La Fascia di Kuiper

Anziché terminare bruscamente con l'orbita di Plutone, il sistema solare contiene un'ampia regione occupata da piccoli corpi celesti.

di: Jane X. Luu e David C. Jewitt.

Dopo la scoperta di Plutone nel 1930, molti astronomi furono affascinati dalla possibilità di trovare un decimo pianeta in orbita intorno al Sole. Celato dalle enormi distanze dello spazio interplanetario, il misterioso <<pianeta X.>> poteva essere sfuggito all'osservazione anche dei migliori telescopi, o almeno così pensavano questi scienziati. Tuttavia sono passati decenni senza che venisse fatta una scoperta, e gran parte dei ricercatori accerta ormai il sistema solare sia limitato ai nove pianeti che ci sono familiari. (ora otto per il declassamento di Plutone)

Molti scienziati, tuttavia, hanno cominciato a rivedere profondamente la loro concezione di sistema solare a partire dal 1992, quando il nostro gruppo identificò un piccolo corpo celeste - di poche centinaia di chilometri di diametro - situato a una distanza dal Sole inferiore a quello di tutti pianeti conosciuti. Da allora abbiamo identificato una trentina di oggetti simili nel sistema solare esterno. È probabile che vi sia un numero considerevole di questi piccoli corpi nella fascia di Kuiper, una regione così chiamata in onore di Gérard P. Kuiper, l'astronomo americano di origine olandese che nel 1951 propose per primo che il sistema solare potesse includere una simile famiglia di oggetti lontani. Ma che cosa spinse Kuiper a ipotizzare, circa quarant'anni fa che il piano del sistema solare fosse popolato da numerosi piccoli corpi orbitanti a grande distanza dal Sole? questa sua convinzione derivava dalla conoscenza del comportamento delle comete, agglomerati di roccia e ghiaccio la cui orbita le porta, a intervalli regolari, ad avvicinarsi al Sole provenendo dalle regioni esterne del sistema solare. Molti di questi oggetti relativamente piccoli assumono periodicamente un aspetto spettacolare, appena la radiazione solare li riscalda sufficienza da creare una grande fiamma luminosa, fatta di polvere e gas, e una coda allungata. Gli astronomi hanno compreso da lungo tempo che queste comete attive devono essere membri relativamente nuovi sistema solare interno. Un corpo come una cometa di Halley, che passa nelle vicinanze del Sole ogni 76 anni, perde circa 1/10 millesimo della propria massa nel corso di ogni visita. Questa cometa sopravviverà quindi solo per circa 10.000 orbite, pare fosse mezzo milione di anni in tutto. Dato che simili comete e ebbero origine durante la formazione del sistema solare, 4, 5 miliardi di anni fa, ormai dovrebbero aver perduto totalmente i loro costituenti volatili, trasformandosi in nuclei rocciosi inattivi o in correnti rarefatte di polvere. Perché allora esistono ancora tante comete in grado di stupirci con le loro pirotecniche apparizioni?

