Disco circunestelar

Acumulación de materia alrededor de una estrella

Discos circunestelares HD 141943 y HD 191089. Las imágenes inferiores son ilustraciones de imágenes reales anteriores. ^[1]

Un disco circunestelar (o disco circunestelar ) es un disco de acreción de materia en forma de toro , panqueque o anillo compuesto de gas , polvo , planetesimales , asteroides o fragmentos de colisión en órbita alrededor de una estrella . Alrededor de las estrellas más jóvenes, son los reservorios de material a partir del cual se pueden formar planetas. Alrededor de estrellas maduras, indican que se ha producido la formación de planetesimales , y alrededor de enanas blancas , indican que el material planetario sobrevivió a toda la evolución estelar. Un disco de este tipo puede manifestarse de diversas formas.

Estrella joven

La estrella SAO 206462 tiene un disco circunestelar inusual

Según el modelo ampliamente aceptado de formación estelar , a veces denominado hipótesis nebular , una estrella joven ( protoestrella ) se forma por el colapso gravitacional de una bolsa de materia dentro de una nube molecular gigante . El material que cae posee cierta cantidad de momento angular , lo que resulta en la formación de un disco protoplanetario gaseoso alrededor de la estrella joven y giratoria. El primero es un disco circunestelar giratorio de gas y polvo denso que continúa alimentando a la estrella central. Puede contener un pequeño porcentaje de la masa de la estrella central, principalmente en forma de gas que es en sí mismo principalmente hidrógeno . La fase de acreción principal dura unos pocos millones de años, con tasas de acreción típicamente entre 10 ⁻⁷ y 10 ⁻⁹ masas solares por año (tasas para sistemas típicos presentadas en Hartmann et al. ^[2] ).

Ilustración de la dinámica de un proplyd

El disco se enfría gradualmente hasta alcanzar la denominada etapa de estrella T Tauri . En el interior de este disco se pueden formar pequeños granos de polvo formados por rocas y hielos que pueden coagularse formando planetesimales . Si el disco es lo suficientemente masivo, comienzan las acumulaciones descontroladas que dan lugar a la aparición de embriones planetarios. Se cree que la formación de sistemas planetarios es un resultado natural de la formación de estrellas. Una estrella similar al Sol suele tardar unos 100 millones de años en formarse.

Alrededor del sistema solar

Impresión artística de un disco de transición alrededor de una estrella joven . ^[3]

• El cinturón de asteroides es un depósito de cuerpos pequeños en el Sistema Solar situado entre la órbita de Marte y Júpiter. Es una fuente de polvo interplanetario.
• Cinturón de Edgeworth-Kuiper , más allá de la órbita de Neptuno
• Disco disperso , más allá de la órbita de Neptuno
• Nube de colinas ; solo la nube de Oort interior tiene forma de toroide. La nube de Oort exterior tiene forma más esférica.

Sistema binario

El disco circumbinario alrededor de AK Scorpii , un sistema joven en la constelación de Escorpio. La imagen del disco fue tomada con ALMA .

La caída de gas sobre un sistema binario permite la formación de discos circumestelares y circumbinarios. La formación de un disco de este tipo se producirá en cualquier sistema binario en el que el gas que cae contenga cierto grado de momento angular. ^[4] Se observa una progresión general de la formación de discos con niveles crecientes de momento angular:

• El disco circumprimario es aquel que orbita alrededor de la estrella primaria (es decir, la más masiva) del sistema binario. ^[4] Este tipo de disco se formará por acreción si existe algún momento angular en el gas que cae. ^[4]
• Un disco circumsecundario es aquel que orbita alrededor de la estrella secundaria (es decir, la menos masiva) del sistema binario. Este tipo de disco solo se forma cuando existe un nivel de momento angular suficientemente alto dentro del gas que cae. La cantidad de momento angular requerida depende de la relación de masas entre la secundaria y la primaria. A veces se observa un disco circumsecundario transitando frente a la primaria.
• Un disco circumbinario es aquel que orbita alrededor de las estrellas primarias y secundarias. Este tipo de disco se formará en un momento posterior al de los discos circumprimario y circumsecundario, con un radio interior mucho mayor que el radio orbital del sistema binario . Un disco circumbinario puede formarse con un límite de masa superior de aproximadamente 0,005 masas solares, ^[5] momento en el que el sistema binario generalmente no puede perturbar el disco con la suficiente fuerza como para que se acreciente más gas sobre los discos circumprimario y circumsecundario. ^[4] Un ejemplo de un disco circumbinario puede verse alrededor del sistema estelar GG Tauri . ^[6]
• Dada la formación de un disco circumbinario, es inevitable la formación de una cavidad interna que rodea al binario. Esta cavidad es el resultado de ondas de densidad espirales ubicadas en resonancias de Lindblad , específicamente las resonancias de Lindblad externas. Las resonancias exactas que escinden la cavidad dependen de la excentricidad del binario , pero en cada caso el tamaño de la cavidad es proporcional a la separación binaria . ^[7] ${\displaystyle e_{b}}$ ${\displaystyle a_{b}}$

