Rappresentazione artistica di pianeti in orbita intorno a un buco nero supermassiccio [Kagoshima University]

I pianeti del buco nero

Tre scienziati giapponesi hanno pubblicato uno studio che analizza la possibilità che possano formarsi pianeti nel disco di polveri che orbita a qualche parsec di distanza dal motore centrale di un buco nero da decine di milioni di masse solari. Secondo i loro calcoli, la formazione planetaria in simili condizioni non solo è possibile, ma potrebbe dare origine a schiere di decine di migliaia di pianeti, ciascuno con una massa tipica di circa dieci masse terrestri

Hubble, ALMA e altri telescopi ci hanno mostrato negli ultimi decenni straordinarie immagini di dischi protoplanetari intorno a giovani stelle. Gli astronomi sono convinti che siano quei dischi di polveri e gas gli incubatori da cui nascono i pianeti. È difficile ottenere prove dirette di formazione planetaria, perché si tratta di processi che durano milioni di anni, ma molteplici studi e simulazioni idrodinamiche hanno reso piuttosto chiari, almeno nelle loro linee generali, i meccanismi di aggregazione che, da piccoli grani di polveri, portano in progresso di tempo alla formazione di planetesimi, poi di protopianeti e, infine, di pianeti veri e propri.

L’elemento comune delle teorie di formazione planetaria è che i dischi protoplanetari che danno origine ai pianeti siano formati dal materiale residuo — polveri e gas — lasciato dalla formazione delle stelle intorno alle quali i dischi medesimi orbitano. Del resto, che tra sistemi planetari e stelle esista uno strettissimo legame è dimostrato al di là di ogni dubbio dagli oltre 4.000 pianeti extrasolari finora scoperti, la quasi totalità dei quali fa parte di sistemi formati da una o più stelle [1].

Il disco protoplanetario che circonda la giovane stella HL Tauri, ripreso con incredibile dettaglio dall’interferometro ALMA. I solchi concentrici potrebbero essere stati scavati da pianeti in via di formazione [ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)]

Eppure esistono altri dischi

Nulla esclude, però, almeno in linea teorica, che dei pianeti possano formarsi anche all’interno di altri dischi di polveri e gas, non collegati necessariamente a una stella, purché vi siano in quei dischi condizioni favorevoli alla lenta aggregazione di particelle, che, nel corso di milioni di anni, conduce alla nascita dei pianeti. Dobbiamo chiederci, allora: esistono dischi di gas e polveri che non orbitano intorno a una stella e che sono in qualche misura simili ai normali dischi protoplanetari? La risposta è sì: sono i dischi di accrescimento che orbitano intorno ai buchi neri e forniscono a quei voraci mostri celesti la materia di cui si alimentano.

In particolare, i buchi neri supermassicci, quelli che abitano al centro della maggior parte delle galassie, compresa la Via Lattea, sono potenziali candidati per ospitare, nei loro enormi dischi di accrescimento, intere popolazioni di pianeti. Almeno questa è la conclusione a cui giunge il primo studio [2] dedicato a esplorare l’affascinante possibilità che la formazione planetaria possa aver luogo anche in un ambiente a prima vista altamente inospitale, come quello che circonda buchi neri da milioni di masse solari.

Per comprendere i risultati a cui sono giunti i tre giapponesi autori di questa ricerca, bisogna in primo luogo aver chiaro come è fatto il disco di accrescimento intorno a un buco nero supermassiccio (o SMBH; la sigla è un acronimo dell’inglese SuperMassive Black Hole). La struttura è illustrata schematicamente nel grafico seguente.

Il cerchio nero con la didascalia SMBH indica la posizione del buco nero supermassiccio. Dalla regione centrale del disco di accrescimento emana un’altissima luminosità, emessa per lo più nelle bande dell’ultravioletto e dei raggi X. Rsub è il raggio di sublimazione delle polveri, Rsnow la linea della neve. La formazione planetaria può avvenire nella regione del toro di polveri che si estende dalla linea della neve fino a circa 10 pc (parsec) di distanza dal buco nero [Keiichi Wada et al 2019 ApJ 886 107]

I buchi neri sono oggetti spaventosamente massicci e compatti, fonti di un’attrazione gravitazionale così intensa da non consentire neppure alla luce, una volta catturata, di sfuggire all’esterno. L’immensa gravità esercitata dagli SBMH situati al centro delle galassie fa precipitare verso di essi grandi masse di gas interstellare, che solo in parte finiscono all’interno del buco nero. Una gran parte del gas resta in orbita intorno allo SMBH, ruotando tanto più velocemente quanto più è vicino al suo confine, il cosiddetto orizzonte degli eventi.