Le comete attualmente attive si sono formate nelle prime fasi di vita del sistema solare, ma fino ai tempi recenti si sono conservate in uno stato inattivo, perlopiù all'interno di quel <<congelatore>> celeste che è la Nube di Oort. L'astronomo olandese Jan H. Oort ipotizzò nel 1950 l'esistenza di questa sfera di materia cometaria. Egli riteneva che la nube avesse un diametro di circa 100.000 unità astronomiche e che contenesse centinaia di miliardi di comete. Secondo la concezione di Oort, gli effetti gravitazionali causali dovuti al passaggio delle stelle vicine strapperebbero dalle loro orbite stabili alcune comete della nube e le spingerebbero gradualmente verso il Sole. Per buona parte degli ultimi 75 anni l'ipotesi di Lord ha spiegato adeguatamente dimensioni e orientazione delle traiettorie seguite dalle cosiddette comete al lungo periodo (quelle che impiegano più di 200 anni per completare un'orbita intorno al Sole). Le osservazioni astronomiche dimostrano che questi corpi giungono nella zona occupata dai pianeti provenendo da direzioni casuali, come ci si aspetterebbe se le comete avessero origine in una regione sferica come la nube di Oort. Viceversa, l'ipotesi di Oort non poteva spiegare le orbite delle comete di breve periodo, che normalmente sono più piccole e solo leggermente inclinate rispetto all'eclittica (il piano dell'orbita terrestre). La maggior parte degli astronomi riteneva che le comete di breve periodo percorressero in origine orbite immense, orientate in maniera casuale (come fanno oggi le comete di lungo periodo), e che fossero state portate nella loro attuale configurazione orbitale dagli effetti gravitazionali dei pianeti, soprattutto di Giove. Non tutti gli scienziati però erano d'accordo con questa ipotesi. Già nel 1949 Kenneth Essex Edgeworth, studioso non professionista irlandese (che non apparteneva ad alcun istituto di ricerca), scrisse una memoria nella quale proponeva che nel sistema solare esterno potesse esistere un anello piatto costituito da comete. Nel suo articolo del 1951, anche Kuiper parlò di una simile fascia di comete, ma senza fare riferimento al precedente lavoro di Edgeworth. Kuiper, insieme con altri, sostenne che il disco del sistema solare non terminasse bruscamente con Nettuno e Plutone (ognuno dei quali, a seconda della sua posizione nell'orbita, può avere la palma del pianeta più lontano dal Sole); e immagino invece una fascia, situata fra Nettuno e Plutone, consistente di materia residua della formazione dei pianeti. La densità della materia in questa regione esterna sarebbe stata troppo bassa per consentire l'accrescimento di grandi pianeti, ma questo non impediva che vi si trovassero oggetti più piccoli, forse dimensioni asteroidali. Essendo situati a grande distanza dal Sole, questi residui sparsi di materia primordiale presumibilmente hanno sempre avuto una temperatura superficiale bassa; sembrava quindi probabile che questi oggetti lontani fossero composti di ghiaccio d'acqua di vari gas allo stato solido, una composizione che li rendeva molto simili ai nuclei di comete. L'ipotesi di Kuiper languì fino agli anni 70, quando Paul C. Joss del Massachusetts Institute of Thechnology cominciò a chiedersi se la gravità di Giove potesse davvero trasformare e efficientemente comete di lungo periodo in comete di breve periodo. E gli fece notare della probabilità di una cattura gravitazionale era così bassa da non poter in alcun modo spiegare il gran numero di comete di breve periodo oggi esistenti. Altri ricercatori, tuttavia, non riuscirono a confermare questo risultato, dell'idea che la nube di Oort desse origine tutte le comete, sia di lungo sia di breve periodo, rimase la più accettata. Ma Joss aveva gettato il seme del dubbio, e a poco a poco altri astronomi cominciarono a mettere in discussione la teoria consolidata. Nel 1980 Julio A. Férnandez aveva, per esempio, aveva effettuato calcoli che indicavano come le comete di breve periodo potessero provenire da una zona appena oltre l'orbita di Nettuno, come proposto da Kuiper.

Gli oggetti che orbitano nella fascia di Kuiper, a grande distanza dal Sole, potrebbero essere un numero enorme, ma non tutti risultano visibili dalla Terra. I corpi ( cerchi rossi ) che potrebbero essere individuati con un telescopio situato sul Mauna Kea, nelle Hawaii, si trovano tipicamente vicino al bordo interno della fascia, come si vede in questa simulazione della distribuzione della materia lontana.