Variabilidad de la acreción

Variabilidad a corto plazo

La escala de tiempo indicativa que gobierna la evolución a corto plazo de la acreción en sistemas binarios dentro de discos circumbinarios es el período orbital del sistema binario . La acreción en la cavidad interna no es constante y varía dependiendo del comportamiento del gas a lo largo de la región más interna de la cavidad. Para sistemas binarios no excéntricos, la variabilidad de la acreción coincide con el período orbital kepleriano del gas interno, que desarrolla grumos correspondientes a resonancias externas de Lindblad. Este período es aproximadamente cinco veces el período orbital binario. Para sistemas binarios excéntricos, el período de variabilidad de la acreción es el mismo que el período orbital binario debido a que cada componente binario absorbe materia del disco circumbinario cada vez que alcanza el apocentro de su órbita. ^[7] ${\displaystyle P_{b}}$ ${\displaystyle e_{b}}$ ${\displaystyle m=1}$

Variabilidad a largo plazo

Las binarias excéntricas también presentan una variabilidad de acreción en escalas de tiempo seculares de cientos de veces el período binario. Esto corresponde a la tasa de precesión absidal del borde interior de la cavidad, que desarrolla su propia excentricidad , junto con una región significativa del disco circumbinario interior de hasta . ^[7] Esta excentricidad puede, a su vez, afectar la acreción de la cavidad interna, así como la dinámica más alejada en el disco, como la formación y migración de planetas circumbinarios . ${\displaystyle e_{d}}$ ${\displaystyle \sim 10a_{b}}$

Evolución orbital

Originalmente se creía que todos los sistemas binarios ubicados dentro de un disco circumbinario evolucionarían hacia una desintegración orbital debido al par gravitacional del disco circumbinario, principalmente a partir del material en el borde más interno de la cavidad escindida. Esta desintegración ya no está garantizada cuando se produce la acreción desde el disco circumbinario hacia el sistema binario, e incluso puede conducir a un aumento de las separaciones binarias. La dinámica de la evolución orbital depende de los parámetros del sistema binario, como la relación de masas y la excentricidad , así como de la termodinámica del gas que se acrecienta. ^[7] ${\displaystyle q_{b}}$ ${\displaystyle e_{b}}$

Discos desalineados

Una vez que se ha formado un disco circunestelar, se crean ondas de densidad espiral dentro del material circunestelar a través de un torque diferencial debido a la gravedad del binario. ^[4] La mayoría de estos discos se forman axisimétricos al plano binario, pero es posible que procesos como el efecto Bardeen-Petterson, ^[8] un campo magnético dipolar desalineado ^[9] y la presión de radiación ^[10] produzcan una deformación o inclinación significativa en un disco inicialmente plano.

Se observan fuertes evidencias de discos inclinados en los sistemas Her X-1, SMC X-1 y SS 433 (entre otros), donde se observa un bloqueo periódico de la línea de visión de las emisiones de rayos X en el orden de 50 a 200 días; mucho más lento que la órbita binaria de los sistemas de ~1 día. ^[11] Se cree que el bloqueo periódico es resultado de la precesión de un disco circumprimario o circumbinario, que normalmente ocurre retrógrada a la órbita binaria como resultado del mismo torque diferencial que crea ondas de densidad espirales en un disco axisimétrico.

La evidencia de la inclinación de los discos circumbinarios se puede ver a través de la geometría deformada dentro de los discos circunestelares, la precesión de chorros protoestelares y las órbitas inclinadas de los objetos circumplanetarios (como se ve en el sistema binario eclipsante TY CrA). ^[5] En el caso de los discos que orbitan un sistema binario con una baja relación de masas entre el secundario y el primario, un disco circumbinario inclinado experimentará una precesión rígida con un período del orden de años. En el caso de los discos alrededor de un sistema binario con una relación de masas de uno, los pares diferenciales serán lo suficientemente fuertes como para desgarrar el interior del disco en dos o más discos separados en precesión. ^[5]

Un estudio de 2020 que utilizó datos de ALMA mostró que los discos circumbinarios alrededor de sistemas binarios de período corto suelen estar alineados con la órbita del sistema binario. Los sistemas binarios con un período superior a un mes mostraron típicamente una desalineación del disco con la órbita del sistema binario. ^[12]