Nelle immediate vicinanze di uno SMBH, le collisioni tra particelle riscaldano il gas fino a temperature di miliardi di gradi. È un ambiente infernale, che produce luminosità che possono raggiungere valori nell’ordine delle 10¹² luminosità solari (cioè migliaia di miliardi di volte l’energia emessa ogni secondo dal Sole).

In questa zona, che può estendersi per diverse unità astronomiche [3] a seconda della massa del buco nero, la formazione planetaria è impossibile. La temperatura è infatti così elevata che le polveri, elementi di base del processo di “costruzione” dei pianeti, non possono formarsi (i granelli sublimano in genere a temperature intorno ai 1.500 K). Questa regione più interna del disco di accrescimento è una sorta di efficientissimo motore naturale, che emette fiotti di radiazione, per lo più nella regione dei raggi X e dell’ultravioletto. È proprio tale radiazione, con le sue particolari firme spettroscopiche, che contraddistingue i cosiddetti **nuclei galattici attivi, o AGN**, scoperti al centro di molteplici galassie, tra cui le galassie di Seyfert di tipo I e tipo II.

Un processo in quattro fasi

Ma, ad alcuni parsec [4] di distanza dallo SMBH, la temperatura scende al di sotto del punto di sublimazione delle polveri, dando origine a un ambiente dinamico e turbolento, agitato da masse di gas presenti in forma sia atomica sia molecolare. A mano a mano che aumenta la distanza dal buco nero centrale, la temperatura diminuisce ancora, il che favorisce la formazione di un toro di gas molecolare relativamente freddo, ricco di polveri, denso e compatto. Allontanandosi ancora di qualche parsec dal raggio di sublimazione delle polveri, si raggiunge la cosiddetta linea della neve, analoga a quella che esiste nei comuni dischi protoplanetari in orbita intorno a molte stelle: a partire dalla linea della neve, le polveri nel toro diventano ghiacciate. Ciò vuol dire che l’aggregazione di particelle di polveri frammiste a ghiaccio può produrre corpi contenenti frazioni significative di acqua, come sono gli oggetti trans-nettuniani nel Sistema Solare.

Al di là del raggio di sublimazione delle polveri, masse di gas atomico e molecolare generano profonde turbolenze, che influiscono sul tempo di aggregazione delle polveri. Il gas atomico, più caldo, è diffuso soprattutto all’esterno del disco di polveri, mentre il gas molecolare, più freddo, circola nelle regioni più interne [Takuma Izumi et al 2018 ApJ 867 48]

L’ipotetico, ma plausibile, processo di formazione planetaria descritto dai tre autori dello studio avviene intorno a uno SBMH da decine di milioni di masse solari, in un nucleo galattico attivo non eccessivamente luminoso. La luminosità influisce, infatti, sulle turbolenze del gas che trasporta le polveri: troppa luminosità, come quella generata da un buco nero troppo massiccio o troppo vorace, non consentirebbe ai granelli di polvere di aggregarsi fino a formare pianeti in un tempo cosmico compatibile con l’età dell’Universo. I dischi di accrescimento degli SMBH che alimentano i luminosissimi quasar non sono, dunque, luoghi favorevoli al processo di formazione planetaria; lo sono invece gli AGN meno luminosi, come quelli al centro delle galassie di Seyfert.

Nel modello proposto dallo studio, il processo di formazione planetaria avviene in una regione del disco di accrescimento con una temperatura media di circa 100 K (−173 gradi Celsius), che si estende radialmente per oltre due parsec a partire dalla linea della neve [5].

Il processo si svolge in quattro fasi. Durante la prima fase, detta hit-and-stick (“colpisci e aderisci”), microscopici granelli di polvere ghiacciata delle dimensioni di 1 decimillesimo di millimetro collidono occasionalmente e rimangono attaccati gli uni agli altri grazie a forze elettrostatiche. Si formano in tal modo aggregati via via più grandi, ma molto porosi internamente e perciò di densità estremamente bassa.

