevaporation of circumstellar disks around young stars |rivista=The Astrophysical Journal |volume=607 |pp=890-903 |accesso=31 marzo 2011 |doi=10.1086/383518 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ApJ...607..890F |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20210629113104/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2004ApJ...607..890F/abstract |urlmorto=no}}</ref> o da stelle vicine.<ref name="Adams2004">{{Cita pubblicazione |autore=F. C. Adams, D. Hollenbach, G. Laughlin, U. Gorti |anno=2004 |titolo=Photoevaporation of circumstellar disks due to external far-ultraviolet radiation in stellar aggregates |rivista=The Astrophysical Journal |volume=611 |pp=360-379 |accesso=31 marzo 2011 |doi=10.1086/421989 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ApJ...611..360A |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20210629113056/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2004ApJ...611..360A/abstract |urlmorto=no}}</ref> Il gas della porzione centrale può inoltre andare ad accrescere i pianeti in formazione oppure essere espulso da questi, mentre le polveri più leggere vengono spazzate via dalla [[pressione di radiazione]] della stella centrale. Il risultato finale sarà o la formazione di un sistema planetario o di un [[cintura asteroidale|disco di detriti residui]], oppure non ne rimarrà nulla, nell'eventualità che non sia stata possibile la formazione di planetesimi.<ref name=Montmerle2006/>
 == Fasi della formazione dei pianeti ==
+{{Approfondimento
-{{Nota
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-|titolo = Cronologia della formazione planetaria<ref name="douglaslescienze"/>
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 === Riorganizzazione del disco protoplanetario e formazione dei planetesimi ===
-[[File:Solarnebula.jpg|thumb|left|upright=1.1|Rappresentazione artistica dell'interno di un disco protoplanetario.]]
+[[File:NASA-ExocometsAroundBetaPictoris-ArtistView-2.jpg|thumb|left|upright=1.4|Rappresentazione artistica del disco di gas e polveri che circonda un sistema planetario in formazione.]]
-Le particelle di polvere interagiscono con i gas presenti nel disco; i grani più grandi del millimetro orbitano attorno alla stella ad una velocità superiore al gas, il quale esercita un effetto di frenamento che li costringe a percorrere un'orbita a spirale verso il centro del disco.<ref name="douglaslescienze"/> Man mano che procedono verso il centro, i granuli di polvere si riscaldano e, giunti in corrispondenza di un preciso punto del sistema, la coltre di ghiaccio d'acqua che li riveste [[sublimazione|sublima]]. La regione in cui ciò avviene prende il nome di ''[[frost line]]'' o ''limite della neve'' e delimita il sistema in una regione interna, ove prevalgono le rocce, e una regione esterna, in cui invece si ha una prevalenza di materiali volatili allo stato solido.<ref name="douglaslescienze"/>
+Le particelle di polvere interagiscono con i gas presenti nel disco; i grani più grandi del millimetro orbitano attorno alla stella ad una velocità superiore al gas, il quale esercita un effetto di frenamento che li costringe a percorrere un'orbita a spirale verso il centro del disco.<ref name="douglaslescienze" /> Man mano che procedono verso il centro, i granuli di polvere si riscaldano e, giunti in corrispondenza di un preciso punto del sistema, la coltre di ghiaccio d'acqua che li riveste [[sublimazione|sublima]]. La regione in cui ciò avviene prende il nome di ''[[frost line]]'' o ''limite della neve'' e delimita il sistema in una regione interna, ove prevalgono le rocce, e una regione esterna, in cui invece si ha una prevalenza di materiali volatili allo stato solido.<ref name="douglaslescienze" />
-In corrispondenza della ''frost line'' le molecole d'acqua tendono ad accumularsi sui grani; si hanno così delle ripercussioni nelle proprietà dei gas, che determinano un abbassamento della pressione che viene compensato da un incremento della velocità di rotazione del gas. I grani di polvere in questo modo non subiscono più un rallentamento, bensì un'accelerazione che ne rallenta la ricaduta verso il centro del sistema.<ref name="douglaslescienze"/> Ciò determina un progressivo accumulo delle polveri in corrispondenza della ''frost line'', che favorisce le collisioni tra i granuli e la formazione di corpi di dimensioni maggiori, fino ad alcuni centimetri,<ref name=Michikoshi2006>{{cita pubblicazione|autore=S. Michikoshi, S. Inutsuka |titolo=A two-fluid analysis of the Kelvin-Helmholtz instability in the dusty layer of a protoplanetary disk: a possible path toward planetesimal formation through gravitational instability| rivista=The Astrophysical Journal| volume=641|pp=1131–1147|anno=2006| doi=10.1086/499799| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006ApJ...641.1131M}}</ref> alcuni dei quali proseguono nella loro avanzata verso le regioni interne del disco.<ref name="douglaslescienze"/> Segni di questa fase si osservano analizzando all'infrarosso lo spettro del disco.<ref name=Kessler-Silacci2006>{{cita pubblicazione|autore=J. Kessler-Silacci, J.-C. Augereau, C. P. Dullemond, et al.|titolo= c2d SPITZER IRS spectra of disks around T Tauri stars. I. Silicate emission and grain growth |rivista=The Astrophysical Journal|volume=639|pp=275–291|anno=2006|doi=10.1086/300781|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999AJ....117.1490P}}</ref> Ulteriori processi di aggregazione conducono alla formazione di blocchi rocciosi di dimensioni dell'ordine del chilometro, i [[planetesimi]], considerati i "mattoni" dei futuri pianeti.<ref name=Montmerle2006/><ref name=Michikoshi2006/>
+In corrispondenza della ''frost line'' le molecole d'acqua tendono ad accumularsi sui grani; si hanno così delle ripercussioni nelle proprietà dei gas, che determinano un abbassamento della pressione che viene compensato da un incremento della velocità di rotazione del gas. I grani di polvere in questo modo non subiscono più un rallentamento, bensì un'accelerazione che ne rallenta la ricaduta verso il centro del sistema.<ref name="douglaslescienze" /> Ciò determina un progressivo accumulo delle polveri in corrispondenza della ''frost line'', che favorisce le collisioni tra i granuli e la formazione di corpi di dimensioni maggiori, fino ad alcuni centimetri,<ref name="Michikoshi2006">{{Cita pubblicazione |autore=S. Michikoshi, S. Inutsuka |anno=2006 |titolo=A two-fluid analysis of the Kelvin-Helmholtz instability in the dusty layer of a protoplanetary disk: a possible path toward planetesimal formation through gravitational instability |rivista=The Astrophysical Journal |volume=641 |pp=1131-1147 |accesso=31 marzo 2011 |doi=10.1086/499799 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006ApJ...641.1131M |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20210629113032/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2006ApJ...641.1131M/abstract |urlmorto=no}}</ref> alcuni dei quali proseguono nella loro avanzata verso le regioni interne del disco.<ref name="douglaslescienze" /> Segni di questa fase si osservano analizzando all'infrarosso lo spettro del disco.<ref name="Kessler-Silacci2006">{{Cita pubblicazione |autore=J. Kessler-Silacci, J.-C. Augereau, C. P. Dullemond, et al. |anno=2006 |titolo=c2d SPITZER IRS spectra of disks around T Tauri stars. I. Silicate emission and grain growth |rivista=The Astrophysical Journal |volume=639 |pp=275-291 |accesso=31 marzo 2011 |doi=10.1086/300781 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999AJ....117.1490P |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20171120171809/http://adsabs.harvard.edu/abs/1999AJ....117.1490P |urlmorto=no}}</ref> Ulteriori processi di aggregazione conducono alla formazione di blocchi rocciosi di dimensioni dell'ordine del chilometro, i [[planetesimi]], considerati i "mattoni" dei futuri pianeti.<ref name=Montmerle2006/><ref name=Michikoshi2006/>
-Alcune recenti teorie ritengono improbabile che i planetesimi possano formarsi dalla collisione di pochi corpi di grandi dimensioni, per via del fatto che possiederebbero campi gravitazionali esigui e le [[Forza di Coulomb|interazioni elettrostatiche]] perderebbero di valore per corpi di dimensioni superiori a pochi centimetri. Per tale ragione, sarebbe più probabile che i planetesimi si formino dalla coalescenza di tanti piccoli corpi spinti dalla loro stessa gravità, simulando un collasso gravitazionale in piccola scala.<ref>{{cita pubblicazione| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2010AREPS..38..493C | titolo= Forming Planetesimals in Solar and Extrasolar Nebulae
+Alcune recenti teorie ritengono improbabile che i planetesimi possano formarsi dalla collisione di pochi corpi di grandi dimensioni, per via del fatto che possiederebbero campi gravitazionali esigui e le [[Forza di Coulomb|interazioni elettrostatiche]] perderebbero di valore per corpi di dimensioni superiori a pochi centimetri. Per tale ragione, sarebbe più probabile che i planetesimi si formino dalla coalescenza di tanti piccoli corpi spinti dalla loro stessa gravità, simulando un collasso gravitazionale in piccola scala.<ref>{{Cita pubblicazione |autore=E. Chiang, A. N. Youdin |data=maggio 2010 |titolo=Forming Planetesimals in Solar and Extrasolar Nebulae |rivista=Annual Review of Earth and Planetary Sciences |volume=38 |pp=493-522 |accesso=14 agosto 2011 |doi=10.1146/annurev-earth-040809-152513 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2010AREPS..38..493C |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20210629113113/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2010AREPS..38..493C/abstract |urlmorto=no}}</ref>
-|autore= E. Chiang, A. N. Youdin| rivista=Annual Review of Earth and Planetary Sciences| volume= 38| pp=493-522| data= maggio 2010 |doi=10.1146/annurev-earth-040809-152513| accesso=14 agosto 2011}}</ref>
 === Formazione dei protopianeti ===
-In seguito alla loro formazione, i planetesimi vanno incontro ad un processo noto come ''accrescimento galoppante'' (in inglese ''runaway accretion''),<ref name=Kokubo2002/> così detto perché il tasso di crescita della massa è proporzionale a {{nowrap|R<sup>4</sup>~M<sup>4/3</sup>}}, dove R ed M sono rispettivamente il raggio e la massa del corpo in crescita.<ref name=Thommes2003/> Dal momento che la velocità di accrescimento aumenta all'aumentare della massa, i corpi di dimensioni maggiori crescono più rapidamente e a spese dei corpi più piccoli.<ref name=Kokubo2002/> Questa fase dura tra i 10&nbsp;000 e i 100&nbsp;000 anni e si conclude quando i corpi di dimensioni maggiori raggiungono circa i 1&nbsp;000&nbsp;km di diametro.<ref name=Kokubo2002>{{cita pubblicazione|autore=E. Kokubo, S. Ida|titolo=Formation of protoplanet systems and diversity of planetary systems |rivista=The Astrophysical Journal|volume=581|pp=666–680|anno=2002| doi=10.1086/344105|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002ApJ...581..666K}}</ref> Il progressivo rallentamento della velocità di accrescimento è determinato dalle perturbazioni gravitazionali esercitate dai corpi più grandi sui restanti planetesimi,<ref name=Kokubo2002/><ref name=Thommes2003/> causando in aggiunta l'arresto della crescita dei corpi più piccoli.<ref name=Kokubo2002/>
+In seguito alla loro formazione, i planetesimi vanno incontro ad un processo noto come ''accrescimento galoppante'' (in inglese ''runaway accretion''),<ref name=Kokubo2002/> così detto perché il tasso di crescita della massa è proporzionale a {{Tutto attaccato|R<sup>4</sup>~M<sup>4/3</sup>}}, dove R ed M sono rispettivamente il raggio e la massa del corpo in crescita.<ref name=Thommes2003/> Dal momento che la velocità di accrescimento aumenta all'aumentare della massa, i corpi di dimensioni maggiori crescono più rapidamente e a spese dei corpi più piccoli.<ref name=Kokubo2002/> Questa fase dura tra i 10&nbsp;000 e i 100&nbsp;000 anni e si conclude quando i corpi di dimensioni maggiori raggiungono circa i 1&nbsp;000&nbsp;km di diametro.<ref name="Kokubo2002">{{Cita pubblicazione |autore=E. Kokubo, S. Ida |anno=2002 |titolo=Formation of protoplanet systems and diversity of planetary systems |rivista=The Astrophysical Journal |volume=581 |pp=666-680 |accesso=31 marzo 2011 |doi=10.1086/344105 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002ApJ...581..666K |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20210629113105/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2002ApJ...581..666K/abstract |urlmorto=no}}</ref> Il progressivo rallentamento della velocità di accrescimento è determinato dalle perturbazioni gravitazionali esercitate dai corpi più grandi sui restanti planetesimi,<ref name=Kokubo2002/><ref name=Thommes2003/> causando in aggiunta l'arresto della crescita dei corpi più piccoli.<ref name=Kokubo2002/>
 [[File:Massive Smash-Up at Vega.jpg|thumb|left|Rappresentazione artistica dell'urto di due protopianeti rocciosi all'interno di un disco protoplanetario.]]