Nel 1988 Martin J. Duncan dell'Università di Toronto, Thomas Quinn e Scott D. Tremaine (entrambi del Canadian Institute for Theoretical Astrophysics) utilizzarono simulazioni al calcolatore per studiare il meccanismo della cattura di una cometa da parte dei pianeti giganti gassosi. Come Joss, essi scoprirono che il processo non funzionava molto bene, il che sollevava dubbi sulla verosimiglianza delle concezioni tradizionali riguardo l'origine delle comete di breve periodo. In effetti, i loro studi rivelarono un'ulteriore discrepanza: essi infatti fecero notare che le poche comete che potrebbero essere state espulse dalla nube di Oort a causa dell'attrazione gravitazionale dei pianeti giganti tendono a formare uno sciame sferico, mentre le orbite delle comete di breve periodo giacciono perlopiù in un piano vicino a quello dell'eclittica. Duncan, Quinn e Tremaine ne dedussero che le comete di breve periodo devono essere state catturate a partire da orbite che non erano molto inclinate rispetto all'eclittica: forse provenivano da una fascia appiattita di comete situata nel sistema solare esterno. Tuttavia la loro cosiddetta ipotesi della fascia di Kuiper non mancava di suscitare perplessità. Per far sì che i calcoli fossero trattabili, essi avevano considerato valori di massa per i pianeti esterni 40 volte superiori a quelli reali (aumentando così l'intensità dell'attrazione gravitazionale e accelerando l'evoluzione orbitale che desideravano studiare). Altri astrofisici si chiedevano se questo <<gioco di prestigio>> computazionale non avesse potuto condurre a una conclusione errata.

