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Disco protoplanetario

Imagen de Atacama Large Millimeter Array de HL Tauri [1] [2]

Un disco protoplanetario es un disco circunestelar giratorio de gas denso y polvo que rodea a una estrella joven recién formada , una estrella T Tauri o una estrella Herbig Ae/Be . El disco protoplanetario puede no considerarse un disco de acreción , aunque los dos son similares. Si bien son similares, un disco de acreción es más caliente y gira mucho más rápido. También se encuentra en los agujeros negros , no en las estrellas. Este proceso no debe confundirse con el proceso de acreción que se cree que forma los planetas. Los discos protoplanetarios fotoevaporantes iluminados externamente se denominan proplidos .

Formación

La secuencia evolutiva de los discos protoplanetarios con subestructuras [3]
Una imagen de 2009 que muestra fracciones de estrellas que sugieren cierta evidencia de tener un disco protoplanetario en función de su edad estelar en millones de años; las muestras son cúmulos y asociaciones jóvenes cercanas. [4]

Las protoestrellas se forman a partir de nubes moleculares que consisten principalmente en hidrógeno molecular . Cuando una porción de una nube molecular alcanza un tamaño, masa o densidad críticos, comienza a colapsar bajo su propia gravedad . A medida que esta nube colapsante, llamada nebulosa solar , se vuelve más densa, los movimientos aleatorios de gas originalmente presentes en la nube se promedian a favor de la dirección del momento angular neto de la nebulosa. La conservación del momento angular hace que la rotación aumente a medida que disminuye el radio de la nebulosa. Esta rotación hace que la nube se aplane, como si se formara una pizza plana con masa, y tome la forma de un disco. Esto ocurre porque la aceleración centrípeta del movimiento orbital resiste la atracción gravitatoria de la estrella solo en la dirección radial, pero la nube permanece libre para colapsar en la dirección axial. El resultado es la formación de un disco delgado sostenido por la presión del gas en la dirección axial. [5] El colapso inicial demora unos 100.000 años. Después de ese tiempo, la estrella alcanza una temperatura superficial similar a la de una estrella de secuencia principal de la misma masa y se vuelve visible.

Actualmente es una estrella T Tauri. La acumulación de gas sobre la estrella continúa durante otros 10 millones de años, [6] antes de que el disco desaparezca, tal vez arrastrado por el viento estelar de la estrella joven , o tal vez simplemente deje de emitir radiación una vez finalizada la acreción. El disco protoplanetario más antiguo descubierto hasta ahora tiene 25 millones de años. [7] [8]

Disco protoplanetario. Simulación del brazo espiral frente a datos de observación. [9]

Los discos protoplanetarios que rodean a las estrellas T Tauri difieren de los discos que rodean a los componentes primarios de los sistemas binarios cercanos en cuanto a su tamaño y temperatura. Los discos protoplanetarios tienen radios de hasta 1000 UA y solo sus partes más internas alcanzan temperaturas superiores a 1000 K. Muy a menudo están acompañados de chorros .

Se han observado discos protoplanetarios alrededor de varias estrellas jóvenes en nuestra galaxia. Las observaciones realizadas con el telescopio espacial Hubble han demostrado que se están formando proplidos y discos planetarios dentro de la nebulosa de Orión . [10] [11]

Se cree que los discos protoplanetarios son estructuras delgadas, con una altura vertical típica mucho menor que el radio y una masa típica mucho menor que la de la joven estrella central. [12]

La masa de un disco protoplanetario típico está dominada por su gas, sin embargo, la presencia de granos de polvo tiene un papel importante en su evolución. Los granos de polvo protegen el plano medio del disco de la radiación energética del espacio exterior que crea una zona muerta en la que la inestabilidad magnetorrotacional (MRI) ya no opera. [13] [14]

Se cree que estos discos consisten en una envoltura turbulenta de plasma, también llamada zona activa, que encierra una extensa región de gas inactivo llamada zona muerta. [14] La zona muerta ubicada en el plano medio puede ralentizar el flujo de materia a través del disco, lo que impide alcanzar un estado estable.

Eyección de remanentes de supernova que produce material formador de planetas .

Sistema planetario

Ilustración de un artista que ofrece una descripción general simple de las principales regiones de un disco protoplanetario, delineadas por la línea de hollín y escarcha, que, por ejemplo, se ha observado alrededor de la estrella V883 Orionis . [15]

La hipótesis nebular de la formación del sistema solar describe cómo se cree que los discos protoplanetarios evolucionan hasta convertirse en sistemas planetarios. Las interacciones electrostáticas y gravitacionales pueden hacer que los granos de polvo y hielo del disco se acrecienten para formar planetesimales . Este proceso compite con el viento estelar , que expulsa el gas fuera del sistema, y ​​la gravedad ( acreción ) y las tensiones internas ( viscosidad ), que atraen material hacia la estrella central T Tauri. Los planetesimales constituyen los componentes básicos de los planetas terrestres y gigantes. [16] [17]

Un modelo de un disco protoplanetario.