-La fase successiva è l<nowiki>'</nowiki>''accrescimento oligarchico'' (''oligarchic accretion'')<ref name=Kokubo2002/> e deve il suo nome al fatto che il disco interno appare dominato da poche centinaia di corpi di grandi dimensioni (soprannominati ''oligarchi'') che continuano lentamente ad accrescere inglobando planetesimi;<ref name=Kokubo2002/> il termine "oligarchi" è giustificato anche dal fatto che nessun altro corpo eccetto loro può continuare ad accrescere la propria massa.<ref name=Thommes2003/> In questa fase la velocità di accrescimento è proporzionale a R<sup>2</sup>, che deriva dalla [[sezione (geometria descrittiva)|sezione]] dell'oligarca;<ref name=Thommes2003/> il tasso di accrescimento specifico è proporzionale a {{nowrap|M<sup>−1/3</sup>}} e diminuisce all'aumentare della massa dell'oggetto, permettendo agli oligarchi più piccoli di raggiungere i più grandi. Gli oligarchi sono mantenuti ad una distanza di circa {{nowrap|10·H<sub>r</sub>}}<ref group="N">H<sub>r</sub> è il [[sfera di Hill|raggio di Hill]] ed equivale a
+La fase successiva è l{{'}}''accrescimento oligarchico'' (''oligarchic accretion'')<ref name=Kokubo2002/> e deve il suo nome al fatto che il disco interno appare dominato da poche centinaia di corpi di grandi dimensioni (soprannominati ''oligarchi'') che continuano lentamente ad accrescere inglobando planetesimi;<ref name=Kokubo2002/> il termine "oligarchi" è giustificato anche dal fatto che nessun altro corpo eccetto loro può continuare ad accrescere la propria massa.<ref name=Thommes2003/> In questa fase la velocità di accrescimento è proporzionale a R<sup>2</sup>, che deriva dalla [[sezione (geometria descrittiva)|sezione]] dell'oligarca;<ref name=Thommes2003/> il tasso di accrescimento specifico è proporzionale a {{Tutto attaccato|M<sup>−1/3</sup>}} e diminuisce all'aumentare della massa dell'oggetto, permettendo agli oligarchi più piccoli di raggiungere i più grandi. Gli oligarchi sono mantenuti ad una distanza di circa {{Tutto attaccato|10·H<sub>r</sub>}}<ref group="N">H<sub>r</sub> è il [[sfera di Hill|raggio di Hill]] ed equivale a
 :<math>H_r= \frac{M}{3M_s^\frac{1}{3}}</math>
-dove M<sub>s</sub> è la massa della stella centrale.</ref> l'uno dall'altro dall'influenza gravitazionale dei planetesimi residui,<ref name=Kokubo2002/> mentre [[eccentricità orbitale|eccentricità]] ed [[inclinazione orbitale|inclinazioni]] orbitali permangono piccole. Gli oligarchi continuano a crescere finché vi è disponibilità di planetesimi nelle loro vicinanze;<ref name=Kokubo2002/> accade talvolta che oligarchi vicini si fondano. La massa finale di un oligarca dipende dalla distanza dalla stella centrale e dalla densità di planetesimi nelle vicinanze e prende il nome di "massa di isolamento".<ref name=Thommes2003/> Il risultato della fase oligarchica è la formazione di circa 100 corpi di massa compresa tra quella della [[Luna]] e quella di Marte, uniformemente sparsi a circa {{nowrap|10·H<sub>r</sub>}}.<ref name=Raymond2006/> Si ritiene che questi corpi risiedano all'interno di lacune del disco e che siano separati gli uni dagli altri da sottili anelli di planetesimi residui. Questa fase durerebbe poche centinaia di migliaia di anni e porta alla formazione di un certo numero di embrioni planetari, o [[protopianeta|protopianeti]].<ref name=Montmerle2006/><ref name=Kokubo2002/>
+dove M<sub>s</sub> è la massa della stella centrale.</ref> l'uno dall'altro dall'influenza gravitazionale dei planetesimi residui,<ref name=Kokubo2002/> mentre [[eccentricità orbitale|eccentricità]] ed [[inclinazione orbitale|inclinazioni]] orbitali permangono piccole. Gli oligarchi continuano a crescere finché vi è disponibilità di planetesimi nelle loro vicinanze;<ref name=Kokubo2002/> accade talvolta che oligarchi vicini si fondano. La massa finale di un oligarca dipende dalla distanza dalla stella centrale e dalla densità di planetesimi nelle vicinanze e prende il nome di "massa di isolamento".<ref name=Thommes2003/> Il risultato della fase oligarchica è la formazione di circa 100 corpi di massa compresa tra quella della [[Luna]] e quella di Marte, uniformemente sparsi a circa {{Tutto attaccato|10·H<sub>r</sub>}}.<ref name=Raymond2006/> Si ritiene che questi corpi risiedano all'interno di lacune del disco e che siano separati gli uni dagli altri da sottili anelli di planetesimi residui. Questa fase durerebbe poche centinaia di migliaia di anni e porta alla formazione di un certo numero di embrioni planetari, o [[protopianeta|protopianeti]].<ref name=Montmerle2006/><ref name=Kokubo2002/>
 === Pianeti gassosi ===
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 [[File:Fomalhaut_Circumstellar_Disk.jpg|thumb|upright=1.1|Immagine che illustra il disco orbitante attorno alla stella [[Fomalhaut]] ({{ST|Alfa|PsA}}). Le asimmetrie sono causate dalla presenza di almeno [[Fomalhaut b|un pianeta]] gigante gassoso in fase avanzata di formazione.]]
-Si ritiene che la formazione del nucleo di un gigante gassoso proceda grossomodo come la formazione dei pianeti terrestri:<ref name=Kokubo2002/> i planetesimi vanno incontro ad una fase di accrescimento galoppante cui segue una fase di accrescimento oligarchico;<ref name=Thommes2003>{{cita pubblicazione|autore=E. W. Thommes, M. J. Duncan, H. F. Levison |titolo=Oligarchic growth of giant planets |rivista=Icarus |volume=161 |pp=431–455|anno=2003| doi=10.1016/S0019-1035(02)00043-X| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003Icar..161..431T}}</ref> le ipotesi non prevedono una fase di fusione, a causa della bassa probabilità di collisione tra i protopianeti nelle regioni esterne del sistema planetario.<ref name=Thommes2003/> Un'altra differenza è costituita dalla composizione dei planetesimi: infatti, i planetesimi da cui avranno origine i giganti gassosi si formano al di là della ''frost line'' e sono costituiti principalmente da ghiacci, con un rapporto ghiaccio:roccia di 4:1.<ref name=Inaba2003/> La ''frost line'' riveste una grande importanza nella genesi dei pianeti gassosi, dal momento che agisce da barriera provocando un rapido accumulo di materia appena al di là di essa.<ref name="douglaslescienze"/>
+Si ritiene che la formazione del nucleo di un gigante gassoso proceda grossomodo come la formazione dei pianeti terrestri:<ref name=Kokubo2002/> i planetesimi vanno incontro ad una fase di accrescimento galoppante cui segue una fase di accrescimento oligarchico;<ref name="Thommes2003">{{Cita pubblicazione |autore=E. W. Thommes, M. J. Duncan, H. F. Levison |anno=2003 |titolo=Oligarchic growth of giant planets |rivista=Icarus |volume=161 |pp=431-455 |doi=10.1016/S0019-1035(02)00043-X}}</ref> le ipotesi non prevedono una fase di fusione, a causa della bassa probabilità di collisione tra i protopianeti nelle regioni esterne del sistema planetario.<ref name=Thommes2003/> Un'altra differenza è costituita dalla composizione dei planetesimi: infatti, i planetesimi da cui avranno origine i giganti gassosi si formano al di là della ''frost line'' e sono costituiti principalmente da ghiacci, con un rapporto ghiaccio:roccia di 4:1.<ref name=Inaba2003/> La ''frost line'' riveste una grande importanza nella genesi dei pianeti gassosi, dal momento che agisce da barriera provocando un rapido accumulo di materia appena al di là di essa.<ref name="douglaslescienze" />
-I modelli mostrano tuttavia che dai dischi meno massicci, in grado comunque di dar luogo a pianeti terrestri, possono formarsi solamente dei nuclei di 1–2 M<sub>⊕</sub> a 5 UA dalla stella (distanza simile a quella che separa [[Giove (astronomia)|Giove]] dal Sole nel sistema solare) nell'arco di 10 milioni di anni,<ref name=Thommes2003/> tempo che rappresenta la durata media dei dischi attorno a stelle simili al Sole.<ref name=Haisch2001/> Diverse soluzioni sono state proposte per spiegare la formazione di nuclei di 10 M<sub>⊕</sub>: un incremento della massa del disco (almeno dieci volte<ref name=Thommes2003/>); migrazione dei protopianeti, che consente a questi di aggregare molti più planetesimi;<ref name=Inaba2003/> infine incremento del tasso di accrescimento in seguito all'innescarsi di fenomeni di [[resistenza fluidodinamica]] negli involucri gassosi degli embrioni planetari.<ref name=Inaba2003/><ref name=Fortier2007>{{cita pubblicazione|autore=A. Fortier, A. G. Benvenuto |titolo=Oligarchic planetesimal accretion and giant planet formation |rivista=Astronomy and Astrophysics|volume=473|pp=311–322|anno=2007|doi=10.1051/0004-6361:20066729| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007A%26A...473..311F}}</ref> La combinazione di alcune delle soluzioni appena proposte può spiegare la formazione dei nuclei da cui hanno avuto origine pianeti come Giove e [[Saturno (astronomia)|Saturno]];<ref name=Wurchterl2004/> la formazione di pianeti simili a [[Urano (astronomia)|Urano]] e [[Nettuno (astronomia)|Nettuno]] è invece più problematica, dal momento che nessuna teoria è stata in grado di spiegare la formazione ''in situ'' dei loro nuclei ad una distanza media dalla stella di 20–30 UA.<ref name=Montmerle2006/> Per risolvere la questione si è ipotizzato che i loro nuclei inizialmente si siano formati nella regione di Giove e Saturno e che successivamente, in seguito alle interazioni gravitazionali, siano stati sospinti più esternamente fino alle loro attuali orbite.<ref name=Thommes1999>{{cita pubblicazione|autore=E. W. Thommes, M. J. Duncan, H. F. Levison |titolo=The formation of Uranus and Neptune in the Jupiter-Saturn region of the Solar System |rivista=Nature|volume=402|pp=635–638| url=http://www.boulder.swri.edu/~hal/PDF/un-scat_nature.pdf |anno=1999 |doi=10.1038/45185|formato=pdf |pmid=10604469|numero=6762}}</ref>
