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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 y polvo denso que rodea una estrella joven recién formada , una estrella T Tauri o una estrella Herbig Ae/Be . El disco protoplanetario también puede considerarse un disco de acreción para la propia estrella, porque pueden estar cayendo gases u otros materiales desde el borde interior del disco sobre la superficie de la estrella. Este proceso no debe confundirse con el proceso de acreción que se cree que forma los propios planetas. Los discos protoplanetarios fotoevaporantes iluminados externamente se denominan proplyds .

Formación

La secuencia evolutiva de los discos protoplanetarios con subestructuras [3]
Una imagen de 2009 que muestra fracciones de estrellas que sugieren alguna evidencia de tener un disco protoplanetario en función de su edad estelar en millones de años; Las muestras son agrupaciones 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 en colapso, llamada nebulosa solar , se vuelve más densa, los movimientos aleatorios del 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 gravitacional de la estrella sólo en la dirección radial, pero la nube permanece libre de 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 tarda unos 100.000 años. Pasado ese tiempo la estrella alcanza una temperatura superficial similar a la de una estrella de la secuencia principal de la misma masa y se vuelve visible.

Ahora es una estrella T Tauri. La acumulación de gas en 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 joven estrella , o tal vez simplemente dejando de emitir radiación una vez finalizada la acumulación. El disco protoplanetario más antiguo descubierto hasta ahora tiene 25 millones de años. [7] [8]

Disco protoplanetario. Brazo espiral simulado versus datos observacionales. [9]

Los discos protoplanetarios alrededor de las estrellas T Tauri se diferencian de los discos que rodean los componentes primarios de los sistemas binarios cercanos con respecto a su tamaño y temperatura. Los discos protoplanetarios tienen radios de hasta 1.000 AU y sólo sus partes más internas alcanzan temperaturas superiores a 1.000 K. Muy a menudo van acompañados de aviones a reacción .

Se han observado discos protoplanetarios alrededor de varias estrellas jóvenes de nuestra galaxia. Las observaciones realizadas por el Telescopio Espacial Hubble han mostrado que se están formando proplyds 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 más pequeña que la estrella joven 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 magnetorotacional (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.

"Ejecta de remanentes de supernova que producen material formador de planetas ".

Sistema planetario

Ilustración de un artista que ofrece una visión general sencilla de las principales regiones de un disco protoplanetario, delimitadas por la línea de hollín y escarcha, que se ha observado, por ejemplo, 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 acumulen en planetesimales . Este proceso compite contra 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 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 de la eclíptica . Decenas de millones de años después de la formación del Sistema Solar, las pocas UA internas del Sistema Solar probablemente contenían docenas de cuerpos del tamaño de la Luna o Marte que se estaban acumulando y consolidando en los planetas terrestres que vemos ahora. La luna de la Tierra probablemente se formó después de que un protoplaneta del tamaño de Marte impactara oblicuamente a la protoTierra ~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 desechos ". Dadas las edades más avanzadas de estas estrellas y la corta vida útil de los granos de polvo del tamaño de un micrómetro alrededor de las estrellas debido al arrastre de Poynting Robertson , las colisiones y la presión de la radiación (normalmente de cientos a miles de años), se cree que este polvo proviene de las colisiones. de planetesimales (p. ej. asteroides , cometas ). Por lo tanto, los discos de escombros alrededor de estos ejemplos (por ejemplo, Vega , Alphecca , Fomalhaut , etc.) no son verdaderamente "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 que generan 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 rodean 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 adquieren planetas . [20] (Véase también Moléculas orgánicas extraterrestres .)

Galería

Ver también

Wikimedia Commons tiene medios relacionados con los discos protoplanetarios.

Referencias

  1. ^ Johnathan Webb (6 de noviembre de 2014). "Formación de planetas capturada en fotografía". BBC .
  2. ^ "El nacimiento de los planetas se revela con asombroso detalle en la 'mejor imagen jamás vista' de ALMA". NRAO. 2014-11-06. Archivado desde el original el 6 de noviembre de 2014.
  3. ^ "La evolución temprana de las estructuras de los discos planetarios vista 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 formación de planetas: vida útil de los discos primordiales". Actas de la conferencia AIP . 1158 : 3–10. arXiv : 0906.5011 . Código Bib : 2009AIPC.1158....3M. doi : 10.1063/1.3215910. S2CID  16660243.
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  6. ^ Mamajek, EE; Meyer, señor; Hinz, PM; Hoffmann, WF; Cohen, M. y Hora, JL (2004). "Restringir la vida útil de los discos circunestelares en la zona del planeta terrestre: un estudio en el infrarrojo medio de la Asociación Tucana-Horologium de 30 millones de años de antigüedad". La revista astrofísica . 612 (1): 496–510. arXiv : astro-ph/0405271 . Código Bib : 2004ApJ...612..496M. doi :10.1086/422550. S2CID  16366683.
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  9. ^ "Disco protoplanetario: brazo espiral simulado frente a datos de observación" . Consultado el 30 de octubre de 2015 .
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Otras lecturas