Quando gli aggregati raggiungono la grandezza approssimativa di 0,1 centimetri, comincia la seconda fase, dominata dalla forza di compressione esercitata dalle collisioni. Durante questa fase, gli aggregati di polveri sono trasportati dalle turbolenze del gas in cui si trovano immersi. La velocità delle collisioni cresce rispetto alla fase precedente, determinando una progressiva compressione degli aggregati, che aumentano ora non solo in massa e grandezza, ma anche in densità, diventando meno “fioccosi”.

Al termine della fase di compressione, gli iniziali semi di aggregazione delle polveri sono ormai cresciuti fino alla dimensione approssimativa di 1 km. Le prime due fasi del processo richiedono in totale ben 380 milioni di anni per concludersi, poste le condizioni fin qui elencate.

Il tempo necessario affinché granelli di polvere microscopici si aggreghino fino a formare oggetti delle dimensioni di 1 km varia in funzione della luminosità e della massa del buco nero (riportata in ascissa come logaritmo in base 10 della massa del Sole). Per un buco nero da 6,3 milioni di masse solari, il tempo occorrente è di quasi 400 milioni di anni (10 elevato a 8,6) [Keiichi Wada et al 2019 ApJ 886 107]

Da questo momento in poi, le cose procedono però molto più velocemente. Durante la terza fase, gli aggregati continuano a crescere di dimensioni e a compattarsi, ma la spinta che fa aumentare la loro densità non proviene più dalle collisioni originate dalla turbolenza del gas, ma dall’autogravità dovuta alla loro crescente massa. L’evoluzione di tali oggetti è ora determinata da processi di riscaldamento e dissipazione del calore, che dipendono dalle specifiche caratteristiche dell’ambiente in cui sono immersi.

La quarta fase è dominata da instabilità gravitazionali. Quando gli aggregati di polveri ghiacciate raggiungono una massa sufficiente, diventano gravitazionalmente instabili. I “protopianeti” si frammentano così in strutture spiraliformi, dalle quali emergono alla fine, per collasso della materia in essi contenuta, i “pianeti” veri e propri. La durata complessiva delle ultime due fasi è di qualche milione di anni al massimo.

Formazione planetaria su una scala colossale

Ciò che rende particolarmente affascinante il modello descritto in questo studio è la scala del fenomeno di formazione planetaria intorno a uno SMBH, assolutamente gigantesca, se paragonata a ciò che avviene nei normali dischi protoplanetari. Secondo i calcoli presentati dai tre autori, all’interno di un anello del disco di accrescimento che si estende dalla linea della neve fino a 7 parsec di distanza dallo SMBH potrebbero formarsi fino a 85.000 pianeti, ciascuno con una massa media pari a 10 masse terrestri: un numero di pianeti quattro ordini di grandezza maggiore di quello di qualsiasi sistema planetario attualmente noto!

C’è una tabella nello studio, riportata di seguito, che mette bene in evidenza queste differenze di scala, che sono veramente impressionanti.

Differenze tra un disco protoplanetario e un disco circumnucleare (cioè un disco che orbita intorno a uno SMBH al centro di una galassia attiva) [Keiichi Wada et al 2019 ApJ 886 107]

Consideriamo, per esempio la massa dell’oggetto centrale. Nei dischi protoplanetari tale oggetto è una stella e la sua massa è nell’ordine di una massa solare. Nel caso, invece, dei dischi di accrescimento (chiamati nella tabella dischi circumnucleari), la massa dell’oggetto centrale, cioè del buco nero, è compresa tra i milioni e i miliardi di masse solari. Tutto il resto del sistema, a partire dalla luminosità, scala in conformità di questa enorme differenza iniziale di massa.

In un disco protoplanetario, il disco di polveri ha una dimensione tipica di 10–100 unità astronomiche: una minuscola frazione di anno luce [6]. In un disco circumnucleare, invece, la sua dimensione può raggiungere i 100 parsec, cioè oltre 300 anni luce!

Veniamo infine ai “materiali da costruzione” dei pianeti. La massa del gas in un disco protoplanetario è stimata in un centesimo della massa della stella centrale. In un disco circumnucleare, invece, la massa del gas è pari approssimativamente a* un decimo della massa del buco nero: siamo quindi nell’ordine dei milioni di masse solari,* nel caso di uno SMBH da 10⁷ masse solari.

Per quanto riguarda le polveri, in un disco protoplanetario la loro quantità totale è pari a circa 1 decimillesimo di massa solare. In un disco circumnucleare si arriva invece a un valore compreso tra 1.000 e 1.000.000 di masse solari.