+I modelli mostrano tuttavia che dai dischi meno massicci, in grado comunque di dar luogo a pianeti terrestri, possono formarsi solamente dei nuclei di 1–2 M<sub>⊕</sub> a 5 UA dalla stella (distanza simile a quella che separa [[Giove (astronomia)|Giove]] dal Sole nel sistema solare) nell'arco di 10 milioni di anni,<ref name=Thommes2003/> tempo che rappresenta la durata media dei dischi attorno a stelle simili al Sole.<ref name=Haisch2001/> Diverse soluzioni sono state proposte per spiegare la formazione di nuclei di 10 M<sub>⊕</sub>: un incremento della massa del disco (almeno dieci volte<ref name=Thommes2003/>); migrazione dei protopianeti, che consente a questi di aggregare molti più planetesimi;<ref name=Inaba2003/> infine incremento del tasso di accrescimento in seguito all'innescarsi di fenomeni di [[resistenza fluidodinamica]] negli involucri gassosi degli embrioni planetari.<ref name=Inaba2003/><ref name="Fortier2007">{{Cita pubblicazione |autore=A. Fortier, A. G. Benvenuto |anno=2007 |titolo=Oligarchic planetesimal accretion and giant planet formation |rivista=Astronomy and Astrophysics |volume=473 |pp=311-322 |accesso=31 marzo 2011 |doi=10.1051/0004-6361:20066729 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007A%26A...473..311F |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20190508151757/http://adsabs.harvard.edu/abs/2007A%26A...473..311F |urlmorto=no}}</ref> La combinazione di alcune delle soluzioni appena proposte può spiegare la formazione dei nuclei da cui hanno avuto origine pianeti come Giove e [[Saturno (astronomia)|Saturno]];<ref name=Wurchterl2004/> la formazione di pianeti simili a [[Urano (astronomia)|Urano]] e [[Nettuno (astronomia)|Nettuno]] è invece più problematica, dal momento che nessuna teoria è stata in grado di spiegare la formazione ''in situ'' dei loro nuclei ad una distanza media dalla stella di 20–30 UA.<ref name=Montmerle2006/> Per risolvere la questione si è ipotizzato che i loro nuclei inizialmente si siano formati nella regione di Giove e Saturno e che successivamente, in seguito alle interazioni gravitazionali, siano stati sospinti più esternamente fino alle loro attuali orbite.<ref name="Thommes1999">{{Cita pubblicazione |autore=E. W. Thommes, M. J. Duncan, H. F. Levison |anno=1999 |titolo=The formation of Uranus and Neptune in the Jupiter-Saturn region of the Solar System |rivista=Nature |volume=402 |numero=6762 |pp=635-638 |accesso=31 marzo 2011 |doi=10.1038/45185 |url=http://www.boulder.swri.edu/~hal/PDF/un-scat_nature.pdf |PMID=10604469 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20190521143056/https://www.boulder.swri.edu/~hal/PDF/un-scat_nature.pdf |urlmorto=no |formato=pdf}}</ref>
-Raggiunta una massa sufficiente (5–10 M<sub>⊕</sub>), i nuclei iniziano a sottrarre i gas residui dal disco.<ref name=Montmerle2006/> Il processo prosegue inizialmente a regime ridotto, fino al raggiungimento di circa 30 M<sub>⊕</sub> in pochi milioni di anni;<ref name=Inaba2003>{{cita pubblicazione|autore=S. Inaba, G. W. Wetherill, M. Ikoma |titolo=Formation of gas giant planets: core accretion models with fragmentation and planetary envelope|rivista=Icarus|volume=166|pp=46–62|anno=2003|doi=10.1016/j.icarus.2003.08.001| url=http://isotope.colorado.edu/~astr5835/Inaba%20et%20al%202003.pdf|formato=pdf}}</ref><ref name=Fortier2007/> quindi il tasso di accrescimento subisce una forte accelerazione (accrescimento galoppante o ''runaway accretion''), che porta ad accumulare il restante 90% della massa definitiva del pianeta in circa 10&nbsp;000 anni.<ref name=Fortier2007/> L'accrescimento del gas si arresta all'esaurimento della materia prima, il che avviene quando una lacuna si apre nel disco protoplanetario.<ref name=Papaloizou2007>{{cita libro| cid=Papaloizou |autore=J. C. B. Papaloizou, R. P. Nelson, W. Kley, et al.|capitolo=Disk-Planet Interactions During Planet Formation|titolo=Protostars and Planets V| anno=2007|editore=Arizona Press|curatore=B. Reipurth, D. Jewitt; K. Keil |url_capitolo=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007prpl.conf..655P}}</ref> Stando a questo modello, i "giganti ghiacciati" (ovvero Urano e Nettuno) costituiscono dei "nuclei falliti", che hanno iniziato ad accrescere il gas troppo tardi, quando era in gran parte già stato o incorporato dagli altri due pianeti o espulso dal sistema a causa del [[vento solare]].
+Raggiunta una massa sufficiente (5–10 M<sub>⊕</sub>), i nuclei iniziano a sottrarre i gas residui dal disco.<ref name=Montmerle2006/> Il processo prosegue inizialmente a regime ridotto, fino al raggiungimento di circa 30 M<sub>⊕</sub> in pochi milioni di anni;<ref name="Inaba2003">{{Cita pubblicazione |autore=S. Inaba, G. W. Wetherill, M. Ikoma |anno=2003 |titolo=Formation of gas giant planets: core accretion models with fragmentation and planetary envelope |rivista=Icarus |volume=166 |pp=46-62 |doi=10.1016/j.icarus.2003.08.001 |url=http://isotope.colorado.edu/~astr5835/Inaba%20et%20al%202003.pdf |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20060912185426/http://isotope.colorado.edu/~astr5835/Inaba%20et%20al%202003.pdf |urlmorto=sì |formato=pdf}}</ref><ref name=Fortier2007/> quindi il tasso di accrescimento subisce una forte accelerazione (accrescimento galoppante o ''runaway accretion''), che porta ad accumulare il restante 90% della massa definitiva del pianeta in circa 10&nbsp;000 anni.<ref name=Fortier2007/> L'accrescimento del gas si arresta all'esaurimento della materia prima, il che avviene quando una lacuna si apre nel disco protoplanetario.<ref name="Papaloizou2007">{{Cita libro |autore=J. C. B. Papaloizou, R. P. Nelson, W. Kley, et al. |curatore=B. Reipurth, D. Jewitt; K. Keil |titolo=Protostars and Planets V |accesso=31 marzo 2011 |anno=2007 |editore=Arizona Press |capitolo=Disk-Planet Interactions During Planet Formation |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007prpl.conf..655P |cid=Papaloizou |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20190824122213/http://adsabs.harvard.edu/abs/2007prpl.conf..655P |urlmorto=no}}</ref> Stando a questo modello, i "giganti ghiacciati" (ovvero Urano e Nettuno) costituiscono dei "nuclei falliti", che hanno iniziato ad accrescere il gas troppo tardi, quando era in gran parte già stato o incorporato dagli altri due pianeti o espulso dal sistema a causa del [[vento solare]].
-La fase successiva all'accrescimento galoppante è caratterizzata dalla [[migrazione orbitale|migrazione]] dei pianeti neoformati e da una continua ma più lenta aggregazione di una quota ridotta di gas.<ref name=Papaloizou2007/> La migrazione è causata dalle interazioni tra i pianeti e il disco residuo, il cui attrito determina un decadimento dell'orbita,<ref name="Masset2003"/><ref name=Papaloizou2007/> che spesso porta a un enorme avvicinamento del pianeta alla stella, come nel caso dei [[pianeta gioviano caldo|pianeti gioviani caldi]] ("Giovi caldi" o ''Hot Jupiters''), giganti gassosi che orbitano ad una distanza ridotta dalla loro stella (spesso molto inferiore a quella che separa Mercurio dal Sole).<ref name="Masset2003"/><ref name=Papaloizou2007/>
+La fase successiva all'accrescimento galoppante è caratterizzata dalla [[migrazione orbitale|migrazione]] dei pianeti neoformati e da una continua ma più lenta aggregazione di una quota ridotta di gas.<ref name=Papaloizou2007/> La migrazione è causata dalle interazioni tra i pianeti e il disco residuo, il cui attrito determina un decadimento dell'orbita,<ref name="Masset2003" /><ref name=Papaloizou2007/> che spesso porta a un enorme avvicinamento del pianeta alla stella, come nel caso dei [[pianeta gioviano caldo|pianeti gioviani caldi]] ("Giovi caldi" o ''Hot Jupiters''), giganti gassosi che orbitano ad una distanza ridotta dalla loro stella (spesso molto inferiore a quella che separa Mercurio dal Sole).<ref name="Masset2003" /><ref name=Papaloizou2007/>
 [[File:Planet formation.jpg|thumb|left|upright=1.1|Rappresentazione artistica di un pianeta mentre orbita in una lacuna all'interno di un disco protoplanetario.]]