Ancora prima che Duncan, Quinn e Tremaine pubblicassero il loro lavoro, ci eravamo domandati se il sistema solare esterno fosse davvero vuoto, oppure se potesse essere occupato da piccoli corpi mai osservati. Nel 1987 iniziamo una ricognizione telescopica allo scopo di rispondere a questa domanda. Il nostro intento è quello di cercare eventuali oggetti presenti nel sistema solare esterno sfruttando la minuscola quantità di luce solare da essi riflessa a distanze così enormi. Sebbene nei nostri primi tentativi avessimo impiegato lastre fotografiche, decidemmo ben presto che le prospettive apparivano migliori con l'uso di un rilevatore elettronico (dispositivo a scorrimento di carica o CCD) fissato a uno dei nostri telescopi più grandi. Abbiamo condotto gran parte del nostro studio utilizzando un telescopio da 2,2 metri dell'Università delle Hawaii. La nostra strategia è quella di impiegare con questo strumento una schiera di CCD e ottenere quattro esposizioni da 15 min, in sequenza, di una particolare zona di cielo ci siamo poi serviti del calcolatore per mostrare le immagini della sequenza in rapida successione; un oggetto che si muova leggermente nell'immagine, sullo sfondo delle stelle "fisse" viene così rivelato come appartenente al sistema solare. Per cinque anni abbiamo continuato la ricerca, ottenendo solo risultati negativi ma la tecnologia a nostra disposizione migliorava così rapidamente che era facile conservare l'entusiasmo nella continua ricerca della nostra elusiva preda. Il 30 agosto 1992 stavamo eseguendo la terza di una sequenza di quattro esposizioni, e nello stesso tempo alternavamo rapidamente le prime due immagini sullo schermo del calcolatore. Notammo così nella posizione di una <<stella>> debole sembrava cambiare lievemente da un'immagine all'altra. Entrambi restammo ammutoliti: lo spostamento non era certo vistoso, ma sembrava reale. Quando confrontammo le prime due immagini con lat erza, ci renderemo conto di aver senza dubbio trovato qualcosa di insolito. Il suo lento moto nel cielo indicava che l'oggetto che avevamo scoperto doveva trovarsi addirittura al di là dell'afelio della lontana orbita di Plutone. Avevamo il sospetto dell'oggetto misterioso potesse essere un asteroide vicino che si muoveva in parallelo con la Terra (fenomeno che potrebbe provocare a sua volta un lento moto apparente), ma ulteriori misurazioni portarono ad escludere questa possibilità. Osservammo di nuovo lo strano corpo nelle due notti successive e ne misurammo accuratamente le posizioni, luminosità e colore. Comunicammo poi di questi dati a Brian G. Marsden, direttore del Central Bureau of Astronomical Telegrams della International Astronomical Union presso la Smithsonian Astrophysical Observatory di Cambridge nel Massachusetts. I suoi calcoli indicarono che l'oggetto da noi scoperto abitava realmente a grande distanza dal Sole: 40 unità astronomicche, ossia poco meno di quanto avessimo ipotizzato inizialmente. E gli assegnò al corpo celeste appena scoperto un nome formale, anche se non particolarmente fantasioso, basato sulla data della scoperta: <<1992 QB1>>. Le nostre osservazioni mostravano che la luce riflessa da QB1 è decisamente più rossa della luce solare che lo illumina. Questa strana colorazione si ritrova in un solo altro oggetto del sistema solare: un asteroide (o cometa) peculiare, denominato 5145 Pholus. I planetologi attribuiscono il colore rosso di questo corpo alla presenza sulla sua superficie di un materiale scuro ricco di carbonio. La somiglianza fra QB1 e 5145 Pholus non fece che aumentare il nostro entusiasmo nei primi giorni dopo la scoperta. Forse l'oggetto che avevamo appena localizzato era ricoperto da un qualche tipo di materiale rossastro ricco di composti organici. Quanto era grande questo nuovo mondo rugginoso? Dalla prima serie di misurazioni, stimavamo che QB1 avesse un diametro compreso tra 200 e 250 km, ossia circa 15 volte le dimensioni del nucleo della cometa di Halley. Alcuni astronomi dubitarono in un primo momento che la sospetta di QB1 implicasse realmente l'esistenza di una popolazione di oggetti nel sistema solare esterno, come Kuiper e altri avevano ipotizzato. Tuttavia i dubbi cominciarono a venir meno quando scoprimmo nel marzo 1993, un secondo oggetto, lontano dal Sole quanto QB1, ma localizzato sul lato opposto del sistema solare. Negli ultimi pochi anni diversi altri gruppi di ricerca si sono uniti ai nostri sforzi, e le scoperte non si sono fatte attendere, l'attuale elenco di oggetti situati nella fascia di Kuiper, oltre l'orbita di Nettuno, comprende 32 membri (1996) .
I componenti noti della fascia di Kuiper presentano svariate caratteristiche comuni, per esempio, si trovano tutti oltre l'orbita di Nettuno, che quindi potrebbe definire il margine interno della fascia. Questi corpi celesti di recente scoperta si muovono su orbite solo leggermente inclinate rispetto all'eclittica, a sostegno dell'ipotesi che essi costituiscano una fascia piatta di comete. Ciascuno dei membri della fascia di Kuiper, inoltre, p milioni di volte più debole del limite di visibilità a occhio nudo. I 32 corpi individuati hanno un diametro variabile tra i 100 e i 400 km: sono quindi notevolmente più piccoli sia di Plutone sia del suo satellite Caronte (2300 km Plutone e 1100km Caronte). Il campione di oggetti finora identificati (1997) è abbastanza modesto, ma sufficiente per dimostrare al di là di ogni possibile dubbio l'esistenza della fascia di Kuiper. E' anche chiaro che la popolazione della fascia deve essere considerevole; stimiamo che essa contenga almeno 35000 oggetti di diametro superiore a 100 km. Pertanto è probabile che la fascia di Kuiper abbia una massa complessiva centinaia di volte maggiore di quella della ben nota fascia degli asteroidi situata tra le orbite di Marte e Giove.

