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 se encuentran los depósitos de material a partir de los cuales se pueden formar planetas. Alrededor de estrellas maduras indican que ha tenido lugar una formación planetesimal , y alrededor de enanas blancas , indican que el material planetario sobrevivió a toda la evolución estelar. Un disco de este tipo puede manifestarse de varias formas.
Según el modelo ampliamente aceptado de formación estelar , a veces denominado hipótesis nebular , una estrella joven ( protoestrella ) se forma mediante 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 da como resultado la formación de un disco protoplanetario gaseoso alrededor de la joven estrella en rotación. 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 a su vez es 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 presentados en Hartmann et al. [2] ).
El disco se enfría gradualmente en lo que se conoce como etapa estelar T Tauri . Dentro de este disco puede producirse la formación de pequeños granos de polvo formados por rocas y hielos, que pueden coagularse en planetesimales . Si el disco es lo suficientemente masivo, comienzan las acreciones descontroladas, lo que da como resultado 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.
La caída de gas en un sistema binario permite la formación de discos circunestelares y circumbinarios. La formación de dicho disco 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 del disco con niveles crecientes de momento angular:
La escala de tiempo indicativa que gobierna la evolución a corto plazo de la acreción en binarios dentro de discos circumbinarios es el período orbital del binario . La acreción hacia la cavidad interior no es constante y varía dependiendo del comportamiento del gas a lo largo de la región más interna de la cavidad. Para las binarias no excéntricas, la variabilidad de la acreción coincide con el período orbital kepleriano del gas interno, que desarrolla grumos correspondientes a las resonancias externas de Lindblad. Este período es aproximadamente cinco veces el período orbital binario. Para los binarios excéntricos, el período de variabilidad de acreción es el mismo que el período orbital binario debido a que cada componente binario extrae materia del disco circumbinario cada vez que alcanza el apocentro de su órbita. [7]
Los binarios excéntricos también ven una variabilidad de acreción en escalas de tiempo seculares cientos de veces el período binario. Esto corresponde a la tasa de precesión absidal del borde interno de la cavidad, que desarrolla su propia excentricidad , junto con una región significativa del disco circumbinario interno hasta . [7] Esta excentricidad puede a su vez afectar la acreción de la cavidad interna, así como la dinámica más alejada del disco, como la formación y migración de planetas circumbinarios .
Originalmente se creía que todos los binarios ubicados dentro del disco circumbinario evolucionarían hacia la desintegración orbital debido al par gravitacional del disco circumbinario, principalmente del material en el borde más interno de la cavidad extirpada. Esta desintegración ya no está garantizada cuando se produce la acreción del disco circumbinario al binario, e incluso puede conducir a un aumento de las separaciones binarias. La dinámica de la evolución orbital depende de los parámetros del binario, como la relación de masa y la excentricidad , así como de la termodinámica del gas en acreción. [7]
Una vez que se ha formado un disco circunestelar, se crean ondas de densidad en espiral dentro del material circunestelar a través de un par diferencial debido a la gravedad del binario. [4] La mayoría de estos discos forman un eje simétrico con respecto al plano binario, pero es posible que procesos como el efecto Bardeen-Petterson, [8] un campo magnético dipolo desalineado [9] y la presión de radiación [10] produzcan una importante deformarse o inclinarse hasta formar un disco inicialmente plano.
Se observa una fuerte evidencia 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 del orden de 50– 200 días; mucho más lento que la órbita binaria de los sistemas de aproximadamente 1 día. [11] Se cree que el bloqueo periódico es el resultado de la precesión de un disco circumprimario o circumbinario, que normalmente ocurre retrógrado a la órbita binaria como resultado del mismo par diferencial que crea ondas de densidad espirales en un disco ejesimétrico.
La evidencia de discos circumbinarios inclinados se puede ver a través de la geometría deformada dentro de los discos circunestelares, la precesión de chorros protoestelares y las órbitas inclinadas de objetos circumplanetarios (como se ve en el binario eclipsante TY CrA). [5] Para los discos que orbitan alrededor de un binario con una relación de masa secundaria a primaria baja, un disco circumbinario inclinado sufrirá una precesión rígida con un período del orden de años. Para discos alrededor de un binario con una relación de masa de uno, los pares diferenciales serán lo suficientemente fuertes como para dividir 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 binarios de período corto a menudo están alineados con la órbita del binario. Los binarios con un período superior a un mes mostraban típicamente una desalineación del disco con la órbita binaria. [12]
Las etapas en los discos circunestelares se refieren a la estructura y composición principal del disco en diferentes momentos de 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 evolución orbital de los planetesimales en sistemas planetarios, como nuestro. Sistema Solar o muchas otras estrellas.
Principales etapas de evolución de los discos circunestelares: [16]
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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 puede utilizarse para determinar las escalas de tiempo involucradas en su evolución. Por ejemplo, las observaciones del proceso de disipación en los 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]
No se comprende bien el proceso de disipación y su duración en cada etapa. Se han propuesto varios mecanismos, con diferentes predicciones para las propiedades observadas de los discos, para explicar la dispersión en los discos circunestelares. Mecanismos como la disminución de la opacidad del polvo debido al crecimiento de granos, [20] la fotoevaporación del 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 durante toda la vida de la estrella central, y al mismo tiempo, para una 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, según la parte del disco considerada. [23]
La disipación del disco interno se produce en la parte interna del disco (<0,05 – 0,1 AU ). Dado que está más cerca de la estrella, esta región también es la más caliente, por lo que el material presente allí normalmente emite 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 media del disco ocurre en la región media del disco (1-5 AU ) 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 , de hecho en la región del infrarrojo medio, lo que hace que sea muy difícil detectar y predecir la escala de tiempo de la disipación de esta región. Los estudios realizados para determinar la escala de tiempo de disipación en esta región proporcionan una amplia gama de valores, prediciendo escalas de tiempo desde menos de 10 hasta 100 Myr.
La disipación del disco externo ocurre en regiones entre 50 y 100 AU , 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 medias para esta región son ~ 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 externos ocurre en una escala de tiempo muy larga. [25]
Como se mencionó, los discos circunestelares no son objetos de 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 del volumen en una ubicación particular del disco se haya integrado sobre la estructura vertical, viene dada por: ¿ Dónde está la ubicación radial en el disco? disco y es la viscosidad en el lugar . [26] Esta ecuación asume simetría axisimétrica en el disco, pero es compatible con cualquier estructura de disco vertical.
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, acrecentándose finalmente sobre el objeto central. [26] La acumulación de masa en la estrella en términos de la viscosidad del disco se expresa: donde está el radio interior.
Se pueden obtener imágenes de discos protoplanetarios y discos de escombros 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 del Platillo Volador [27] ). Otros discos de borde (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 , normalmente toman una imagen de la luz de la estrella que se dispersa sobre la superficie del disco y rastrean pequeñas partículas de polvo del tamaño de una micra. Por otro lado , los conjuntos de radio como ALMA pueden mapear granos de polvo de mayor tamaño, de tamaño milimétrico, que se encuentran en el plano medio del disco. [28] Los conjuntos de radio como ALMA también pueden detectar emisiones estrechas del gas del disco. Esto puede revelar la velocidad del gas dentro y alrededor del disco. [29]
![{\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]}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/eaa66a05e28b30af6b84c10b51751f2d4810afbd)
![{\displaystyle {\dot {M}}=3\pi \nu \Sigma \left[1-{\sqrt {\frac {r_{\text{in}}}{r}}}\right]^{- 1}}](https://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/63f486033a7d02b693a70591b528cff48bcc959b)
