En astrofísica , la acreción es la acumulación de partículas en un objeto masivo al atraer gravitacionalmente más materia, típicamente materia gaseosa , hacia un disco de acreción . [1] [2] La mayoría de los objetos astronómicos , como galaxias , estrellas y planetas , se forman mediante procesos de acreción.
El modelo de acreción según el cual la Tierra y los demás planetas terrestres se formaron a partir de material meteórico fue propuesto en 1944 por Otto Schmidt , seguido por la teoría de protoplanetas de William McCrea (1960) y finalmente la teoría de captura de Michael Woolfson . [3] En 1978, Andrew Prentice resucitó las ideas laplacianas iniciales sobre la formación de planetas y desarrolló la teoría laplaciana moderna . [3] Ninguno de estos modelos resultó completamente exitoso, y muchas de las teorías propuestas eran descriptivas.
El modelo de acreción de 1944 de Otto Schmidt fue desarrollado de manera cuantitativa en 1969 por Viktor Safronov . [4] Calculó, en detalle, las diferentes etapas de la formación de planetas terrestres. [5] [6] Desde entonces, el modelo se ha desarrollado aún más utilizando simulaciones numéricas intensivas para estudiar la acumulación planetesimal . Ahora se acepta que las estrellas se forman por el colapso gravitacional del gas interestelar . Antes del colapso, este gas se encuentra principalmente en forma de nubes moleculares, como la Nebulosa de Orión . A medida que la nube colapsa, perdiendo energía potencial, se calienta, ganando energía cinética, y la conservación del momento angular asegura que la nube forme un disco aplanado: el disco de acreción .
Unos cientos de miles de años después del Big Bang , el Universo se enfrió hasta el punto en que pudieron formarse átomos. A medida que el Universo continuó expandiéndose y enfriándose, los átomos perdieron suficiente energía cinética y la materia oscura se fusionó lo suficiente como para formar protogalaxias . A medida que se produjo una mayor acreción, se formaron galaxias . [7] La evidencia indirecta está ampliamente difundida. [7] Las galaxias crecen a través de fusiones y acreción de gas suave. La acreción también ocurre dentro de las galaxias, formando estrellas.
Se cree que las estrellas se forman dentro de nubes gigantes de hidrógeno molecular frío : nubes moleculares gigantes de aproximadamente 300.000 M ☉ y 65 años luz (20 pc ) de diámetro. [8] [9] Durante millones de años, las nubes moleculares gigantes son propensas a colapsar y fragmentarse. [10] Estos fragmentos luego forman núcleos pequeños y densos, que a su vez colapsan en estrellas. [9] Los núcleos varían en masa desde una fracción a varias veces la del Sol y se llaman nebulosas protoestelares (protosolares). [8] Poseen diámetros de 2.000 a 20.000 unidades astronómicas (0,01–0,1 pc ) y una densidad de número de partículas de aproximadamente 10.000 a 100.000/cm 3 (160.000 a 1.600.000/cu in). Compárese con la densidad numérica de partículas del aire al nivel del mar: 2,8 × 10 19 /cm 3 (4,6 × 10 20 /pulgada cúbica). [9] [11]
El colapso inicial de una nebulosa protoestelar de masa solar tarda unos 100.000 años. [8] [9] Cada nebulosa comienza con una cierta cantidad de momento angular . El gas en la parte central de la nebulosa, con un momento angular relativamente bajo, sufre una rápida compresión y forma un núcleo hidrostático (no contráctil) caliente que contiene una pequeña fracción de la masa de la nebulosa original. Este núcleo forma la semilla de lo que se convertirá en una estrella. [8] A medida que continúa el colapso, la conservación del momento angular dicta que la rotación de la envoltura que cae se acelera, lo que finalmente forma un disco.