Ammettiamo che la fascia di Kuiper sia ricca di materia; può davvero essere la sorgente dlle comete di breve periodo, che si consumano così rapidamente? Matthew J. Holman e Jack L. Widsom, che allora lavoravano entrambi al MIT hanno affrontato questo problema servendosi di simulazioni al calcolatore. Essi hanno così dimostrato che, in un intervallo di 100.000 anni, l'influenza gravitazionali dei pianeti giganti gassosi ( Giove, Saturno, Urano e Nettuno) allontana le comete che orbitano nelle loro vicinanze, espellendole nelle zone più esterne del sistema solare. Ma una frazione considerevole delle comete che orbitano oltre Nettuno può sfuggire a questo destino e rimanere nella posizione di partenza anche dopo 4,5 miliardi di anni. E' quindi probabile che gli oggetti della fascia di Kuiper situati a più di 40 UA dal Sole si trovino in orbite stabili fin dalla formazione del sistema solare. Gli astronomi ritengono inoltre che la massa contenuta nella fascia di Kuiper fosse sufficiente per formare tutte le comete di breve periodo che siano mai esistite; questa regione del sistema solare sembra quindi essere una buona candiditata a <<magazzino di comete>>.

Nel corso delle prime fasi dell'esistenza del sistema solare la forza di gravità esercitata dai pianeti sortì l'effetto di spazzare via i piccoli corpi che si trovavano all'interno dell'orbita di Nettuno. Alcuni di questi piccoli oggetti precipitarono in direzione del Sole, mentre altri si allontanarono verso la remota nube di Oort.

Anche il meccanismo di trasferimento al di fuori della fascia oggi ben conosciuto. Simulazioni al calcolatore hanno dimostrato che l'azione gravitazionale di Nettuno erode lentamente il bordo interno della fascia di Kuiper (la regione compresa entro 40 UA dal Sole), espellendo oggetti situati in questa zona verso il sistema solare interno. Molti di questi piccoli corpi finiscono per diventare comete che si consumano lentamente, ma alcuni - come la cometa Shoemaker-Levy 9, caduta su Giove nel luglio 1994 - possono trovare una fine violenta collidendo con un pianeta (o anche il Sole). Altri possono essere intrappolati in una <<fionda gravitazionale>> che li scaglia verso le zone remote dello spazio interstellare. Se la fascia di Kuiper è la fonte delle comete di breve periodo, si pone un'altra domanda ovvia: attualmente vi sono forse comete che hanno abbandonato questa regione e stanno dirigendosi verso il sistema solare interno? La risposta potrebbe essere costituita dai Centauri, un gruppo di oggetti che include il già menzionato 5145 Pholus. I Centauri seguono orbite immense che attraversano le orbite planetarie e sono intrinsecamente instabili; possono rimanere nella zona dei pianeti giganti solo per alcuni milioni di anni prima che le interazioni gravitazionali li scaglino fuori dal sistema solare o li trasferiscano in orbite più strette. Dato che i loro tempi di permanenza in orbita sono di gran lunga più brevi dell'età del sistema solare, i Centauri non possono essersi formati dove si trovano attualmente. Tuttavia la natura delle loro orbite fa sì che risulti pressoché impossibile risalire con certezza al loro luogo di origine. Nonostante ciò, la fonte più vicino, e più probabile, è la fascia di Kuiper. I Centauri possono quindi essere <<comete di transizione>>, ossia oggetti di un tempo appartenenti alla fascia di Kuiper che si apprestano a iniziare una vita breve ma spettacolare nel sistema solare interno. Gli elementi più solidi a sostegno di queste ipotesi sono forniti da uno degli oggetti di questo gruppo: 2060 Chirone. Sebbene i suoi scopritori lo avessero inizialmente considerato solo un asteroide insolito, 2060 Chirone viene oggi risolutamente classificato come una cometa attiva dalla chioma debole ma persistente. Via via dello studio della fascia di Kuiper continua, alcuni astronomi hanno cominciato a chiedersi se da questo <<serbatoio>> potrebbe provenire qualcosa di più che semplici comete. È una coincidenza che Plutone, il suo satellite Caronte e Tritone, uno dei satelliti di Nettuno, si trovino tutti nelle vicinanze della fascia di Kuiper? Questa domanda giustificata, in quanto Plutone, Caronte e Tritone hanno alcuni tratti in comune nelle loro proprietà fondamentali e differiscono drasticamente dai loro vicini.

