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 que la Tierra y los demás planetas terrestres se formaron a partir de material meteórico fue propuesto en 1944 por Otto Schmidt , seguido de 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 fueron descriptivas.
El modelo de acreción de 1944 de Otto Schmidt fue desarrollado de forma cuantitativa en 1969 por Viktor Safronov . [4] Calculó, en detalle, las diferentes etapas de formación de los planetas terrestres. [5] [6] Desde entonces, el modelo se ha desarrollado aún más utilizando simulaciones numéricas intensivas para estudiar la acumulación planetesimal . Actualmente 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, pierde energía potencial, se calienta, gana 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 se pudieron formar 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 muy extendida. [7] Las galaxias crecen a través de fusiones y acreción suave de gas. La acreción también se produce en el interior 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 forman núcleos pequeños y densos, que a su vez colapsan en estrellas. [9] Los núcleos varían en masa desde una fracción hasta varias veces la del Sol y se llaman nebulosas protoestelares (protosolares). [8] Poseen diámetros de 2.000 a 20.000 unidades astronómicas (0,01 a 0,1 pc ) y una densidad numérica de partículas de aproximadamente 10.000 a 100.000/cm 3 (160.000 a 1.600.000/cu in). Compárelo con la densidad numérica de partículas del aire al nivel del mar: 2,8 × 10 19 /cm 3 (4,6 × 10 20 /cu in). [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 caliente (que no se contrae) 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 eventualmente se vuelve delgada y transparente y el joven objeto estelar (YSO) se vuelve observable, inicialmente en luz infrarroja lejana y luego en luz visible. [11] Alrededor de esta época la protoestrella comienza a fusionar deuterio . Si la protoestrella es suficientemente masiva (por encima de 80 MJ ) , se produce la fusión del 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 se produce 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 ese momento, la estrella en formación ya ha acumulado gran parte de su masa; la masa total del disco y la envoltura restante no supera el 10-20% de la masa del YSO central. [11]
En la siguiente etapa, la envoltura desaparece por completo, habiendo sido recogida por el disco, y la protoestrella se convierte en una estrella T Tauri clásica. [13] Estos últimos tienen discos de acreción y continúan acumulando gas caliente, lo que se manifiesta en fuertes líneas de emisión en su espectro. Los primeros no poseen discos de acreción. Las estrellas T Tauri clásicas evolucionan hasta convertirse en 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 aproximadamente del 1 al 3% de la masa estelar y se acumula a un ritmo de 10 −7 a 10 −9 M ☉ por año. [15] También suele haber un par de chorros bipolares. La acreción explica todas las propiedades peculiares de las estrellas T Tauri clásicas: fuertes flujos 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 en realidad se forman cuando el gas acumulado 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] (hay sólo unos pocos ejemplos de los llamados discos de Peter Pan , donde la acreción continúa persistiendo durante períodos mucho más largos, durando a veces más de 40 millones de años [17] ). El disco finalmente desaparece debido a la acreción sobre la estrella central, la formación de planetas, la eyección por chorros y la fotoevaporación por radiación ultravioleta de la estrella central y las estrellas cercanas. [18] Como resultado, la joven estrella 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 autoacumulación de polvo cósmico acelera el crecimiento de las partículas hasta convertirlas en planetesimales del tamaño de rocas . Los planetesimales más masivos acumulan 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 una fusión de la superficie estelar (ver Acreción de Bondi ).
En la formación de los planetas terrestres o núcleos planetarios se pueden considerar varias etapas. En primer lugar, cuando los granos de gas y polvo chocan, se aglomeran mediante procesos microfísicos como las fuerzas de van der Waals y las fuerzas electromagnéticas , formando partículas del tamaño de un micrómetro. Durante esta etapa, los mecanismos de acumulación son en gran medida de naturaleza no gravitacional. [19] Sin embargo, la formación planetesimal en el rango de centímetros a metros no se comprende bien y no se ofrece ninguna 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 0,1 a 1 km (0,06 a 0,6 millas); [5] [20] este problema se conoce como la "barrera del tamaño de un 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 que se mueven lentamente chocan, la gravedad muy baja, aunque distinta de cero, de los granos en colisión impide su escape. [19] : 341 También se cree que la fragmentación de granos juega un papel importante al reponer los granos pequeños y mantener el disco grueso, pero también al mantener una abundancia relativamente alta de sólidos de todos los tamaños. [23]
Se han propuesto varios mecanismos para cruzar la barrera del "tamaño del metro". Se pueden formar concentraciones locales de guijarros, que luego colapsan gravitacionalmente en planetesimales del tamaño de grandes asteroides. 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 una brecha creada por un planeta gigante o en los límites de regiones turbulentas del disco. [24] O bien, las partículas pueden desempeñar un papel activo en su concentración a través de un mecanismo de retroalimentación denominado inestabilidad de la transmisión . 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, a medida que se acumulan nuevas partículas a raíz 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 muy 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 provocar su erosión o fragmentación. [25]