-I giganti gassosi esercitano un'ulteriore influenza sulla regione prospiciente dei pianeti rocciosi:<ref name=Petit2001/> le orbite degli embrioni di questi ultimi possono raggiungere eccentricità così elevate da favorire un loro incontro ravvicinato con un pianeta gassoso ed eventualmente, a causa dell'effetto [[fionda gravitazionale]], da determinarne l'espulsione dal sistema planetario;<ref group="N">In alternativa, possono collidere con la stella centrale o con un gigante gassoso. Cfr. {{cita|Petit}}, 2001.</ref><ref name=Bottke2005>{{cita pubblicazione|autore=W. F. Bottke, D. D. Durda, D. Nesvorny, et al.|titolo=Linking the collisional history of the main asteroid belt to its dynamical excitation and depletion |rivista=Icarus|volume=179|pp=63–94|anno=2005|doi=10.1016/j.icarus.2005.05.017 |url=http://www.boulder.swri.edu/~bottke/Reprints/Bottke_Icarus_2005_179_63-94_Linking_Collision_Dynamics_MB.pdf|formato=pdf }}</ref><ref name=Petit2001/> qualora tutti i protopianeti rocciosi andassero incontro a tale destino non si formerà alcun pianeta di questo tipo.<ref name=Petit2001/> Una conseguenza di una tale situazione è che permane un alto numero di planetesimi, dal momento che i giganti gassosi sono incapaci di assorbirli tutti senza l'aiuto dei protopianeti rocciosi. La massa complessiva dei planetesimi rimanenti è comunque relativamente esigua, dal momento che l'azione combinata degli embrioni dei pianeti rocciosi (prima che siano espulsi) e dei pianeti giganti è abbastanza intensa da rimuovere il 99% degli oggetti più piccoli.<ref name=Bottke2005/> Tale regione potrà successivamente evolversi fino a formare una [[cintura asteroidale]] analoga alla [[fascia principale]] del sistema solare, collocata tra 2 e 4&nbsp;UA dal Sole.<ref name=Bottke2005/><ref name=Petit2001/>
+I giganti gassosi esercitano un'ulteriore influenza sulla regione prospiciente dei pianeti rocciosi:<ref name=Petit2001/> le orbite degli embrioni di questi ultimi possono raggiungere eccentricità così elevate da favorire un loro incontro ravvicinato con un pianeta gassoso ed eventualmente, a causa dell'effetto [[fionda gravitazionale]], da determinarne l'espulsione dal sistema planetario;<ref group="N">In alternativa, possono collidere con la stella centrale o con un gigante gassoso. Cfr. {{Cita |Petit}}, 2001.</ref><ref name="Bottke2005">{{Cita pubblicazione |autore=W. F. Bottke, D. D. Durda, D. Nesvorny, et al. |anno=2005 |titolo=Linking the collisional history of the main asteroid belt to its dynamical excitation and depletion |rivista=Icarus |volume=179 |pp=63-94 |accesso=31 marzo 2011 |doi=10.1016/j.icarus.2005.05.017 |url=http://www.boulder.swri.edu/~bottke/Reprints/Bottke_Icarus_2005_179_63-94_Linking_Collision_Dynamics_MB.pdf |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20210204071327/https://www.boulder.swri.edu/~bottke/Reprints/Bottke_Icarus_2005_179_63-94_Linking_Collision_Dynamics_MB.pdf |urlmorto=no |formato=pdf}}</ref><ref name=Petit2001/> qualora tutti i protopianeti rocciosi andassero incontro a tale destino non si formerà alcun pianeta di questo tipo.<ref name=Petit2001/> Una conseguenza di una tale situazione è che permane un alto numero di planetesimi, dal momento che i giganti gassosi sono incapaci di assorbirli tutti senza l'aiuto dei protopianeti rocciosi. La massa complessiva dei planetesimi rimanenti è comunque relativamente esigua, dal momento che l'azione combinata degli embrioni dei pianeti rocciosi (prima che siano espulsi) e dei pianeti giganti è abbastanza intensa da rimuovere il 99% degli oggetti più piccoli.<ref name=Bottke2005/> Tale regione potrà successivamente evolversi fino a formare una [[cintura asteroidale]] analoga alla [[fascia principale]] del sistema solare, collocata tra 2 e 4&nbsp;UA dal Sole.<ref name=Bottke2005/><ref name=Petit2001/>
-Circa il 25% degli ''Hot Jupiters'' conosciuti,<ref name="Rasio2011">{{cita pubblicazione| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2011Natur.473..187N | titolo= Hot Jupiters from secular planet-planet interactions | autore= S. Naoz, W. M. Farr, Y. Lithwick, F. A. Rasio, J. Teyssandier| rivista=Nature| volume= 473|numero= 7346| pp=187-189| data=maggio 2011| doi= 10.1038/nature10076 | accesso=30 luglio 2011}}</ref> come [[WASP-17 b]],<ref>{{cita web| autore=D. R. Anderson ''et al.''| titolo = WASP-17b: an ultra-low density planet in a probable retrograde orbit| url = http://arxiv.org/abs/0908.1553v1| editore=Cornell University Library| accesso=13 agosto 2009|lingua=en}}</ref> sembra possedere un'orbita [[moto retrogrado|retrograda]] rispetto al verso di [[rotazione]] della stella madre. Le ragioni di tale fenomeno sono state spiegate tramite simulazioni computerizzate in cui vengono prese in considerazione le perturbazioni gravitazionali che un pianeta posto in un'orbita esterna esercita su un pianeta più interno ma comunque localizzato ai margini della ''frost line''.<ref name="Rasio2011"/><ref name="lescienze.esop">{{cita news| url= http://lescienze.espresso.repubblica.it/articolo/Pianeti_extrasolari_con_moto_retrogrado:_risolto_il_mistero/1347870| titolo=Pianeti extrasolari con moto retrogrado: risolto il mistero | editore=[[le scienze]].it| data=12 maggio 2011| accesso=30 luglio 2011}}</ref> Tali perturbazioni sono deboli ma si sommano lungo un arco temporale molto lungo, determinando due sostanziali modificazioni: da una parte, l'accentuazione del decadimento dell'orbita del pianeta più interno, che diviene molto stretta; dall'altra, l'inversione del verso di rivoluzione; quest'ultimo fenomeno si verifica perché tra le due orbite si ha uno scambio di momento angolare e, in aggiunta, il pianeta interno perde ulteriore energia in seguito alle interazioni mareali con la stella.<ref name="Rasio2011"/><ref name="lescienze.esop"/>
+Circa il 25% degli ''Hot Jupiters'' conosciuti,<ref name="Rasio2011">{{Cita pubblicazione |autore=S. Naoz, W. M. Farr, Y. Lithwick, F. A. Rasio, J. Teyssandier |data=maggio 2011 |titolo=Hot Jupiters from secular planet-planet interactions |rivista=Nature |volume=473 |numero=7346 |pp=187-189 |accesso=30 luglio 2011 |doi=10.1038/nature10076 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2011Natur.473..187N |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20190325153615/http://adsabs.harvard.edu/abs/2011Natur.473..187N |urlmorto=no}}</ref> come [[WASP-17 b]],<ref>{{Cita web |url=https://arxiv.org/abs/0908.1553v1 |titolo=WASP-17b: an ultra-low density planet in a probable retrograde orbit |autore=D. R. Anderson ''et al.'' |editore=Cornell University Library |lingua=en |accesso=13 agosto 2009 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20140823212811/http://arxiv.org/abs/0908.1553v1 |urlmorto=no}}</ref> sembra possedere un'orbita [[moto retrogrado|retrograda]] rispetto al verso di [[rotazione]] della stella madre. Le ragioni di tale fenomeno sono state spiegate tramite simulazioni computerizzate in cui vengono prese in considerazione le perturbazioni gravitazionali che un pianeta posto in un'orbita esterna esercita su un pianeta più interno ma comunque localizzato ai margini della ''frost line''.<ref name="Rasio2011" /><ref name="lescienze.esop">{{Cita news |url=http://lescienze.espresso.repubblica.it/articolo/Pianeti_extrasolari_con_moto_retrogrado:_risolto_il_mistero/1347870 |titolo=Pianeti extrasolari con moto retrogrado: risolto il mistero |editore=[[le scienze]].it |data=12 maggio 2011 |accesso=30 luglio 2011 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20110815022450/http://lescienze.espresso.repubblica.it/articolo/Pianeti_extrasolari_con_moto_retrogrado:_risolto_il_mistero/1347870 |urlmorto=no}}</ref> Tali perturbazioni sono deboli ma si sommano lungo un arco temporale molto lungo, determinando due sostanziali modificazioni: da una parte, l'accentuazione del decadimento dell'orbita del pianeta più interno, che diviene molto stretta; dall'altra, l'inversione del verso di rivoluzione; quest'ultimo fenomeno si verifica perché tra le due orbite si ha uno scambio di momento angolare e, in aggiunta, il pianeta interno perde ulteriore energia in seguito alle interazioni mareali con la stella.<ref name="Rasio2011" /><ref name="lescienze.esop" />
 ===Pianeti rocciosi===
-I [[pianeta roccioso|pianeti rocciosi]] si formano nella porzione più interna del disco protoplanetario, internamente alla ''frost line'', dove la temperatura è abbastanza alta da evitare la condensazione dei materiali volatili (come l'acqua),<ref name=Raymond2007>{{cita pubblicazione|cid=Raymond|autore=S. N. Raymond, T. Quinn, J. I. Lunine |titolo=High-resolution simulations of the final assembly of Earth-like planets 2: water delivery and planetary habitability |rivista= Astrobiology |volume=7|pp=66–84|anno=2007|doi=10.1089/ast.2006.06-0126 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007AsBio...7...66R |pmid=17407404|numero=1}}</ref> determinando dunque dapprima la formazione di granuli di polvere rocciosa e quindi la formazione di planetesimi rocciosi.<ref group="N">I planetesimi posti ai limiti della regione ove si formeranno i pianeti terrestri (tra 2,5 e 4 UA nel sistema di una stella simile al Sole) possono accumulare una certa quantità di ghiacci; la roccia comunque predomina in quantità, come accade negli asteroidi situati nella parte più esterna della fascia principale del sistema solare. Cfr. {{cita|Raymond}}, 2007.</ref><ref name=Raymond2007/> Per una stella simile al Sole, si ritiene che simili condizioni si verifichino nelle 3–4&nbsp;UA più interne del disco.<ref name=Montmerle2006/>
+I [[pianeta roccioso|pianeti rocciosi]] si formano nella porzione più interna del disco protoplanetario, internamente alla ''frost line'', dove la temperatura è abbastanza alta da evitare la condensazione dei materiali volatili (come l'acqua),<ref name="Raymond2007">{{Cita pubblicazione |autore=S. N. Raymond, T. Quinn, J. I. Lunine |anno=2007 |titolo=High-resolution simulations of the final assembly of Earth-like planets 2: water delivery and planetary habitability |rivista=Astrobiology |volume=7 |numero=1 |pp=66-84 |accesso=31 marzo 2011 |doi=10.1089/ast.2006.06-0126 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007AsBio...7...66R |cid=Raymond |PMID=17407404 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20150218155738/http://adsabs.harvard.edu/abs/2007AsBio...7...66R |urlmorto=no}}</ref> determinando dunque dapprima la formazione di granuli di polvere rocciosa e quindi la formazione di planetesimi rocciosi.<ref group="N">I planetesimi posti ai limiti della regione ove si formeranno i pianeti terrestri (tra 2,5 e 4 UA nel sistema di una stella simile al Sole) possono accumulare una certa quantità di ghiacci; la roccia comunque predomina in quantità, come accade negli asteroidi situati nella parte più esterna della fascia principale del sistema solare. Cfr. {{Cita |Raymond}}, 2007.</ref><ref name=Raymond2007/> Per una stella simile al Sole, si ritiene che simili condizioni si verifichino nelle 3–4&nbsp;UA più interne del disco.<ref name=Montmerle2006/>
 [[File:Terrestrial planet size comparisons.jpg|thumb|upright=1.4|I quattro pianeti rocciosi del sistema solare in un fotomontaggio che ne rispetta le proporzioni dei diametri ma non delle distanze. Da sinistra a destra: [[Mercurio (astronomia)|Mercurio]], [[Venere (astronomia)|Venere]], la [[Terra]] e [[Marte (astronomia)|Marte]].]]