Se cree que algunas de las lunas de Júpiter , Saturno y Urano se formaron a partir de análogos circumplanetarios más pequeños de los discos protoplanetarios. [18] [19] La formación de planetas y lunas en discos geométricamente delgados, ricos en gas y polvo, es la razón por la que los planetas están dispuestos en un plano eclíptico . Decenas de millones de años después de la formación del Sistema Solar, las pocas UA interiores del Sistema Solar probablemente contenían docenas de cuerpos del tamaño de la Luna a Marte que se estaban acumulando y consolidando en los planetas terrestres que ahora vemos. La luna de la Tierra probablemente se formó después de que un protoplaneta del tamaño de Marte impactara oblicuamente la proto-Tierra ~30 millones de años después de la formación del Sistema Solar.

Discos de escombros

Se han encontrado discos de polvo circunestelar pobres en gas alrededor de muchas estrellas cercanas, la mayoría de las cuales tienen edades en el rango de ~10 millones de años (por ejemplo, Beta Pictoris , 51 Ophiuchi ) a miles de millones de años (por ejemplo, Tau Ceti ). Estos sistemas suelen denominarse " discos de escombros ". Dadas las edades más antiguas de estas estrellas y las cortas vidas de los granos de polvo de tamaño micrométrico alrededor de las estrellas debido al arrastre de Poynting Robertson , las colisiones y la presión de radiación (normalmente cientos a miles de años), se piensa que este polvo proviene de las colisiones de planetesimales (por ejemplo, asteroides , cometas ). Por lo tanto, los discos de escombros alrededor de estos ejemplos (por ejemplo, Vega , Alphecca , Fomalhaut , etc.) no son "protoplanetarios", sino que representan una etapa posterior de la evolución del disco donde los análogos extrasolares del cinturón de asteroides y el cinturón de Kuiper albergan colisiones generadoras de polvo entre planetesimales.

Relación con la abiogénesis

Según estudios recientes con modelos informáticos , las moléculas orgánicas complejas necesarias para la vida pueden haberse formado en el disco protoplanetario de granos de polvo que rodea al Sol antes de la formación de la Tierra. [20] Según los estudios informáticos, este mismo proceso también puede ocurrir alrededor de otras estrellas que adquieran planetas . [20] (Véase también Moléculas orgánicas extraterrestres ).

Galería

Véase también

Wikimedia Commons tiene medios relacionados con Discos protoplanetarios.

Referencias

  1. ^ Johnathan Webb (6 de noviembre de 2014). "Formación de planetas captada en fotografía". BBC .
  2. ^ "El nacimiento de planetas se revela con asombroso detalle en la 'mejor imagen jamás obtenida' de ALMA". NRAO. 6 de noviembre de 2014. Archivado desde el original el 6 de noviembre de 2014.
  3. ^ "Evolución temprana de estructuras de discos planetarios observada por primera vez". Observatorio Nacional de Radioastronomía . Consultado el 18 de febrero de 2024 .
  4. ^ Mamajek, EE; Usuda, Tomonori; Tamura, Motohide; Ishii, Miki (2009). "Condiciones iniciales de la formación de planetas: tiempos de vida de los discos primordiales". Actas de la conferencia AIP . 1158 : 3–10. arXiv : 0906.5011 . Código Bibliográfico :2009AIPC.1158....3M. doi :10.1063/1.3215910. S2CID  16660243.
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  6. ^ Mamajek, EE; Meyer, MR; Hinz, PM; Hoffmann, WF; Cohen, M. y Hora, JL (2004). "Restricción de la vida útil de los discos circunestelares en la zona de planetas terrestres: un estudio en el infrarrojo medio de la Asociación Tucana-Horologium de 30 millones de años". The Astrophysical Journal . 612 (1): 496–510. arXiv : astro-ph/0405271 . Código Bibliográfico :2004ApJ...612..496M. doi :10.1086/422550. S2CID  16366683.
  7. ^ White, RJ y Hillenbrand, LA (2005). "Un disco de acreción de larga duración alrededor de una estrella binaria T Tauri con escasez de litio". The Astrophysical Journal . 621 (1): L65–L68. arXiv : astro-ph/0501307 . Código Bibliográfico :2005ApJ...621L..65W. doi :10.1086/428752. S2CID  17532904.
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  9. ^ "Disco protoplanetario: brazo espiral simulado frente a datos observacionales" . Consultado el 30 de octubre de 2015 .
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[1]

Lectura adicional

  1. ^ "Inicio | Centro de Astrofísica | Harvard y Smithsonian". www.cfa.harvard.edu . Consultado el 1 de agosto de 2024 .