A fronte di simili numeri non può sorprendere che possano formarsi decine di migliaia di pianeti più massicci della Terra nello spazio di pochi parsec!

Purtroppo il grosso limite del modello teorico proposto dai tre scienziati giapponesi è che non è verificabile, almeno non con i mezzi tecnologici di cui disponiamo oggi. Neppure i più potenti telescopi e radiotelescopi possono risolvere dettagli della grandezza di pianeti nei parsec centrali di una galassia attiva. Per ora, dunque, possiamo solo limitarci a immaginare quale grandioso spettacolo potrebbe offrire un’immensa schiera di pianeti, nascosta nel toro di gas e polveri che orbita lentamente [7] a qualche parsec di distanza dall’accecante motore centrale di un buco nero da decine di milioni di masse solari.

Potrebbe esserci vita su qualcuno di quei pianeti? Chissà? Quel che sappiamo è che, intorno a stelle come il Sole, le favorevoli condizioni che hanno permesso alla vita di colonizzare la Terra non durano per sempre. Il Sole, per esempio, invecchiando diventerà più caldo e fra circa un miliardo di anni investirà il nostro pianeta con una tale intensità di radiazione, da prosciugare i mari e rendere probabilmente impossibile ogni forma di vita.

Simili rischi non esisterebbero per gli eventuali pianeti formatisi nelle regioni esterne del disco circumnucleare di uno SMBH. I buchi neri non invecchiano e non muoiono [8], sicché i pianeti che orbitano loro intorno, una volta formatisi, potrebbero godere di un tempo pressoché infinito: una condizione senz’altro favorevole perché la vita possa attecchire ed evolvere. Ma si tratta, ovviamente, di pura speculazione: non sappiamo, in primo luogo, se davvero possono formarsi pianeti nel disco di polveri di uno SMBH; inoltre, non conosciamo le effettive condizioni ambientali con cui quegli ipotetici pianeti dovrebbero confrontarsi. Molteplici fattori potrebbero rendere impossibile la vita: per esempio, un’altissima frequenza di collisioni con corpi di varia grandezza (asteroidi, comete, altri pianeti); un eccesso di radiazioni ionizzanti nei periodi in cui il buco nero attraversa picchi di attività; fattori chimici ignoti che impediscono alla vita di attecchire, ecc.

È in ogni caso suggestivo pensare che un’insondabile varietà di mondi abitabili potrebbe esistere nel cuore di ogni galassia, in quello che apparentemente sembrerebbe il più inospitale degli ecosistemi, a solo qualche parsec di distanza dai motori più potenti dell’Universo.

Note

[1] È stato scoperto finora solo un piccolissimo gruppo di corpi di probabile massa planetaria (tra i quali, per esempio, **PSO J318.5–22**) che non fanno parte di alcun sistema stellare. Gli astronomi non sanno se si tratti di pianeti scagliati fuori dai loro sistemi di origine in seguito a sfortunate interazioni gravitazionali oppure di nane brune, cioè stelle fallite, formatesi allo stesso modo delle stelle vere e proprie, cioè dal collasso gravitazionale di nubi molecolari. Per quanto ne sappiamo, i pianeti solitari potrebbero essere milioni o addirittura miliardi nella sola Via Lattea, ma siccome è molto difficile scoprirli, per ora rappresentano solo una frazione irrisoria dei pianeti appartenenti a sistemi stellari.

[2] Lo studio, firmato da tre scienziati giapponesi, Keiichi Wada, Yusuke Tsukamoto e Eiichiro Kokubo, è stato pubblicato il 26 novembre 2019 su Astrophysical Journal.

[3] Un’unità astronomica è la distanza media tra la Terra e il Sole. Corrisponde a poco meno di 150 milioni di km.

[4] Un parsec equivale a 3,26 anni luce ovvero poco più di 30.000 miliardi di km.

[5] La linea della neve è situata a 4,7 parsec di distanza dal buco nero nel caso di uno SBMH da 10⁷ masse solari relativamente poco luminoso.

[6] Un anno luce corrisponde a 63.241 unità astronomiche.

[7] A 5,5 parsec di distanza da un buco nero da 10⁷ masse solari, una rivoluzione completa richiede qualcosa come 400.000 anni terrestri.

[8] Al massimo evaporano, emettendo la cosiddetta radiazione di Hawking. Ma nel caso di uno SMBH il processo è talmente lento da richiedere un tempo enormemente più lungo dell’età attuale dell’Universo.

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