-Dopo le fasi di accrescimento galoppante e crescita oligarchica, si ha la formazione di un esiguo numero di protopianeti con una massa di isolamento che arriva a 0,1 [[massa terrestre|masse terrestri M<sub>⊕</sub>]] (equivalente alla massa di [[Marte (astronomia)|Marte]]).<ref name=Montmerle2006/> Successivamente i protopianeti più massicci iniziano a perturbarsi l'un l'altro facendo sì che le loro orbite divengano caotiche;<ref name=Raymond2006>{{cita pubblicazione|autore=S. N. Raymond, T. Quinn, J. I. Lunine |titolo=High-resolution simulations of the final assembly of earth-like planets 1: terrestrial accretion and dynamics|rivista=Icarus|volume=183|pp=265–282|anno=2006| doi=10.1016/j.icarus.2006.03.011|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006Icar..183..265R}}</ref> ha così inizio la fase finale della formazione dei pianeti rocciosi, che prende il nome di ''fase di fusione'' (''merger stage'').<ref name=Montmerle2006/> Durante questa fase i protopianeti espellono i restanti planetesimi e collidono vicendevolmente, andando a formare, nel corso di 10–100 milioni di anni, un numero limitato di corpi di massa terrestre, secondo le simulazioni tra 2 e 5.<ref name=Montmerle2006/><ref name=Bottke2005/><ref name=Raymond2006/><ref name=Petit2001/> Nel sistema solare, il risultato di questa fase può essere rappresentato dalla Terra e da [[Venere (astronomia)|Venere]]:<ref name=Raymond2006/> si stima che la formazione di entrambi i pianeti abbia richiesto la fusione di circa 10–20 protopianeti, mentre un numero pressoché uguale di protopianeti sarebbe stato espulso dal sistema;<ref name=Bottke2005/><!-- si ritiene inoltre che alcuni di questi embrioni, formatisi oltre la ''frost line'' e da cui avrebbe avuto origine la [[fascia principale]] degli asteroidi, abbiano portato l'acqua sulla Terra.<ref name=Raymond2007/>--> Marte e [[Mercurio (astronomia)|Mercurio]] invece potrebbero essere dei protopianeti minori sopravvissuti alla formazione degli altri due pianeti.<ref name=Bottke2005/> Dopo aver terminato questa fase di fusione, i pianeti rocciosi si stabiliscono in orbite più o meno stabili, il che spiega come mai certi sistemi, quale quello individuato intorno a [[Kepler-11]],<ref>{{Cita pubblicazione | autore=J. J. Lissauer ''et al.'' | titolo=A closely packed system of low-mass, low-density planets transiting Kepler-11 | rivista=Nature | volume=470 | pp=53–58 | data=3 febbraio 2011 | url=http://arxiv.org/pdf/1102.0291v1.pdf | doi=10.1038/nature09760 | accesso=4 febbraio 2011}}</ref> risultino molto compatti.<ref name=Raymond2006/>
+Dopo le fasi di accrescimento galoppante e crescita oligarchica, si ha la formazione di un esiguo numero di protopianeti con una massa di isolamento che arriva a 0,1 [[massa terrestre|masse terrestri M<sub>⊕</sub>]] (equivalente alla massa di [[Marte (astronomia)|Marte]]).<ref name=Montmerle2006/> Successivamente i protopianeti più massicci iniziano a perturbarsi l'un l'altro facendo sì che le loro orbite divengano caotiche;<ref name="Raymond2006">{{Cita pubblicazione |autore=S. N. Raymond, T. Quinn, J. I. Lunine |anno=2006 |titolo=High-resolution simulations of the final assembly of earth-like planets 1: terrestrial accretion and dynamics |rivista=Icarus |volume=183 |pp=265-282 |accesso=31 marzo 2011 |doi=10.1016/j.icarus.2006.03.011 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2006Icar..183..265R |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20200706075235/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2006Icar..183..265R/abstract |urlmorto=no}}</ref> ha così inizio la fase finale della formazione dei pianeti rocciosi, che prende il nome di ''fase di fusione'' (''merger stage'').<ref name=Montmerle2006/> Durante questa fase i protopianeti espellono i restanti planetesimi e collidono vicendevolmente, andando a formare, nel corso di 10–100 milioni di anni, un numero limitato di corpi di massa terrestre, secondo le simulazioni tra 2 e 5.<ref name=Montmerle2006/><ref name=Bottke2005/><ref name=Raymond2006/><ref name=Petit2001/> Nel sistema solare, il risultato di questa fase può essere rappresentato dalla Terra e da [[Venere (astronomia)|Venere]]:<ref name=Raymond2006/> si stima che la formazione di entrambi i pianeti abbia richiesto la fusione di circa 10–20 protopianeti, mentre un numero pressoché uguale di protopianeti sarebbe stato espulso dal sistema;<ref name=Bottke2005/><!-- si ritiene inoltre che alcuni di questi embrioni, formatisi oltre la ''frost line'' e da cui avrebbe avuto origine la [[fascia principale]] degli asteroidi, abbiano portato l'acqua sulla Terra.<ref name=Raymond2007/>--> Marte e [[Mercurio (astronomia)|Mercurio]] invece potrebbero essere dei protopianeti minori sopravvissuti alla formazione degli altri due pianeti.<ref name=Bottke2005/> Dopo aver terminato questa fase di fusione, i pianeti rocciosi si stabiliscono in orbite più o meno stabili, il che spiega come mai certi sistemi, quale quello individuato intorno a [[Kepler-11]],<ref>{{Cita pubblicazione |autore=J. J. Lissauer ''et al.'' |data=3 febbraio 2011 |titolo=A closely packed system of low-mass, low-density planets transiting Kepler-11 |rivista=Nature |volume=470 |pp=53-58 |accesso=4 febbraio 2011 |doi=10.1038/nature09760 |url=https://arxiv.org/pdf/1102.0291v1.pdf |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20171116025004/https://arxiv.org/pdf/1102.0291v1.pdf |urlmorto=no}}</ref> risultino molto compatti.<ref name=Raymond2006/>
-La formazione delle [[super Terra|super Terre]], pianeti rocciosi di massa compresa tra 1,9<ref name="Valencia">{{cita pubblicazione | autore =D. Valencia, ''et al.''| anno =2007 | mese=febbraio| titolo =Radius and structure models of the first super-earth planet |data= settembre 2006 | rivista =[[Astrophysical Journal]] | volume= 656| numero= 1| pp=545-551| url=http://cdsads.u-strasbg.fr/abs/2007ApJ...656..545V | accesso=17 ottobre 2010}}</ref><ref name="Charbonneau-GJ1214b">{{cita pubblicazione |autore= D. Charbonneau, Z. K. Berta, J. Irwin, ''et al'' |anno=2009 |titolo=A super-Earth transiting a nearby low-mass star |rivista=[[Nature]] |volume=462 |pmid=20016595 |data=17 dicembre 2009 |pp=891–894 |url=http://www.nature.com/nature/journal/v462/n7275/full/nature08679.html |doi=10.1038/nature08679 |accesso=15 dicembre 2009}}</ref> e 10 M<sub>⊕</sub>,<ref name="Valencia"/> avverrebbe secondo modalità simili, soprattutto per quanto riguarda le super Terre povere d'acqua;<ref name="superterra">{{cita pubblicazione| autore= D. D. Sasselov, D. Valencia| titolo= Nuove Terre al di là del Sole| rivista= Le Scienze | volume= 506| data= ottobre 2006}}</ref> le ipotetiche super Terre ricche in acqua, i così detti "[[pianeta oceano|pianeti oceano]]", si formerebbero invece al di là della ''frost line'', come accade per i giganti gassosi, ma la loro massa sarebbe insufficiente ad attrarre le cospicue quantità di gas che caratterizzano i pianeti giganti.<ref name="superterra"/>
+La formazione delle [[super Terra|super Terre]], pianeti rocciosi di massa compresa tra 1,9<ref name="Valencia">{{Cita pubblicazione |autore=D. Valencia, ''et al.'' |data=settembre 2006 |anno=2007 |mese=febbraio |titolo=Radius and structure models of the first super-earth planet |rivista=[[Astrophysical Journal]] |volume=656 |numero=1 |pp=545-551 |accesso=17 ottobre 2010 |url=http://cdsads.u-strasbg.fr/abs/2007ApJ...656..545V |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20170908194357/http://cdsads.u-strasbg.fr/abs/2007ApJ...656..545V |urlmorto=no}}</ref><ref name="Charbonneau-GJ1214b">{{Cita pubblicazione |autore=D. Charbonneau, Z. K. Berta, J. Irwin, ''et al'' |data=17 dicembre 2009 |anno=2009 |titolo=A super-Earth transiting a nearby low-mass star |rivista=[[Nature]] |volume=462 |pp=891-894 |accesso=15 dicembre 2009 |doi=10.1038/nature08679 |url=https://www.nature.com/nature/journal/v462/n7275/full/nature08679.html |PMID=20016595 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20100115062053/http://www.nature.com/nature/journal/v462/n7275/full/nature08679.html |urlmorto=no}}</ref> e 10 M<sub>⊕</sub>,<ref name="Valencia" /> avverrebbe secondo modalità simili, soprattutto per quanto riguarda le super Terre povere d'acqua;<ref name="superterra">{{Cita pubblicazione |autore=D. D. Sasselov, D. Valencia |data=ottobre 2006 |titolo=Nuove Terre al di là del Sole |rivista=Le Scienze |volume=506}}</ref> le ipotetiche super Terre ricche in acqua, i cosiddetti "[[pianeta oceanico|pianeti oceanici]]", si formerebbero invece al di là della ''frost line'', come accade per i giganti gassosi, ma la loro massa sarebbe insufficiente ad attrarre le cospicue quantità di gas che caratterizzano i pianeti giganti.<ref name="superterra" />
-Una grande influenza sulla formazione dei pianeti rocciosi è esercitata da eventuali giganti gassosi presenti nel sistema. La presenza di pianeti giganti tende infatti ad incrementare l'eccentricità e l'inclinazione dei planetesimi e dei protopianeti presenti internamente alla ''frost line'';<ref name=Bottke2005/><ref name=Petit2001>{{cita pubblicazione|cid= Petit |autore=J.-M. Petit, A. Morbidelli |titolo=The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt| rivista=Icarus|volume=153|pp=338–347|anno=2001|doi=10.1006/icar.2001.6702| url=http://www.gps.caltech.edu/classes/ge133/reading/asteroids.pdf |formato=pdf}}</ref> d'altro canto però, se si formano troppo precocemente, possono rallentare o impedire l'accrescimento di pianeti più interni. Se invece si formano quasi al termine della fase oligarchica, come sembra sia accaduto nel sistema solare, influenzeranno la fusione degli embrioni planetari rendendola più violenta:<ref name=Bottke2005/> il risultato sarà la formazione di un numero inferiore pianeti rocciosi ma più massicci.<ref name=Levinson2003>{{cita pubblicazione|autore=H. F. Levison, C. Agnor |titolo=The role of giant planets in terrestrial planet formation |rivistaThe Astronomical Journal|volume=125|pp=2692–2713 |anno=2003 |doi=10.1086/374625 |url=http://www.boulder.swri.edu/~hal/PDF/tfakess.pdf |formato=pdf }}</ref> Inoltre, le dimensioni della zona dei pianeti rocciosi risulterà più compatta, dal momento che essi si formeranno più vicini alla stella centrale. Si ritiene che nel sistema solare l'influenza dei pianeti giganti, in particolare Giove, sia stata limitata dal momento che essi sono abbastanza lontani dai pianeti terrestri.<ref name=Levinson2003/>
+Una grande influenza sulla formazione dei pianeti rocciosi è esercitata da eventuali giganti gassosi presenti nel sistema. La presenza di pianeti giganti tende infatti ad incrementare l'eccentricità e l'inclinazione dei planetesimi e dei protopianeti presenti internamente alla ''frost line'';<ref name=Bottke2005/><ref name="Petit2001">{{Cita pubblicazione |autore=J.-M. Petit, A. Morbidelli |anno=2001 |titolo=The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt |rivista=Icarus |volume=153 |pp=338-347 |accesso=3 maggio 2019 |doi=10.1006/icar.2001.6702 |url=https://www.gps.caltech.edu/classes/ge133/reading/asteroids.pdf |cid=Petit |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20070221085835/http://www.gps.caltech.edu/classes/ge133/reading/asteroids.pdf |urlmorto=no |formato=pdf}}</ref> d'altro canto però, se si formano troppo precocemente, possono rallentare o impedire l'accrescimento di pianeti più interni. Se invece si formano quasi al termine della fase oligarchica, come sembra sia accaduto nel sistema solare, influenzeranno la fusione degli embrioni planetari rendendola più violenta:<ref name=Bottke2005/> il risultato sarà la formazione di un numero inferiore pianeti rocciosi ma più massicci.<ref name="Levinson2003">{{Cita pubblicazione |autore=H. F. Levison, C. Agnor |anno=2003 |titolo=The role of giant planets in terrestrial planet formation |volume=125 |pp=2692-2713 |accesso=31 marzo 2011 |doi=10.1086/374625 |url=http://www.boulder.swri.edu/~hal/PDF/tfakess.pdf |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20200612082326/https://www.boulder.swri.edu/~hal/PDF/tfakess.pdf |urlmorto=no |rivistaThe Astronomical Journal |formato=pdf}}</ref> Inoltre, le dimensioni della zona dei pianeti rocciosi risulterà più compatta, dal momento che essi si formeranno più vicini alla stella centrale. Si ritiene che nel sistema solare l'influenza dei pianeti giganti, in particolare Giove, sia stata limitata dal momento che essi sono abbastanza lontani dai pianeti terrestri.<ref name=Levinson2003/>
 === Migrazione e assestamento delle orbite ===
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 Una volta formati, i pianeti vanno incontro ad una riorganizzazione delle orbite fino al raggiungimento di una configurazione stabile nel tempo. Perché ciò possa verificarsi, spesso i pianeti sono costretti a migrare, vale a dire subire un cambiamento di alcuni [[parametri orbitali]], in particolare del [[semiasse maggiore]].