A medida que continúa la caída de material desde el disco, la envoltura finalmente se vuelve delgada y transparente y el objeto estelar joven (YSO) se vuelve observable, inicialmente en luz infrarroja lejana y más tarde en el visible. [11] Alrededor de este momento, la protoestrella comienza a fusionar deuterio . Si la protoestrella es suficientemente masiva (por encima de 80 M J ), sigue la fusión de hidrógeno. De lo contrario, si su masa es demasiado baja, el objeto se convierte en una enana marrón . [12] Este nacimiento de una nueva estrella ocurre aproximadamente 100.000 años después de que comience el colapso. [8] Los objetos en esta etapa se conocen como protoestrellas de clase I, que también se denominan estrellas jóvenes T Tauri , protoestrellas evolucionadas u objetos estelares jóvenes. En este momento, la estrella en formación ya ha acumulado gran parte de su masa; la masa total del disco y la envoltura restante no excede el 10-20% de la masa del YSO central. [11]
En la siguiente etapa, la envoltura desaparece completamente, habiendo sido recogida por el disco, y la protoestrella se convierte en una estrella T Tauri clásica. [13] Estas últimas tienen discos de acreción y continúan acreciendo gas caliente, lo que se manifiesta por fuertes líneas de emisión en su espectro. Las primeras no poseen discos de acreción. Las estrellas T Tauri clásicas evolucionan hacia estrellas T Tauri con líneas débiles. [14] Esto sucede después de aproximadamente 1 millón de años. [8] La masa del disco alrededor de una estrella T Tauri clásica es de aproximadamente el 1-3% de la masa estelar, y se acrecienta a un ritmo de 10 −7 a 10 −9 M ☉ por año. [15] Un par de chorros bipolares también suelen estar presentes. La acreción explica todas las propiedades peculiares de las estrellas T Tauri clásicas: fuerte flujo en las líneas de emisión (hasta el 100% de la luminosidad intrínseca de la estrella), actividad magnética , variabilidad fotométrica y chorros. [16] Las líneas de emisión se forman en realidad cuando el gas acrecentado golpea la "superficie" de la estrella, lo que ocurre alrededor de sus polos magnéticos . [16] Los chorros son subproductos de la acreción: se llevan un momento angular excesivo. La etapa clásica de T Tauri dura unos 10 millones de años [8] (solo hay unos pocos ejemplos de los llamados discos de Peter Pan , donde la acreción continúa persistiendo durante períodos mucho más largos, a veces durando más de 40 millones de años [17] ). El disco finalmente desaparece debido a la acreción en la estrella central, la formación de planetas, la eyección por chorros y la fotoevaporación por la radiación ultravioleta de la estrella central y las estrellas cercanas. [18] Como resultado, la estrella joven se convierte en una estrella T Tauri débilmente alineada , que, a lo largo de cientos de millones de años, evoluciona hasta convertirse en una estrella ordinaria similar al Sol, dependiendo de su masa inicial.
La autoacreción del polvo cósmico acelera el crecimiento de las partículas hasta convertirse en planetesimales del tamaño de rocas . Los planetesimales más masivos acrecientan algunos más pequeños, mientras que otros se rompen en colisiones. Los discos de acreción son comunes alrededor de estrellas más pequeñas, restos estelares en un sistema binario cercano o agujeros negros rodeados de material (como los que se encuentran en los centros de las galaxias ). Algunas dinámicas en el disco, como la fricción dinámica , son necesarias para permitir que el gas en órbita pierda momento angular y caiga sobre el objeto masivo central. Ocasionalmente, esto puede resultar en la fusión de la superficie estelar (ver acreción de Bondi ).
En la formación de planetas terrestres o núcleos planetarios , se pueden considerar varias etapas. Primero, cuando los granos de gas y polvo chocan, se aglomeran por procesos microfísicos como las fuerzas de van der Waals y las fuerzas electromagnéticas , formando partículas de tamaño micrométrico. Durante esta etapa, los mecanismos de acumulación son en gran medida de naturaleza no gravitacional. [19] Sin embargo, la formación de planetesimales en el rango de centímetros a metros no se entiende bien, y no se ofrece una explicación convincente de por qué tales granos se acumularían en lugar de simplemente rebotar. [19] : 341 En particular, todavía no está claro cómo estos objetos crecen hasta convertirse en planetesimales de tamaño de 0,1 a 1 km (0,06 a 0,6 mi); [5] [20] Este problema se conoce como la "barrera del tamaño del metro": [21] [22] A medida que las partículas de polvo crecen por coagulación, adquieren velocidades relativas cada vez mayores con respecto a otras partículas en su vecindad, así como una velocidad de deriva sistemática hacia adentro, que conduce a colisiones destructivas y, por lo tanto, limita el crecimiento de los agregados a un tamaño máximo. [23] Ward (1996) sugiere que cuando los granos de movimiento lento chocan, la gravedad muy baja, aunque no cero, de los granos que chocan impide su escape. [19] : 341 También se piensa que la fragmentación de granos juega un papel importante en la reposición de granos pequeños y en mantener el disco grueso, pero también en el mantenimiento de una abundancia relativamente alta de sólidos de todos los tamaños. [23]