Polvo

Nube primordial de gas y polvo que rodea a la joven estrella HD 163296. [ ^13]

• Los discos de escombros están compuestos por planetesimales, polvo fino y pequeñas cantidades de gas generados por sus colisiones y evaporación. El gas original y las pequeñas partículas de polvo se han dispersado o acumulado en planetas. ^[14]
• La nube zodiacal o polvo interplanetario es el material del Sistema Solar creado por las colisiones de asteroides y la evaporación de cometas que los observadores en la Tierra ven como una banda de luz dispersa a lo largo de la eclíptica antes del amanecer o después del atardecer.
• El polvo exozodiacal es polvo que rodea a otra estrella que no es el Sol, en una ubicación análoga a la de la Luz Zodiacal en el Sistema Solar.

Etapas

Disco protoplanetario AS 209. ^[15]

Las etapas de los discos circunestelares se refieren a la estructura y la composición principal del disco en diferentes momentos durante su evolución. Las etapas incluyen las fases en las que el disco está compuesto principalmente de partículas de tamaño submicrónico, la evolución de estas partículas en granos y objetos más grandes, la aglomeración de objetos más grandes en planetesimales y el crecimiento y la evolución orbital de planetesimales en sistemas planetarios, como nuestro Sistema Solar o muchas otras estrellas.

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.

Principales etapas de la evolución de los discos circunestelares: ^[16]

• Discos protoplanetarios : En esta etapa hay grandes cantidades de material primordial (por ejemplo, gas y polvo) y los discos son lo suficientemente masivos como para tener potencial de formar planetas.
• Discos de transición: En esta etapa, el disco muestra una reducción significativa en la presencia de gas y polvo y presenta propiedades entre discos protoplanetarios y de escombros.
• Discos de escombros : En esta etapa, el disco circunestelar es un disco de polvo tenue, que presenta pequeñas cantidades de gas o incluso nada de gas. Se caracteriza por tener tiempos de vida del polvo ^{[ aclaración necesaria ]} menores que la edad del disco, lo que indica que el disco es de segunda generación en lugar de primordial.

Disipación y evolución del disco

Imagen del cinturón de asteroides de Fomalhaut realizada por el telescopio espacial James Webb ^[17] con anotaciones de la NASA.

La disipación de material es uno de los procesos responsables de la evolución de los discos circunestelares. Junto con la información sobre la masa de la estrella central, la observación de la disipación de material en diferentes etapas de un disco circunestelar se puede utilizar para determinar las escalas de tiempo involucradas en su evolución. Por ejemplo, las observaciones del proceso de disipación en discos de transición (discos con grandes agujeros internos) estiman que la edad promedio de un disco circunestelar es de aproximadamente 10 millones de años. ^{[18] [19]}

El proceso de disipación y su duración en cada etapa no se entiende bien. Se han propuesto varios mecanismos, con diferentes predicciones para las propiedades observadas en los discos, para explicar la dispersión en los discos circunestelares. Mecanismos como la disminución de la opacidad del polvo debido al crecimiento de los granos, ^[20] la fotoevaporación de material por rayos X o fotones UV de la estrella central ( viento estelar ), ^[21] o la influencia dinámica de un planeta gigante que se forma dentro del disco ^[22] son ​​algunos de los procesos que se han propuesto para explicar la disipación.

La disipación es un proceso que ocurre continuamente en los discos circunestelares a lo largo de la vida de la estrella central y, al mismo tiempo, para la misma etapa, es un proceso que está presente en diferentes partes del disco. La disipación se puede dividir en disipación del disco interno, disipación del disco medio y disipación del disco externo, dependiendo de la parte del disco considerada. ^[23]

La disipación del disco interno se produce en la parte interna del disco (< 0,05 – 0,1 UA ). Dado que es la región más cercana a la estrella, también es la más caliente, por lo que el material presente allí suele emitir radiación en la región del infrarrojo cercano del espectro electromagnético . El estudio de la radiación emitida por el polvo muy caliente presente en esa parte del disco indica que existe una conexión empírica entre la acreción de un disco sobre la estrella y las eyecciones en un flujo de salida.

La disipación en el centro del disco ocurre en la región del centro del disco (1-5 UA ) y se caracteriza por la presencia de material mucho más frío que en la parte interna del disco. En consecuencia, la radiación emitida desde esta región tiene una longitud de onda mayor , incluso en la región del infrarrojo medio, lo que hace que sea muy difícil detectar y predecir la escala temporal de la disipación de esta región. Los estudios realizados para determinar la escala temporal de disipación en esta región proporcionan un amplio rango de valores, prediciendo escalas temporales desde menos de 10 hasta 100 Myr.