-Sono descritti due tipi di migrazione orbitale. La ''migrazione di tipo I'' coinvolge i pianeti rocciosi, i quali emettono delle ''onde di densità a spirale'' mentre si muovono all'interno del disco residuo.<ref name="laughlin2004">{{cita pubblicazione| rivista=The Astrophysical Journal |volume= 608 |numero= 1 | data= giugno 2004| doi= 10.1086/386316 | titolo= Type I Planetary Migration with MHD Turbulence| autore=G. Laughlin, A. Steinacker, F. C. Adams| url= http://iopscience.iop.org/0004-637X/608/1/489/ | accesso=27 settembre 2011}}</ref> Il verificarsi di uno squilibrio nella forza delle interazioni tra il gas e le onde anteriormente e posteriormente al pianeta, con queste ultime che esercitano una forza di torsione maggiore, determina una perdita di momento angolare da parte dell'oggetto e una sua conseguente rapida migrazione verso l'interno.<ref name="douglaslescienze"/><ref name="laughlin2004"/> La ''migrazione di tipo II'' vede coinvolti invece i giganti gassosi, capaci di aprire delle lacune all'interno del disco in grado di arrestare una migrazione secondo il primo tipo.<ref name="douglaslescienze"/> Tuttavia, l'afflusso di materiale del disco nella lacuna determina comunque una perdita di momento angolare, che causa un ulteriore decadimento dell'orbita e della lacuna.<ref>{{cita pubblicazione| titolo=Reversing type II migration: resonance trapping of a lighter giant protoplanet| autore= F. Masset, M. Snellgrove| doi= 10.1046/j.1365-8711.2001.04159.x| rivista= Monthly Notices of the Royal Astronomical Society| volume= 320| numero= 4| pp= L55–L59| data= febbraio 2001| url= http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1046/j.1365-8711.2001.04159.x/full| accesso=27 settembre 2011}}</ref> Questa fase si conclude quando il disco scompare oppure quando i pianeti migranti hanno raggiunto il bordo interno del disco, come nel caso dei pianeti gioviani caldi.<ref name="Masset2003"/><ref name=Papaloizou2007/>
+Sono descritti due tipi di migrazione orbitale. La ''migrazione di tipo I'' coinvolge i pianeti rocciosi, i quali emettono delle ''onde di densità a spirale'' mentre si muovono all'interno del disco residuo.<ref name="laughlin2004">{{Cita pubblicazione |autore=G. Laughlin, A. Steinacker, F. C. Adams |data=giugno 2004 |titolo=Type I Planetary Migration with MHD Turbulence |rivista=The Astrophysical Journal |volume=608 |numero=1 |accesso=27 settembre 2011 |doi=10.1086/386316 |url=http://iopscience.iop.org/0004-637X/608/1/489/}}</ref> Il verificarsi di uno squilibrio nella forza delle interazioni tra il gas e le onde anteriormente e posteriormente al pianeta, con queste ultime che esercitano una forza di torsione maggiore, determina una perdita di momento angolare da parte dell'oggetto e una sua conseguente rapida migrazione verso l'interno.<ref name="douglaslescienze" /><ref name="laughlin2004" /> La ''migrazione di tipo II'' vede coinvolti invece i giganti gassosi, capaci di aprire delle lacune all'interno del disco in grado di arrestare una migrazione secondo il primo tipo.<ref name="douglaslescienze" /> Tuttavia, l'afflusso di materiale del disco nella lacuna determina comunque una perdita di momento angolare, che causa un ulteriore decadimento dell'orbita e della lacuna.<ref>{{Cita pubblicazione |autore=F. Masset, M. Snellgrove |data=febbraio 2001 |titolo=Reversing type II migration: resonance trapping of a lighter giant protoplanet |rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=320 |numero=4 |pp=L55–L59 |accesso=27 settembre 2011 |doi=10.1046/j.1365-8711.2001.04159.x |url=http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1046/j.1365-8711.2001.04159.x/full |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20151127164714/http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1046/j.1365-8711.2001.04159.x/full |urlmorto=no}}</ref> Questa fase si conclude quando il disco scompare oppure quando i pianeti migranti hanno raggiunto il bordo interno del disco, come nel caso dei pianeti gioviani caldi.<ref name="Masset2003" /><ref name=Papaloizou2007/>
-[[File:Lhborbits.png|thumb|left|upright=1.8|Una serie di immagini che mostra i reciproci rapporti tra i pianeti esterni e la cintura di planetesimi del sistema solare secondo il modello di Nizza: a) configurazione primitiva, prima dell'instaurarsi della risonanza 2:1 tra Giove e Saturno; b) dispersione dei planetesimi nel sistema solare interno in seguito allo scambio orbitale tra Nettuno (blu scuro) e Urano (blu chiaro); c) dopo l'espulsione dei planetesimi ad opera dei pianeti.<ref name="Gomes05">{{cita pubblicazione | titolo=Origin of the cataclysmic Late Heavy Bombardment period of the terrestrial planets | autore=R. Gomes, H. F. Levison, K. Tsiganis, A. Morbidelli | rivista=Nature | anno=2005 | volume=435 | numero=7041 | p=466 | doi=10.1038/nature03676 | pmid=15917802 |url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2005Natur.435..466G }}</ref>]]
+[[File:Lhborbits.png|thumb|left|upright=1.8|Una serie di immagini che mostra i reciproci rapporti tra i pianeti esterni e la cintura di planetesimi del sistema solare secondo il modello di Nizza: a) configurazione primitiva, prima dell'instaurarsi della risonanza 2:1 tra Giove e Saturno; b) dispersione dei planetesimi nel sistema solare interno in seguito allo scambio orbitale tra Nettuno (blu scuro) e Urano (blu chiaro); c) dopo l'espulsione dei planetesimi ad opera dei pianeti.<ref name="Gomes05">{{Cita pubblicazione |autore=R. Gomes, H. F. Levison, K. Tsiganis, A. Morbidelli |anno=2005 |titolo=Origin of the cataclysmic Late Heavy Bombardment period of the terrestrial planets |rivista=Nature |volume=435 |numero=7041 |p=466 |accesso=27 settembre 2011 |doi=10.1038/nature03676 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005Natur.435..466G |PMID=15917802 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20170419060750/http://adsabs.harvard.edu/abs/2005Natur.435..466G |urlmorto=no}}</ref>]]
-In seguito, dopo la dissipazione di ciò che resta del disco protoplanetario, i pianeti, e in particolare i giganti gassosi, interagiscono tra loro causando delle modificazioni nei parametri orbitali; una delle conseguenze del fenomeno è il così detto ''scattering gravitazionale'', che determina un allargamento delle orbite.<ref>{{cita pubblicazione| titolo= Toward a Deterministic Model of Planetary Formation. I. A Desert in the Mass and Semimajor Axis Distributions of Extrasolar Planets| autore=S. Ida, D. N. C. Lin | rivista=The Astrophysical Journal| volume= 604| numero= 1 | pp=388-413| data= marzo 2004| doi=10.1086/381724| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ApJ...604..388I| accesso=27 settembre 2011}}</ref> Un fenomeno simile sarebbe avvenuto nel sistema solare ed è descritto dal [[modello di Nizza]]:<ref name="Gomes05"/><ref name="Tsiganis05">{{cita pubblicazione| autore=K. Tsiganis, R. Gomes, A. Morbidelli, H. F. Levison |anno=2005 |titolo=Origin of the orbital architecture of the giant planets of the Solar System |rivista=Nature |volume=435 |numero=7041 |pp=459–461 |doi=10.1038/nature03539 |pmid=15917800 |url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2005Natur.435..459T }}</ref><ref name="Morbidelli05">{{cita pubblicazione| autore=A. Morbidelli, H. F. Levison, K. Tsiganis, R. Gomes |anno=2005 |titolo=Chaotic capture of Jupiter's Trojan asteroids in the early Solar System |rivista=Nature |volume=435 |numero=7041 |pp=462–465 |oclc=112222497 |doi=10.1038/nature03540 |url=http://www.oca.eu/michel/PubliGroupe/MorbyNature2005.pdf |pmid=15917801 |bibcode = 2005Natur.435..462M }}</ref> originariamente, i pianeti esterni del sistema solare percorrevano orbite più vicine al Sole, con raggi compresi tra ~5,5 e ~17 UA; al di là del pianeta più esterno si estendeva una vasta e densa [[cintura asteroidale|cintura]] di planetesimi fino a circa 35 UA. Dopo alcune centinaia di milioni di anni di lenta e graduale migrazione, i due giganti più interni, Giove e Saturno, si assestarono in una [[risonanza orbitale]] 2:1; l'instaurarsi di questo fenomeno ha comportato un aumento delle loro [[eccentricità orbitale|eccentricità orbitali]], destabilizzando l'intero sistema planetario: l'arrangiamento delle orbite planetarie si è alterato con drammatica rapidità.<ref name="Geotimes05">{{cita web | titolo=Orbital shuffle for early solar system | autore=K. Hansen | editore= Geotimes | url=http://www.geotimes.org/june05/WebExtra060705.html | data=7 giugno 2005 | accesso=26 agosto 2007}}</ref> Giove ha spinto Saturno verso l'esterno, nella sua attuale posizione; questa ricollocazione ha causato delle mutue interazioni gravitazionali tra il pianeta e i due giganti ghiacciati, costretti ad assumere orbite più eccentriche. In questo modo i due pianeti si sono addentrati nella cintura planetesimale esterna, scambiandosi di posizione e perturbando violentemente le orbite di milioni di planetesimi, scagliandoli via dalla cintura; si stima che in questo modo il disco esterno abbia perso il 99% della sua massa iniziale.<ref name="Tsiganis05"/> Alcuni dei planetesimi scagliati via dai giganti ghiacciati sono stati sospinti nel [[sistema solare interno]], provocando un incremento degli impatti nei pianeti rocciosi, il così detto [[intenso bombardamento tardivo]].<ref name="Gomes05"/> La migrazione dei pianeti più esterni e le interazioni con Giove spiegano le caratteristiche delle regioni più esterne del sistema solare:<ref name="Levison2008">{{cita pubblicazione| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008Icar..196..258L | titolo=Origin of the structure of the Kuiper belt during a dynamical instability in the orbits of Uranus and Neptune | autore=H. F. Levison, A. Morbidelli, C. Vanlaerhoven, R. Gomes, K. Tsiganis | rivista=Icarus| volume= 196| numero= 1| pp=258-273| data=luglio 2008 |doi= 10.1016/j.icarus.2007.11.035 | accesso=20 settembre 2011}}</ref> secondo il modello, gli oggetti costretti da Giove in orbite altamente ellittiche andarono a formare la [[nube di Oort]], serbatoio della gran parte delle [[cometa|comete]] del sistema solare,<ref name="Levison2008"/> mentre gli oggetti vincolati da Nettuno durante la sua migrazione andarono a costituire l'attuale [[cintura di Kuiper]] e il [[disco diffuso]].<ref name="Levison2008"/>