Se han propuesto varios mecanismos para cruzar la barrera del "tamaño de un metro". Pueden formarse concentraciones locales de guijarros, que luego colapsan gravitacionalmente en planetesimales del tamaño de asteroides grandes. Estas concentraciones pueden ocurrir pasivamente debido a la estructura del disco de gas, por ejemplo, entre remolinos, en golpes de presión, en el borde de un hueco creado por un planeta gigante o en los límites de regiones turbulentas del disco. [24] O bien, las partículas pueden asumir un papel activo en su concentración a través de un mecanismo de retroalimentación conocido como inestabilidad de flujo . En una inestabilidad de flujo, la interacción entre los sólidos y el gas en el disco protoplanetario da como resultado el crecimiento de concentraciones locales, ya que nuevas partículas se acumulan en la estela de pequeñas concentraciones, lo que hace que crezcan hasta convertirse en filamentos masivos. [24] Alternativamente, si los granos que se forman debido a la aglomeración de polvo son altamente porosos, su crecimiento puede continuar hasta que se vuelvan lo suficientemente grandes como para colapsar debido a su propia gravedad. La baja densidad de estos objetos les permite permanecer fuertemente acoplados al gas, evitando así colisiones a alta velocidad que podrían resultar en su erosión o fragmentación. [25]
Los granos finalmente se unen para formar cuerpos del tamaño de una montaña (o más grandes) llamados planetesimales. Las colisiones e interacciones gravitacionales entre planetesimales se combinan para producir embriones planetarios del tamaño de la Luna ( protoplanetas ) a lo largo de aproximadamente 0,1 a 1 millón de años. Finalmente, los embriones planetarios chocan para formar planetas a lo largo de 10 a 100 millones de años. [20] Los planetesimales son lo suficientemente masivos como para que las interacciones gravitacionales mutuas sean lo suficientemente significativas como para ser tomadas en cuenta al calcular su evolución. [5] El crecimiento se ve ayudado por la desintegración orbital de cuerpos más pequeños debido al arrastre de gas, que evita que queden varados entre las órbitas de los embriones. [26] [27] Otras colisiones y acumulaciones conducen a planetas terrestres o al núcleo de planetas gigantes.
Si los planetesimales se formaron a través del colapso gravitacional de concentraciones locales de guijarros, su crecimiento en embriones planetarios y los núcleos de planetas gigantes está dominado por las posteriores acreciones de guijarros. La acreción de guijarros se ve ayudada por el arrastre de gas que sienten los objetos a medida que aceleran hacia un cuerpo masivo. El arrastre de gas frena los guijarros por debajo de la velocidad de escape del cuerpo masivo, lo que hace que se desplacen en espiral hacia él y sean acrecionados por él. La acreción de guijarros puede acelerar la formación de planetas en un factor de 1000 en comparación con la acreción de planetesimales, lo que permite que los planetas gigantes se formen antes de la disipación del disco de gas. [28] [29] Sin embargo, el crecimiento del núcleo a través de la acreción de guijarros parece incompatible con las masas y composiciones finales de Urano y Neptuno . [30] Los cálculos directos indican que, en un disco protoplanetario típico , el tiempo de formación de un planeta gigante a través de la acreción de guijarros es comparable a los tiempos de formación resultantes de la acreción planetesimal. [31]
La formación de los planetas terrestres difiere de la de los planetas gigantes gaseosos, también llamados planetas joviales . Las partículas que forman los planetas terrestres están hechas de metal y roca que se condensaron en el Sistema Solar interior . Sin embargo, los planetas joviales comenzaron como planetesimales grandes y helados, que luego capturaron gas hidrógeno y helio de la nebulosa solar . [32] La diferenciación entre estas dos clases de planetesimales surge debido a la línea de escarcha de la nebulosa solar. [33]