La disipación del disco exterior ocurre en regiones entre 50 y 100 UA , donde las temperaturas son mucho más bajas y la longitud de onda de la radiación emitida aumenta hasta la región milimétrica del espectro electromagnético . Se ha informado que las masas de polvo promedio para esta región son de ~ 10 ⁻⁵ masas solares. ^[24] Los estudios de discos de escombros más antiguos (10 ⁷ - 10 ⁹ años) sugieren masas de polvo tan bajas como 10 ⁻⁸ masas solares, lo que implica que la difusión en los discos exteriores ocurre en una escala de tiempo muy larga. ^[25]

Como se mencionó, los discos circunestelares no son objetos en equilibrio, sino que están en constante evolución. La evolución de la densidad superficial del disco, que es la cantidad de masa por unidad de área después de que la densidad de volumen en una ubicación particular en el disco se haya integrado sobre la estructura vertical, está dada por: donde es la ubicación radial en el disco y es la viscosidad en la ubicación . ^[26] Esta ecuación supone simetría axisimétrica en el disco, pero es compatible con cualquier estructura de disco vertical. ${\displaystyle \Sigma }$ ${\displaystyle {\frac {\partial \Sigma }{\partial t}}={\frac {3}{r}}{\frac {\partial }{\partial r}}\left[r^{1/2}{\frac {\partial }{\partial r}}\nu \Sigma r^{1/2}\right]}$ ${\displaystyle r}$ ${\displaystyle \nu }$ ${\displaystyle r}$

La viscosidad en el disco, ya sea molecular, turbulenta u otra, transporta el momento angular hacia afuera en el disco y la mayor parte de la masa hacia adentro, acumulándose eventualmente sobre el objeto central. ^[26] La acreción de masa sobre la estrella en términos de la viscosidad del disco se expresa: donde es el radio interior. ${\displaystyle {\dot {M}}}$ ${\displaystyle \nu }$ ${\displaystyle {\dot {M}}=3\pi \nu \Sigma \left[1-{\sqrt {\frac {r_{\text{in}}}{r}}}\right]^{-1}}$ ${\displaystyle r_{\text{in}}}$

Imágenes directas

La hamburguesa de Gómez, en la que los "panecillos" brillantes representan la luz dispersada por la estrella sobre la superficie del disco. La "hamburguesa" oscura y rojiza representa el plano medio del disco.

Imágenes a 4,44 y 3,56 micrones del disco de escombros circunestelares alrededor de AU mic, una estrella enana roja

Los discos protoplanetarios y los discos de escombros se pueden fotografiar con diferentes métodos. Si el disco se ve de canto, a veces puede bloquear la luz de la estrella y se puede observar directamente sin un coronógrafo u otras técnicas avanzadas (por ejemplo, la nebulosa de la hamburguesa de Gómez o la nebulosa del platillo volante ^[27] ). Otros discos de canto (por ejemplo, Beta Pictoris o AU Microscopii ) y discos de frente (por ejemplo, IM Lupi o AB Aurigae ) requieren un coronógrafo, óptica adaptativa o imágenes diferenciales para tomar una imagen del disco con un telescopio. Estas observaciones ópticas e infrarrojas, por ejemplo con SPHERE , generalmente toman una imagen de la luz de la estrella que se dispersa en la superficie del disco y rastrean pequeñas partículas de polvo de tamaño micrométrico. Los conjuntos de radio como ALMA , por otro lado, pueden mapear granos de polvo más grandes de tamaño milimétrico que se encuentran en el plano medio del disco. ^[28] Los conjuntos de radio como ALMA también pueden detectar emisión estrecha del gas del disco. Esto puede revelar la velocidad del gas dentro y alrededor del disco. ^[29] En algunos casos, un disco protoplanetario visto de canto (por ejemplo, CK 3 ^{[30] [31]} o ASR 41 ^[32] ) puede proyectar una sombra sobre el material polvoriento circundante. Esta sombra proyectada funciona como un juego de sombras y la proyección del disco es mucho más grande que el tamaño real del disco. ^[30]

Véase también

• Lista de discos circunestelares resueltos
• Lista de discos circumsecundarios en tránsito
• Disco de acreción
• Envoltura circunestelar
• Planeta perturbado
• Exoasteroide
• Exoplaneta
• Formación y evolución del Sistema Solar
• Disco de Peter Pan
• La estrella de Tabby : una estrella que se oscurece de forma extraña
• WD 1145+017 : planetesimal destructor de estrellas que produce un disco polvoriento

Referencias

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Enlaces externos

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• Galería de imágenes de discos de polvo (de Paul Kalas , "Circumstellar Disk Learning Site")