+In seguito, dopo la dissipazione di ciò che resta del disco protoplanetario, i pianeti, e in particolare i giganti gassosi, interagiscono tra loro causando delle modificazioni nei parametri orbitali; una delle conseguenze del fenomeno è il cosiddetto ''scattering gravitazionale'', che determina un allargamento delle orbite.<ref>{{Cita pubblicazione |autore=S. Ida, D. N. C. Lin |data=marzo 2004 |titolo=Toward a Deterministic Model of Planetary Formation. I. A Desert in the Mass and Semimajor Axis Distributions of Extrasolar Planets |rivista=The Astrophysical Journal |volume=604 |numero=1 |pp=388-413 |accesso=27 settembre 2011 |doi=10.1086/381724 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ApJ...604..388I |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20190810150123/http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ApJ...604..388I |urlmorto=no}}</ref> Un fenomeno simile sarebbe avvenuto nel sistema solare ed è descritto dal [[modello di Nizza]]:<ref name="Gomes05" /><ref name="Tsiganis05">{{Cita pubblicazione |autore=K. Tsiganis, R. Gomes, A. Morbidelli, H. F. Levison |anno=2005 |titolo=Origin of the orbital architecture of the giant planets of the Solar System |rivista=Nature |volume=435 |numero=7041 |pp=459-461 |accesso=27 settembre 2011 |doi=10.1038/nature03539 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005Natur.435..459T |PMID=15917800 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20170118005414/http://adsabs.harvard.edu/abs/2005Natur.435..459T |urlmorto=no}}</ref><ref name="Morbidelli05">{{Cita pubblicazione |autore=A. Morbidelli, H. F. Levison, K. Tsiganis, R. Gomes |anno=2005 |titolo=Chaotic capture of Jupiter's Trojan asteroids in the early Solar System |rivista=Nature |volume=435 |numero=7041 |pp=462-465 |accesso=27 settembre 2011 |doi=10.1038/nature03540 |bibcode=2005Natur.435..462M |url=http://www.oca.eu/michel/PubliGroupe/MorbyNature2005.pdf |PMID=15917801 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20090731120551/http://www.oca.eu/michel/PubliGroupe/MorbyNature2005.pdf |urlmorto=sì |oclc=112222497}}</ref> originariamente, i pianeti esterni del sistema solare percorrevano orbite più vicine al Sole, con raggi compresi tra ~5,5 e ~17 UA; al di là del pianeta più esterno si estendeva una vasta e densa [[cintura asteroidale|cintura]] di planetesimi fino a circa 35 UA. Dopo alcune centinaia di milioni di anni di lenta e graduale migrazione, i due giganti più interni, Giove e Saturno, si assestarono in una [[risonanza orbitale]] 2:1; l'instaurarsi di questo fenomeno ha comportato un aumento delle loro [[eccentricità orbitale|eccentricità orbitali]], destabilizzando l'intero sistema planetario: l'arrangiamento delle orbite planetarie si è alterato con drammatica rapidità.<ref name="Geotimes05">{{Cita web |url=http://www.geotimes.org/june05/WebExtra060705.html |titolo=Orbital shuffle for early solar system |autore=K. Hansen |editore=Geotimes |data=7 giugno 2005 |accesso=26 agosto 2007 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20070927212314/http://www.geotimes.org/june05/WebExtra060705.html |urlmorto=no}}</ref> Giove ha spinto Saturno verso l'esterno, nella sua attuale posizione; questa ricollocazione ha causato delle mutue interazioni gravitazionali tra il pianeta e i due giganti ghiacciati, costretti ad assumere orbite più eccentriche. In questo modo i due pianeti si sono addentrati nella cintura planetesimale esterna, scambiandosi di posizione e perturbando violentemente le orbite di milioni di planetesimi, scagliandoli via dalla cintura; si stima che in questo modo il disco esterno abbia perso il 99% della sua massa iniziale.<ref name="Tsiganis05" /> Alcuni dei planetesimi scagliati via dai giganti ghiacciati sono stati sospinti nel [[sistema solare interno]], provocando un incremento degli impatti nei pianeti rocciosi, il cosiddetto [[intenso bombardamento tardivo]].<ref name="Gomes05" /> La migrazione dei pianeti più esterni e le interazioni con Giove spiegano le caratteristiche delle regioni più esterne del sistema solare:<ref name="Levison2008">{{Cita pubblicazione |autore=H. F. Levison, A. Morbidelli, C. Vanlaerhoven, R. Gomes, K. Tsiganis |data=luglio 2008 |titolo=Origin of the structure of the Kuiper belt during a dynamical instability in the orbits of Uranus and Neptune |rivista=Icarus |volume=196 |numero=1 |pp=258-273 |accesso=20 settembre 2011 |doi=10.1016/j.icarus.2007.11.035 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008Icar..196..258L |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20170118004829/http://adsabs.harvard.edu/abs/2008Icar..196..258L |urlmorto=no}}</ref> secondo il modello, gli oggetti costretti da Giove in orbite altamente ellittiche andarono a formare la [[nube di Oort]], serbatoio della gran parte delle [[cometa|comete]] del sistema solare,<ref name="Levison2008" /> mentre gli oggetti vincolati da Nettuno durante la sua migrazione andarono a costituire l'attuale [[cintura di Kuiper]] e il [[disco diffuso]].<ref name="Levison2008" />
 == Significato di ''accrescimento'' ==
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 Nell'accezione primaria, il termine "accrescimento" identifica il processo che porta all'incremento di massa di un corpo celeste che, per gravità, attira su di sé il materiale gassoso circostante che, in seguito al principio di conservazione del momento angolare, andrà a disporsi in un disco circumstellare. Talvolta al disco protoplanetario ci si riferisce come "disco di accrescimento", perché anche se la stella nascente si trova ormai nella fase di T Tauri il materiale gassoso può ancora precipitare su di essa dal bordo più interno del disco contribuendo ad incrementarne ulteriormente la massa.<ref name=Yorke1999/> L'utilizzo del termine "disco di accrescimento" al posto di "disco protoplanetario" è quindi frequente causa di confusione tra questa prima accezione e il processo di accrescimento planetario: in quest'ultimo contesto, per "accrescimento" si intende il processo che a partire dai granuli di polvere e ghiaccio, che orbitano attorno nel disco circumstellare alla stella in formazione, conduce alla loro graduale fusione nei planetesimi e da questi, in seguito a plurime collisioni, porta alla formazione dei protopianeti.<ref name=Kokubo2002/>
-Inoltre, i giganti gassosi stessi, durante la loro formazione, attraversano una fase di accrescimento inteso nel significato primario del termine, ovvero le nubi di [[idrogeno]] ed [[elio]] catturate dal protopianeta si contraggono e si schiacciano andando a formare un vero e proprio disco di accrescimento, da cui poi potrà residuare un sistema di [[satellite naturale|satelliti]].<ref name=Canup2002>{{cita pubblicazione|autore=R. M. Canup, W. R. Ward|titolo=Formation of the Galilean Satellites: Conditions of Accretion|rivista=The Astronomical Journal|anno=2002|volume=124|pp=3404–3423|doi=10.1086/344684| url=http://www.boulder.swri.edu/~robin/cw02final.pdf|formato=pdf}}</ref>
+Inoltre, i giganti gassosi stessi, durante la loro formazione, attraversano una fase di accrescimento inteso nel significato primario del termine, ovvero le nubi di [[idrogeno]] ed [[elio]] catturate dal protopianeta si contraggono e si schiacciano andando a formare un vero e proprio disco di accrescimento, da cui poi potrà residuare un sistema di [[satellite naturale|satelliti]].<ref name="Canup2002">{{Cita pubblicazione |autore=R. M. Canup, W. R. Ward |anno=2002 |titolo=Formation of the Galilean Satellites: Conditions of Accretion |rivista=The Astronomical Journal |volume=124 |pp=3404-3423 |accesso=31 marzo 2011 |doi=10.1086/344684 |url=http://www.boulder.swri.edu/~robin/cw02final.pdf |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20190615104621/https://www.boulder.swri.edu/~robin/cw02final.pdf |urlmorto=no |formato=pdf}}</ref>
 == Questioni aperte ==
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 Numerose questioni sulla fisica dei dischi di accrescimento/protoplanetari sono ancora in attesa di risposta,<ref name=Wurchterl2004/> la più importante delle quali concerne le modalità che consentono alla materia in accrescimento sulla protostella di perdere il suo eccesso di momento angolare; sembra che questa grandezza fisica sia trasportata verso le porzioni più esterne del disco, ma i precisi meccanismi non sono ancora ben compresi. Inoltre è ancora poco noto il processo o i processi che conducono alla scomparsa del disco.<ref name=Nakamoto1995/><ref name=Klahr2003/>
-La formazione dei planetesimi è un'altra importante questione irrisolta, per il fatto che il semplice accumulo delle polveri diviene inefficace quando le particelle di polvere divengono più grandi.<ref name=Youdin2002/> Una possibile spiegazione è fornita dall'[[instabilità di Jeans|instabilità gravitazionale]]. Particelle di diversi centimetri di diametro o più grandi vanno a costituire, all'interno del piano del disco, un sottile ma denso strato dello spessore di circa 100&nbsp;km; tale accumulo è però gravitazionalmente instabile e pronto a frammentarsi in numerosi ammassi più piccoli che a loro volta possono collassare per formare i planetesimi.<ref name=Montmerle2006/><ref name=Youdin2002>{{cita pubblicazione| autore=A. N. Youdin, F. N. Shu |titolo=Planetesimal formation by gravitational instability| rivista=The Astrophysical Journal| volume=580| pp=494–505| anno=2002|doi=10.1086/343109| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002ApJ...580..494Y}}</ref> Questo meccanismo sembra fornire una spiegazione sul perché certe stelle possiedano una corte di pianeti, mentre altre non presentano nemmeno [[cintura asteroidale|dischi residui]].<ref name=Youdin2002/>