Los meteoritos contienen un registro de acreción e impactos durante todas las etapas del origen y evolución de los asteroides ; sin embargo, el mecanismo de acreción y crecimiento de los asteroides no se entiende bien. [34] La evidencia sugiere que el crecimiento principal de los asteroides puede resultar de la acreción asistida por gas de cóndrulos , que son esférulas de tamaño milimétrico que se forman como gotas fundidas (o parcialmente fundidas) en el espacio antes de ser acrecionadas a sus asteroides progenitores. [34] En el Sistema Solar interior, los cóndrulos parecen haber sido cruciales para iniciar la acreción. [35] La pequeña masa de los asteroides puede deberse en parte a la formación ineficiente de cóndrulos más allá de las 2 UA , o a una entrega menos eficiente de cóndrulos desde cerca de la protoestrella. [35] Además, los impactos controlaron la formación y destrucción de asteroides, y se cree que son un factor importante en su evolución geológica. [35]
Probablemente, en la nebulosa solar se formaron cóndrulos, granos de metal y otros componentes que se acrecentaron para formar asteroides progenitores. Algunos de estos cuerpos se fundieron posteriormente, formando núcleos metálicos y mantos ricos en olivino ; otros se alteraron acuosamente. [35] Después de que los asteroides se enfriaron, fueron erosionados por impactos durante 4.500 millones de años, o se desbarataron. [36]
Para que se produzca la acreción, las velocidades de impacto deben ser menores que aproximadamente el doble de la velocidad de escape, que es de aproximadamente 140 m/s (460 ft/s ) para un asteroide de 100 km (60 mi) de radio. [35] Los modelos simples de acreción en el cinturón de asteroides generalmente suponen que los granos de polvo de tamaño micrométrico se adhieren entre sí y se depositan en el plano medio de la nebulosa para formar una densa capa de polvo, que, debido a las fuerzas gravitacionales, se convirtió en un disco de planetesimales de tamaño kilométrico. Pero varios argumentos [ ¿cuáles? ] sugieren que los asteroides pueden no haberse acrecentado de esta manera. [35]
.png/1280px-UltimaThule_CA06_color_vertical_(rotated).png)
Los cometas , o sus precursores, se formaron en el Sistema Solar exterior, posiblemente millones de años antes de la formación de los planetas. [37] Cómo y cuándo se formaron los cometas es un tema de debate, con distintas implicaciones para la formación, la dinámica y la geología del Sistema Solar. Las simulaciones tridimensionales por computadora indican que las principales características estructurales observadas en los núcleos de los cometas se pueden explicar por la acreción de cometesimales débiles a baja velocidad por pares. [38] [39] El mecanismo de formación actualmente favorecido es el de la hipótesis nebular , que afirma que los cometas son probablemente un remanente de los "bloques de construcción" planetesimales originales a partir de los cuales crecieron los planetas. [40] [41] [42]
Los astrónomos creen que los cometas se originan tanto en la nube de Oort como en el disco disperso . [43] El disco disperso se creó cuando Neptuno migró hacia el exterior, al cinturón proto-Kuiper, que en ese momento estaba mucho más cerca del Sol, y dejó a su paso una población de objetos dinámicamente estables que nunca podrían verse afectados por su órbita (el cinturón de Kuiper propiamente dicho), y una población cuyos perihelios están lo suficientemente cerca como para que Neptuno todavía pueda perturbarlos mientras viaja alrededor del Sol (el disco disperso). Debido a que el disco disperso es dinámicamente activo y el cinturón de Kuiper relativamente estable dinámicamente, el disco disperso ahora se considera el punto de origen más probable de los cometas periódicos. [43] La teoría clásica de la nube de Oort establece que la nube de Oort, una esfera que mide aproximadamente 50.000 UA (0,24 pc) de radio, se formó al mismo tiempo que la nebulosa solar y ocasionalmente libera cometas al Sistema Solar interior cuando un planeta o estrella gigante pasa cerca y causa perturbaciones gravitacionales. [44] Es posible que ya se hayan visto ejemplos de tales nubes de cometas en la Nebulosa de la Hélice . [45]
La misión Rosetta al cometa 67P/Churyumov–Gerasimenko determinó en 2015 que cuando el calor del Sol penetra la superficie, desencadena la evaporación (sublimación) del hielo enterrado. Si bien parte del vapor de agua resultante puede escapar del núcleo, el 80% se vuelve a condensar en capas debajo de la superficie. [46] Esta observación implica que las delgadas capas ricas en hielo expuestas cerca de la superficie pueden ser una consecuencia de la actividad y la evolución de los cometas, y que la estratificación global no ocurre necesariamente en las primeras etapas de la historia de formación del cometa. [46] [47] Si bien la mayoría de los científicos pensaban que todas las evidencias indicaban que la estructura de los núcleos de los cometas son pilas de escombros procesados de planetesimales de hielo más pequeños de una generación anterior, [48] la misión Rosetta confirmó la idea de que los cometas son "pilas de escombros" de material dispar. [49] [50] Los cometas parecen haberse formado como cuerpos de ~100 km y luego, en su gran mayoría, se molieron o volvieron a contactar hasta sus estados actuales. [51]
