Un disco de escombros ( inglés americano ), o disco de escombros ( inglés de la Commonwealth ), es un disco circunestelar de polvo y escombros en órbita alrededor de una estrella . A veces, estos discos contienen anillos prominentes, como se ve en la imagen de Fomalhaut a la derecha. Se han encontrado discos de escombros alrededor de estrellas tanto maduras como jóvenes, así como al menos un disco de escombros en órbita alrededor de una estrella de neutrones evolucionada . [1] Los discos de escombros más jóvenes pueden constituir una fase en la formación de un sistema planetario después de la fase del disco protoplanetario , cuando los planetas terrestres pueden terminar de crecer. [2]También pueden producirse y mantenerse como restos de colisiones entre planetesimales, también conocidos como asteroides y cometas. [3]
En 2001, se había descubierto que más de 900 estrellas candidatas poseían un disco de escombros. Por lo general, se descubren examinando el sistema estelar en luz infrarroja y buscando un exceso de radiación más allá de la emitida por la estrella. Se infiere que este exceso es radiación de la estrella que ha sido absorbida por el polvo en el disco y luego re-irradiada como energía infrarroja. [4]
Los discos de escombros a menudo se describen como análogos masivos a los escombros del Sistema Solar . La mayoría de los discos de escombros conocidos tienen radios de 10 a 100 unidades astronómicas (AU); se parecen al cinturón de Kuiper del Sistema Solar, pero con mucho más polvo. Algunos discos de escombros contienen un componente de polvo más cálido ubicado a 10 AU de la estrella central. Este polvo a veces se llama polvo exozodiacal por analogía con el polvo zodiacal en el Sistema Solar.
Historial de observación
En 1984 se detectó un disco de escombros alrededor de la estrella Vega utilizando el satélite IRAS . Inicialmente se creía que era un disco protoplanetario , pero ahora se sabe que es un disco de escombros debido a la falta de gas en el disco y la edad de la estrella. Los primeros cuatro discos de escombros descubiertos con IRAS se conocen como los "cuatro fabulosos": Vega , Beta Pictoris , Fomalhaut y Epsilon Eridani . Posteriormente, las imágenes directas del disco Beta Pictoris mostraron irregularidades en el polvo, que fueron atribuidas a perturbaciones gravitacionales por un exoplaneta invisible . [6] Esa explicación se confirmó con el descubrimiento en 2008 del exoplaneta Beta Pictoris b . [7]
Se sabe que otras estrellas que albergan exoplanetas, incluida la primera descubierta por imágenes directas ( HR 8799 ), también albergan discos de escombros. También se informó que la estrella cercana 55 Cancri , un sistema que también se sabe que contiene cinco planetas, tiene un disco de escombros, [8] pero esa detección no pudo ser confirmada. [9] Las estructuras en el disco de escombros alrededor de Epsilon Eridani sugieren perturbaciones por parte de un cuerpo planetario en órbita alrededor de esa estrella, que pueden usarse para restringir la masa y la órbita del planeta. [10]
El 24 de abril de 2014, la NASA informó haber detectado discos de escombros en imágenes de archivo de varias estrellas jóvenes, HD 141943 y HD 191089 , vistas por primera vez entre 1999 y 2006 con el Telescopio Espacial Hubble , mediante el uso de procesos de imágenes recientemente mejorados. [11]
En 2021, las observaciones de una estrella, VVV-WIT-08 , que se oscureció durante un período de 200 días, pueden haber sido el resultado de un disco de escombros que pasó entre la estrella y los observadores en la Tierra. [12] Se informa que otras dos estrellas, Epsilon Aurigae y TYC 2505-672-1 , se eclipsan regularmente y se ha determinado que el fenómeno es el resultado de discos que las orbitan en períodos variados, lo que sugiere que VVV-WIT-08 puede ser similar y tener un período orbital mucho más largo que el que acaban de experimentar los observadores en la Tierra. VVV-WIT-08 es diez veces el tamaño del Sol en la constelación de Sagitario .