Los granos eventualmente se unen para formar cuerpos del tamaño de montañas (o más grandes) llamados planetesimales. Las colisiones y las interacciones gravitacionales entre planetesimales se combinan para producir embriones planetarios ( protoplanetas ) del tamaño de la Luna durante aproximadamente 0,1 a 1 millón de años. Finalmente, los embriones planetarios colisionan 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 tenerlas en cuenta al calcular su evolución. [5] El crecimiento se ve favorecido por la desintegración orbital de los cuerpos más pequeños debido al arrastre de gas, lo 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 mediante el colapso gravitacional de concentraciones locales de guijarros, su crecimiento hasta convertirse en embriones planetarios y núcleos de planetas gigantes está dominado por nuevas acumulaciones de guijarros. La acumulación de guijarros se ve favorecida por el arrastre de gas que sienten los objetos cuando aceleran hacia un cuerpo masivo. El arrastre de gas ralentiza los guijarros por debajo de la velocidad de escape del cuerpo masivo, lo que hace que giren en espiral hacia él y sean acrecentados por él. La acreción de guijarros puede acelerar la formación de planetas en un factor de 1000 en comparación con la acreción de planetesimales, permitiendo que se formen planetas gigantes antes de la disipación del disco de gas. [28] [29] Sin embargo, el crecimiento del núcleo a través de la acumulación de guijarros parece incompatible con las masas y composiciones finales de Urano y Neptuno . [30]
La formación de los planetas terrestres difiere de la de los planetas gaseosos gigantes, también llamados planetas jovianos . Las partículas que forman los planetas terrestres están hechas de metal y roca que se condensaron en el interior del Sistema Solar . Sin embargo, los planetas jovianos comenzaron como planetesimales grandes y helados, que luego capturaron hidrógeno y helio gaseoso de la nebulosa solar . [31] La diferenciación entre estas dos clases de planetesimales surge debido a la línea de escarcha de la nebulosa solar. [32]
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 comprende bien. [33] La evidencia sugiere que el principal crecimiento de los asteroides puede ser el resultado de la acreción de cóndrulos , asistida por gas , que son esférulas de tamaño milimétrico que se forman como gotas fundidas (o parcialmente fundidas) en el espacio antes de ser acretadas en sus asteroides padres. [33] En el Sistema Solar interior, los cóndrulos parecen haber sido cruciales para iniciar la acreción. [34] La pequeña masa de los asteroides puede deberse en parte a una formación ineficiente de cóndrulos más allá de 2 AU , o a una entrega menos eficiente de cóndrulos desde cerca de la protoestrella. [34] Además, los impactos controlaron la formación y destrucción de asteroides, y se cree que son un factor importante en su evolución geológica. [34]
Es probable que en la nebulosa solar se formaran cóndrulos, granos de metal y otros componentes . Estos se acumularon juntos para formar asteroides padres. Algunos de estos cuerpos se fundieron posteriormente, formando núcleos metálicos y mantos ricos en olivino ; otros fueron alterados acuosamente. [34] Después de que los asteroides se enfriaron, fueron erosionados por impactos durante 4.500 millones de años o alterados. [35]
Para que se produzca la acreción, las velocidades de impacto deben ser inferiores a aproximadamente el doble de la velocidad de escape, que es de unos 140 m/s (460 pies/s ) para un asteroide de 100 km (60 millas) de radio. [34] Los modelos simples de acreción en el cinturón de asteroides generalmente suponen que granos de polvo de tamaño micrométrico se pegan 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 convierte en un disco de un kilómetro. -planetesimales de tamaño. Pero, varios argumentos [ ¿cuáles? ] sugieren que es posible que los asteroides no se hayan acumulado de esta manera. [34]
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Los cometas , o sus precursores, se formaron en el Sistema Solar exterior, posiblemente millones de años antes de la formación de los planetas. [36] Se debate cómo y cuándo se formaron los cometas, 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 pueden explicarse por la acreción por pares de cometesimales débiles a baja velocidad. [37] [38] El mecanismo de formación actualmente favorecido es el de la hipótesis nebular , que establece que los cometas son probablemente un remanente de los "bloques de construcción" planetesimales originales a partir de los cuales crecieron los planetas. [39] [40] [41]
Los astrónomos creen que los cometas se originan tanto en la nube de Oort como en el disco disperso . [42] El disco disperso se creó cuando Neptuno migró hacia el 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 aún 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. [42] La teoría clásica de la nube de Oort afirma que la nube de Oort, una esfera que mide aproximadamente 50.000 AU (0,24 pc) de radio, se formó al mismo tiempo que la nebulosa solar y ocasionalmente libera cometas en el Sistema Solar interior como un planeta gigante o La estrella pasa cerca y provoca perturbaciones gravitacionales. [43] Es posible que ya se hayan visto ejemplos de tales nubes de cometas en la Nebulosa Hélice . [44]
La misión Rosetta al cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko determinó en 2015 que cuando el calor del Sol penetra en la superficie, provoca 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. [45] Esta observación implica que las delgadas capas ricas en hielo expuestas cerca de la superficie pueden ser una consecuencia de la actividad y evolución del cometa, y que la estratificación global no necesariamente ocurre temprano en la historia de formación del cometa. [45] [46] Mientras que la mayoría de los científicos pensaban que toda la evidencia indicaba que la estructura de los núcleos de los cometas son montones de escombros procesados de planetesimales de hielo más pequeños de una generación anterior, [47] la misión Rosetta disipó la idea de que los cometas son "montones de escombros". "de material dispar. [48] [49] La misión Rosetta confirmó la idea de que los cometas son "montones de escombros" de material dispar. [50] [51] Los cometas parecen haberse formado como cuerpos de ~100 km, y luego abrumadoramente aterrizaron o volvieron a contactarse en sus estados actuales. [52]