+La formazione dei planetesimi è un'altra importante questione irrisolta, per il fatto che il semplice accumulo delle polveri diviene inefficace quando le particelle di polvere divengono più grandi.<ref name=Youdin2002/> Una possibile spiegazione è fornita dall'[[instabilità di Jeans|instabilità gravitazionale]]. Particelle di diversi centimetri di diametro o più grandi vanno a costituire, all'interno del piano del disco, un sottile ma denso strato dello spessore di circa 100&nbsp;km; tale accumulo è però gravitazionalmente instabile e pronto a frammentarsi in numerosi ammassi più piccoli che a loro volta possono collassare per formare i planetesimi.<ref name=Montmerle2006/><ref name="Youdin2002">{{Cita pubblicazione |autore=A. N. Youdin, F. N. Shu |anno=2002 |titolo=Planetesimal formation by gravitational instability |rivista=The Astrophysical Journal |volume=580 |pp=494-505 |accesso=31 marzo 2011 |doi=10.1086/343109 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002ApJ...580..494Y |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20210629113039/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2002ApJ...580..494Y/abstract |urlmorto=no}}</ref> Questo meccanismo sembra fornire una spiegazione sul perché certe stelle possiedano una corte di pianeti, mentre altre non presentano nemmeno [[cintura asteroidale|dischi residui]].<ref name=Youdin2002/>
-Un'altra questione aperta riguarda la formazione dei giganti gassosi: le teorie attuali non sono in grado di spiegare esaurientemente in che modo i loro nuclei si formano così velocemente da accumulare in breve tempo quantità significative di gas dal disco in fase di dissolvimento:<ref name=Kokubo2002/><ref name=Inaba2003/> la durata media dei dischi, inferiore a 10<sup>7</sup>&nbsp;anni, sembra assai più breve del tempo necessario per la formazione dei nuclei.<ref name=Haisch2001/> Un altro problema riguardante i giganti gassosi è la loro migrazione: alcune simulazioni mostrano che le interazioni con il disco causerebbero uno spostamento verso l'interno troppo rapido, tale da perturbare le orbite degli eventuali pianeti rocciosi in formazione.<ref>{{cita|Papaloizou|p. 10}}, 2007</ref>
+Un'altra questione aperta riguarda la formazione dei giganti gassosi: le teorie attuali non sono in grado di spiegare esaurientemente in che modo i loro nuclei si formano così velocemente da accumulare in breve tempo quantità significative di gas dal disco in fase di dissolvimento:<ref name=Kokubo2002/><ref name=Inaba2003/> la durata media dei dischi, inferiore a 10<sup>7</sup>&nbsp;anni, sembra assai più breve del tempo necessario per la formazione dei nuclei.<ref name=Haisch2001/> Un altro problema riguardante i giganti gassosi è la loro migrazione: alcune simulazioni mostrano che le interazioni con il disco causerebbero uno spostamento verso l'interno troppo rapido, tale da perturbare le orbite degli eventuali pianeti rocciosi in formazione.<ref>{{Cita |Papaloizou |p. 10}}, 2007</ref>
+== Curiosità ==
+[[Rudolf Steiner]] nella sua ''Scienza dello Spirito'' parla dell’evoluzione spirituale della Terra ipotizzando un’evoluzione simile a quella ipotizzata da Kant e Laplace, con la differenza che la nube primordiale non era costituita di gas ma di calore. Inoltre quel moto gravitazionale che avrebbe poi distaccato e aggregato i primi pianeti sarebbe sorto a causa dell’azione delle gerarchie spirituali.<ref>{{Cita libro |autore=Rudolf Steiner |titolo=Gerarchie spirituali e loro riflesso nel mondo fisico |edizione=Editrice antroposofica |anno=2010 |pp=78-80 |ISBN=978-88-7787-393-4}}</ref> La teoria in sé, secondo Steiner, proverrebbe dalle scuole occulte del [[Medioevo]].<ref>{{Cita libro |autore=Rudolf Steiner |titolo=Le manifestazioni del karma |editore=Editrice antroposofica |p=215 |ISBN=978-88-7787-421-4}}</ref>
 == Note ==
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 <references group="N"/>
 ;Fonti
-{{references}}
+<references/>
 == Bibliografia ==
 === Testi generici ===
-* {{cita libro | cognome= Reeves| nome= H. | titolo= L'evoluzione cosmica| editore= Rizzoli–BUR| città= Milano | anno= 2000| isbn= 88-17-25907-1}}
+* {{Cita libro |nome=H. |cognome=Reeves |titolo=L'evoluzione cosmica |anno=2000 |editore=Rizzoli–BUR |città=Milano |ISBN=88-17-25907-1}}
-* {{Cita libro| cognome= AA.VV | titolo= L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia| editore= De Agostini| città= Novara | anno= 2002|cid=L'universo}}
+* {{Cita libro |cognome=AA.VV |titolo=L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia |anno=2002 |editore=De Agostini |città=Novara |cid=L'universo}}
-* {{cita libro | cognome= Hack| nome= M. | wkautore= Margherita Hack | titolo= Dove nascono le stelle. Dalla vita ai quark: un viaggio a ritroso alle origini dell'Universo| editore= Sperling & Kupfer| città= Milano | anno= 2004| isbn= 88-8274-912-6}}
+* {{Cita libro |nome=M. |cognome=Hack |wkautore=Margherita Hack |titolo=Dove nascono le stelle. Dalla vita ai quark: un viaggio a ritroso alle origini dell'Universo |anno=2004 |editore=Sperling & Kupfer |città=Milano |ISBN=88-8274-912-6}}
-* {{cita libro | cognome= Gribbin| nome= J. | titolo= Enciclopedia di astronomia e cosmologia| editore= Garzanti| città= Milano | anno= 2005| isbn= 88-11-50517-8}}
+* {{Cita libro |nome=J. |cognome=Gribbin |titolo=Enciclopedia di astronomia e cosmologia |anno=2005 |editore=Garzanti |città=Milano |ISBN=88-11-50517-8}}
-* {{Cita libro| cognome= Owen| nome= W.| titolo= Atlante illustrato dell'Universo| editore= Il Viaggiatore| città= Milano| anno= 2006|cid=Owen| isbn= 88-365-3679-4}}
+* {{Cita libro |nome=W. |cognome=Owen |titolo=Atlante illustrato dell'Universo |anno=2006 |editore=Il Viaggiatore |città=Milano |cid=Owen |ISBN=88-365-3679-4}}
 === Testi specialistici ===
-* {{cita libro | autore= S. Chandrasekhar | titolo=Principles of Stellar Dynamics | anno=2005 (1ª ed. 1942) | editore= Dover | città= New York | isbn=0-486-44273-X | lingua=en }}
+* {{Cita libro |autore=S. Chandrasekhar |titolo=Principles of Stellar Dynamics |anno=2005 (1ª ed. 1942) |editore=Dover |città=New York |lingua=en |ISBN=0-486-44273-X}}
-* {{cita libro| autore= Martin Schwarzschild | titolo= Structure and Evolution of the Stars | editore= Princeton University Press | anno=1958 | isbn=0-691-08044-5 | lingua=en }}
+* {{Cita libro |autore=Martin Schwarzschild |titolo=Structure and Evolution of the Stars |url=https://archive.org/details/structureevoluti0000mart |anno=1958 |editore=Princeton University Press |lingua=en |ISBN=0-691-08044-5}}
-* {{cita libro | nome=Robert G. | cognome=Aitken | titolo=The Binary Stars | editore=Dover Publications Inc. | città=New York | anno=1964 | lingua=en }}
+* {{Cita libro |nome=Robert G. |cognome=Aitken |titolo=The Binary Stars |anno=1964 |editore=Dover Publications Inc. |città=New York |lingua=en}}
-* {{cita libro | cognome= Lada| nome= C. J. | coautori= N. D. Kylafits| titolo= The Origin of Stars and Planetary Systems| editore= Kluwer Academic Publishers| città= | anno= 1999| isbn= 0-7923-5909-7| lingua= en}}
+* {{Cita libro |nome=C. J. |cognome=Lada |titolo=The Origin of Stars and Planetary Systems |anno=1999 |editore=Kluwer Academic Publishers |lingua=en |ISBN=0-7923-5909-7 |coautori=N. D. Kylafits}}
-* {{cita libro | autore= Dina Prialnik | titolo=An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution | anno=2000 | editore=Cambridge University Press | isbn=0-521-65065-8 | lingua=en }}
+* {{Cita libro |autore=Dina Prialnik |titolo=An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution |anno=2000 |editore=Cambridge University Press |lingua=en |ISBN=0-521-65065-8}}
-* {{cita libro| autore= L. Hartmann | anno=2000 | titolo=Accretion Processes in Star Formation | editore=Cambridge University Press | isbn=0-521-78520-0 | lingua=en }}
+* {{Cita libro |autore=L. Hartmann |titolo=Accretion Processes in Star Formation |anno=2000 |editore=Cambridge University Press |lingua=en |ISBN=0-521-78520-0}}
-* {{cita libro | autore= T. Padmanabhan |anno=2001| titolo= Theoretical Astrophysics: Stars and Stellar Systems Vol. 2| editore= Cambridge University Press| pp= 594| isbn= 0-521-56631-2| lingua= en}}
+* {{Cita libro |autore=T. Padmanabhan |titolo=Theoretical Astrophysics: Stars and Stellar Systems Vol. 2 |anno=2001 |editore=Cambridge University Press |lingua=en |p=594 |ISBN=0-521-56631-2}}
-* {{cita libro | cognome= De Blasi| nome= A. | titolo= Le stelle: nascita, evoluzione e morte| editore= CLUEB| città= Bologna| anno= 2002| isbn= 88-491-1832-5}}
+* {{Cita libro |nome=A. |cognome=De Blasi |titolo=Le stelle: nascita, evoluzione e morte |anno=2002 |editore=CLUEB |città=Bologna |ISBN=88-491-1832-5}}
-* {{cita libro| autore=M. Salaris |curatore= S. Cassisi | titolo=Evolution of stars and stellar populations | anno=2005 | editore=John Wiley and Sons | pagine=108–109 | isbn=0-470-09220-3 | lingua=en }}
+* {{Cita libro |autore=M. Salaris |curatore=S. Cassisi |titolo=Evolution of stars and stellar populations |url=https://archive.org/details/evolutionstarsst00sala_539 |anno=2005 |editore=John Wiley and Sons |lingua=en |pp=[https://archive.org/details/evolutionstarsst00sala_539/page/n121 108]-109 |ISBN=0-470-09220-3}}
-* {{cita libro| autore=Vittorio Castellani | editore= Zanichelli | città= Bologna | anno=2006| url=http://astrofisica.altervista.org/doku.php | titolo= Fondamenti di Astrofisica Stellare}}
+* {{Cita libro |autore=Vittorio Castellani |titolo=Fondamenti di Astrofisica Stellare |url=http://astrofisica.altervista.org/doku.php |anno=2006 |editore=Zanichelli |città=Bologna}}
 == Voci correlate ==
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 *[[Origine ed evoluzione del sistema solare]]
 *[[Storia della Terra]]
+== Collegamenti esterni ==
+* {{Collegamenti esterni}}
 {{Formazione stellare}}

V · D · M Formazione stellare
Oggetti stellari giovani	Protostella · Stella pre-sequenza principale (Variabili Orione: T Tauri · EXor · FUor · Stella Ae/Be di Herbig)
Nebulosità associate	Nube interstellare · Nube molecolare (GMC) · Regione H II · Nebulosa oscura · Globulo di Bok · Nebulosa solare (Proplyd) · Oggetto di Herbig-Haro
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V · D · M Formazione dei corpi del sistema solare
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Voci correlate	Disco protoplanetario · Formazione stellare · Nebulosa solare