Origen
Durante la formación de una estrella similar al Sol, el objeto pasa por la fase T-Tauri durante la cual está rodeado por una nebulosa en forma de disco rica en gas. A partir de este material se forman planetesimales , que pueden seguir acumulando otros planetesimales y material de disco para formar planetas. La nebulosa continúa orbitando la estrella anterior a la secuencia principal durante un período de 1 a 20 millones de años hasta que se elimina mediante la presión de la radiación y otros procesos. Luego, el polvo de segunda generación puede generarse alrededor de la estrella por colisiones entre los planetesimales, lo que forma un disco a partir de los escombros resultantes. En algún momento de su vida, al menos el 45% de estas estrellas están rodeadas por un disco de escombros, que luego puede ser detectado por la emisión térmica del polvo usando un telescopio infrarrojo. Las colisiones repetidas pueden hacer que un disco persista durante gran parte de la vida útil de una estrella. [13]
Los discos de desechos típicos contienen granos pequeños de 1 a 100 μm de tamaño. Las colisiones triturarán estos granos a tamaños submicrométricos, que serán eliminados del sistema por la presión de radiación de la estrella anfitriona . En discos muy tenues como los del Sistema Solar, el efecto Poynting-Robertson puede hacer que las partículas se muevan en espiral hacia adentro. Ambos procesos limitan la vida útil del disco a 10 Myr o menos. Por lo tanto, para que un disco permanezca intacto, se necesita un proceso para reponerlo continuamente. Esto puede ocurrir, por ejemplo, por medio de colisiones entre cuerpos más grandes, seguidas de una cascada que muele los objetos hasta los granos pequeños observados. [14]
Para que ocurran colisiones en un disco de escombros, los cuerpos deben ser perturbados gravitacionalmente lo suficiente como para crear velocidades de colisión relativamente grandes. Un sistema planetario alrededor de la estrella puede causar tales perturbaciones, al igual que una estrella binaria compañera o la proximidad de otra estrella. [14] La presencia de un disco de escombros puede indicar una alta probabilidad de que exoplanetas orbiten la estrella. [15] Además, muchos discos de escombros también muestran estructuras dentro del polvo (por ejemplo, grumos y deformaciones) que apuntan a la presencia de uno o más exoplanetas dentro del disco. [7]
Cinturones conocidos
Se han detectado cinturones de polvo o escombros alrededor de muchas estrellas, incluido el Sol, incluidas las siguientes:
Estrella | Clase espectral [16] | Distancia ( ly ) | Órbita ( AU ) | Notas |
---|---|---|---|---|
Epsilon Eridani | K2V | 10,5 | 35–75 | [10] |
Tau Ceti | G8V | 11,9 | 35–50 | [17] |
Vega | A0V | 25 | 86-200 | [18] [19] |
Fomalhaut | A3V | 25 | 133-158 | [18] |
AU Microscopii | M1Ve | 33 | 50-150 | [20] |
HD 181327 | F5.5V | 51,8 | 89-110 | [21] |
HD 69830 | K0V | 41 | <1 | [22] |
HD 207129 | G0V | 52 | 148-178 | [23] |
HD 139664 | F5IV – V | 57 | 60-109 | [24] |
Eta Corvi | F2V | 59 | 100-150 | [25] |
HD 53143 | K1V | 60 | ? | [24] |
Beta Pictoris | A6V | 63 | 25–550 | [19] |
Zeta Leporis | A2Vann | 70 | 2-8 | [26] |
HD 92945 | K1V | 72 | 45-175 | [27] |
HD 107146 | G2V | 88 | 130 | [28] |
Gamma Ophiuchi | A0V | 95 | 520 | [29] |
HR 8799 | A5V | 129 | 75 | [30] |
51 Ofiuchi | B9 | 131 | 0,5-1200 | [31] |
HD 12039 | G3–5V | 137 | 5 | [32] |
HD 98800 | K5e (?) | 150 | 1 | [33] |
HD 15115 | F2V | 150 | 315–550 | [34] |
HR 4796 A | A0V | 220 | 200 | [35] [36] |
HD 141569 | B9.5e | 320 | 400 | [36] |
HD 113766 A | F4V | 430 | 0,35–5,8 | [37] |
HD 141943 | [11] | |||
HD 191089 | [11] |
La distancia orbital del cinturón es una distancia o rango medio estimado, basado en la medición directa de imágenes o derivado de la temperatura del cinturón. La Tierra tiene una distancia promedio del Sol de 1 UA.
Ver también
- Disco de acreción
- Cinturón de asteróides
- Disco circumplanetario : acumulación de materia alrededor de un planeta
- Disco protoplanetario
Referencias
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enlaces externos
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