Contrariamente a quello che si potrebbe pensare, il Sistema Solare non è stabile ma è un sistema caotico, nel senso che anche una perturbazione relativamente piccola potrebbe propagarsi e amplificarsi al punto da sconvolgerne l'assetto attuale. Questo è quanto emerse già alla fine degli anni '80 del secolo scorso, tramite simulazioni numeriche basate su modelli "secolari" a n-corpi (si veda ad esempio questo articolo). Tale caoticità, peraltro, rende impossibile predire in modo deterministico anche l'evoluzione del Sistema Solare sul lungo periodo e infatti, se da un lato recenti simulazioni suggeriscono una relativa stabilità nei prossimi centomila anni (si veda l'articolo da poco pubblicato in questo Blog da E.Bonora), su una scala di milioni o addirittura milia rdi di anni ben poco si può dire.
A questo punto, percorrendo la strada dell'approccio probabilistico, due ricercatori canadesi (G.Brown e H.Rein) si sono divertiti a stimare quanto piccola può essere una perturbazione capace di stravolgere il Sistema Solare, ricalcolando anche la probabilità di simili eventi causati da incontri stellari più o meno ravvicinati, non solo nel caso del Sole ma anche in altri contesti stellari più affollati.
Negli ultimi anni, diversi lavori sembravano indicare come, nel corso della sua esistenza, difficilmente il Sistema Solare sarebbe incorso in un incontro stellare talmente ravvicinato da destabilizzarlo. Invece, i due ricercatori mostrano come anche una perturbazione debole, dovuta ad un incontro non troppo ravvicinato e che causi una variazione dello 0,1% nel semiasse maggiore di Nettuno, sia capace di propagarsi e ripercuotersi sulle orbite dei pianeti interni, destabilizzando l'intero sistema solare anche se magari solo sul lungo termine (entro i 5 miliardi di anni).
Diversi ambienti stellari
Nei dintorni del Sole, tipicamente le stelle hanno una massa di 0,3 masse solari, una velocità relativa sui 25 km/s e una densità di una stella ogni 7 Parsec3 o 250 anni luce cubici (mediamente a 6 anni luce una dall'altra); in queste condizioni, gli autori stimano che la frequenza degli incontri "critici" capaci di sconvolgere la struttura del Sistema Solare sia pari a uno ogni 170 miliardi di anni, una quindicina di volte di volte il tempo di vita del Sole. Questo significa che, da adesso fino alla fine del ciclo vitale del Sole, la probabilità di un incontro catastrofico con un'altra stella è dell'ordine del 3,5%, una eventualità piuttosto remota anche se non da escludere completamente..
Le cose cambiano considerano altri luoghi, dove la densità stellare e la frequenza di incontri sono decisamente maggiori. Ad esempio, in un giovane ammasso aperto simile a quello in cui deve essere nato anche il Sole, si raggiungono le 100 stelle per pc3, peraltro con una bassa velocità le une rispetto alle altre, data l'origine comune. In questo contesto, ovviamente, gli incontri stellari sono centinaia di volte più frequenti e durano anche di più, il che ne amplifica l'effetto sugli eventuali sistemi planetari presenti. Se poi ci spostiamo nelle regioni centrali di un ammasso globulare, allora la densità stellare cresce di un fattore 10 ed un ulteriore ordine di grandezza si aggiunge se andiamo nel nucleo della galassia, dove però le velocità sono decisamente elevate e quindi gli incontri sono frequentissimi ma fugaci. Le caratteristiche dei vari ambienti e le corrispondenti frequenze di incontro sono riportate nella tabella qui sotto, dove τc è appunto l'intervallo di tempo tra due incontri critici per la stabilità dei sistemi planetari.
La figura in apertura mostra questi risultati in forma grafica, con l'inverso della frequenza di un evento in funzione della variazione relativa del semiasse maggiore di Nettuno (a sinistra) oppure della distanza minima dell'incontro (a destra), nei vari ambiti stellari considerati. Gli autori sottolineano anche l'importanza degli incontri multipli, che aumentano l'effetto destabilizzante dovuto comunque all'interazione tra coppie di pianeti che si scambiano momento angolare cambiando orbita, nell'arco dei millenni.
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