2060 Chirone potrebbe aver lasciato la fascia di Kuiper e rimettersi nella sua attuale traiettoria che incrocia le orbite dei pianeti (a sinistra). Per quanto molto debole, il bagliore che circonda 2060 Chirone indica che esso potrebbe essere correlato con altri corpi <<attivi>>, come la cometa Peltier (qui sopra).

La densità di Plutone e di Tritone, per esempio, è molto maggiore di quella di tutti pianeti giganti gassosi del sistema solare esterno; inoltre anche il moto orbitale di questi corpi è alquanto strano. Tritone ruota intorno a Nettuno in senso <<retrogrado>>, ossia opposto al senso orbitale di tutti pianeti e della maggior parte dei satelliti. L'orbita di Plutone fortemente inclinata rispetto all'eclittica e così allungata che incrocia addirittura l'orbita di Nettuno. Plutone tuttavia non rischia una collisione con il pianeta gigante in quanto le loro orbite hanno un particolare rapporto di risonanza, 3:2; ciò significa che, per ogni tre orbite di Nettuno e intorno al Sole, Plutone ne compie due. I pezzi di questo puzzle celeste possono essere composti se si postula che Plutone, Caronte e Tritone siano gli ultimi superstiti di un gruppo, un tempo molto più grande, di oggetti di dimensioni simili.

Fenomeni di risonanza regolano dimensione e forma delle orbite di molti oggetti della fascia di Kuiper. Uno è descritta dall'eccentricità (ossia la deviazione dalla forma circolare) e dal semiasse maggiore (freccette rosse). Come Plutone, circa metà dei corpi conosciuti della fascia di Kuiper (punti rossi) compie due orbite intorno al Sole nello stesso tempo in cui Nettuno ne completa tre; si ha quindi una risonanza 3:2. L'oggetto 1995 DA2 orbita in una delle tre possibili risonanze. Renu Malhotra del Lunar and Planetary Institute di Houston propone che questo fenomeno rispecchi le prime fasi di evoluzione del sistema solare, quando molti piccoli corpi furono espulsi nello spazio e i pianeti più grandi si allontanarono dal Sole. Durante questi movimenti verso l'esterno Nettuno potrebbe aver trascinato Plutone e numerosi altri corpi più piccoli nelle orbite risonanti che si osservano oggi.

S. Alan Stern del South west Research Institute di Boulder fu il primo a proporre quest'idea nel 1991. I3 corpi potrebbero essere caduti sotto l'influenza di Nettuno, che catturò Tritone e bloccò Plutone - forse con Caronte a ruota - nella sua attuale risonanza orbitale. È interessante il fatto che le risonanze orbitali sembrano influenzare anche la posizione di molti oggetti della fascia di Kuiper. Fino a metà dei corpi scoperti di recente sembrano avere lo stesso rapporto di risonanza 3:2 con Nettuno mostrato da Plutone; come quest'ultimo, essi potranno rimanere tranquillamente nelle loro orbite per miliardi di anni. (La risonanza impedisce a Nettuno di avvicinarsi troppo e per turbare l'orbita del corpo più piccolo.) Abbiamo battezzato questi oggetti della fascia di Kuiper <<Plutini>>, ossia <<piccoli Plutoni>>. A giudicare dalla limitata regione di cielo che abbiamo esaminato, stimiamo che debbano esistere diverse migliaia di plutini di diametro superiore ai 100 km. Le recenti scoperte gli oggetti della fascia di Kuiper aprono nuove prospettive sul sistema solare esterno. Attualmente Plutone sembra avere un posto a parte solo perché è più grande di tutti gli altri membri della fascia di Kuiper, e si può persino dubitare che meriti il titolo di pianeta a tutti gli effetti. Stranamente, una serie di ricerche iniziate nella speranza di trovare un decimo pianeta potrebbe, in un certo senso, averne ridotto il numero finale a otto. Questa beffa della sorte, insieme con le molte interessanti osservazioni che abbiamo compiuto di oggetti della fascia di Kuiper, ci volle del sistema solare serba ancora innumerevoli sorprese.