Disco protoplanetario

Un disco protoplanetario es un disco circunestelar giratorio de gas denso y polvo que rodea a 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 otro material 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 planetas mismos. Los discos protoplanetarios fotoevaporantes iluminados externamente se denominan proplyds .

Atacama Large Millimeter Array imagen de HL Tauri . [1] [2]

En julio de 2018 , se informó la primera imagen confirmada de dicho disco, que contiene un exoplaneta naciente , llamado PDS 70b . [3] [4] [5]

Fracción de estrellas que muestran alguna evidencia de tener un disco protoplanetario en función de la edad estelar (en millones de años). Las muestras son agrupaciones y asociaciones jóvenes cercanas. Cifra extraída de la revisión de Mamajek (2009). [6]

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 por su propia gravedad . A medida que esta nube que colapsa, llamada nebulosa solar , se vuelve más densa, los movimientos de gas aleatorios originalmente presentes en la nube 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 aplana, como si se formara una pizza plana con masa, y toma la forma de un disco. Esto ocurre porque la aceleración centrípeta del movimiento orbital resiste la atracción gravitacional de la estrella solo en la dirección radial, pero la nube permanece libre para colapsar en la dirección vertical. El resultado es la formación de un disco delgado sostenido por la presión del gas en dirección vertical. [7] El colapso inicial tarda unos 100.000 años. Después de ese tiempo, la estrella alcanza una temperatura superficial similar a la de una estrella de secuencia principal de la misma masa y se vuelve visible.

Ahora es una estrella T Tauri. La acreción de gas en la estrella continúa durante otros 10 millones de años, [8] antes de que el disco desaparezca, tal vez siendo arrastrado por el viento estelar de la estrella joven , o tal vez simplemente dejando de emitir radiación una vez finalizada la acreción. El disco protoplanetario más antiguo descubierto hasta ahora tiene 25 millones de años. [9] [10]

Disco protoplanetario. Brazo en espiral simulado frente a datos de observación. [11]

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 hasta radios a 1000 UA , y sólo sus partes más internas alcanzan temperaturas por encima de 1000 K . Muy a menudo van acompañadas de chorros .

Se han observado discos protoplanetarios alrededor de varias estrellas jóvenes de nuestra galaxia. Las observaciones realizadas por el Telescopio Espacial Hubble han demostrado que se están formando proplyds y discos planetarios dentro de la Nebulosa de Orión . [12] [13]

Se cree que los discos protoplanetarios son estructuras delgadas, con una altura vertical típica mucho más pequeña que el radio, y una masa típica mucho más pequeña que la estrella joven central. [14]

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 magnetorrotacional (IRM) ya no opera. [15] [16]

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. [16] 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.

Eyecta remanente de supernova que produce material formador de planetas .

Disco protoplanetario que rodea a la joven estrella Elias 2-27 , ubicada a unos 450 años luz de distancia. [17]

La hipótesis nebular de la formación del sistema solar describe cómo se cree que los discos protoplanetarios evolucionan hacia sistemas planetarios. Las interacciones electrostáticas y gravitacionales pueden hacer que el polvo y los granos de hielo en el disco se acumulen en planetesimales . Este proceso compite contra el viento estelar , que expulsa el gas 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. [18] [19]

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. [20] [21] 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 eclíptico . 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 a Marte que se estaban acumulando y consolidándose en los planetas terrestres que ahora vemos. La luna de la Tierra probablemente se formó después de que un protoplaneta del tamaño de Marte impactara oblicuamente la proto-Tierra ~ 30 millones de años después de la formación del Sistema Solar.

Impresión artística de la línea de nieve en el agua alrededor de la estrella V883 Orionis . [22]

Se han encontrado discos pobres en gas de polvo circunestelar 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 antiguas 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 radiación (generalmente de cientos a miles de años), se cree que este polvo es de las colisiones. de planetesimales (por ejemplo , asteroides , cometas ). Por lo tanto, los discos de escombros alrededor de estos ejemplos (por ejemplo , Vega , Alphecca , Fomalhaut , etc.) probablemente no sean realmente "protoplanetarios", pero representan una etapa posterior de la evolución del disco en la que los análogos extrasolares del cinturón de asteroides y el cinturón de Kuiper albergan la generación de polvo. colisiones entre planetesimales.

Según estudios recientes de modelos informáticos , las complejas moléculas orgánicas necesarias para la vida pueden haberse formado en el disco protoplanetario de granos de polvo que rodea al Sol antes de la formación de la Tierra. [23] Según los estudios informáticos, este mismo proceso también puede ocurrir alrededor de otras estrellas que adquieren planetas . [23] (Ver también Moléculas orgánicas extraterrestres ).

  • 20 discos protoplanetarios capturados por el Proyecto de alta resolución angular (DSHARP). [24]

  • El disco protoplanetario que rodea a la estrella HBC 672 dentro de la nebulosa crea una sombra. [25]

  • Disco protoplanetario AS 209 ubicado en la joven región de formación estelar de Ophiuchus . [26]

  • Disco protoplanetario HH 212 . [27]

  • Al observar discos protoplanetarios polvorientos, los científicos investigan los primeros pasos de la formación de planetas. [28]

  • Anillos concéntricos alrededor de la joven estrella HD 141569A , ubicada a unos 370 años luz de distancia. [29]

  • Discos de escombros detectados en imágenes HST de estrellas jóvenes, HD 141943 y HD 191089 - imágenes en la parte superior; geometría en la parte inferior. [30]

  • Disco protoplanetario HH -30 en Tauro : el disco emite el chorro estelar rojizo .

  • Impresión artística de un disco protoplanetario.

  • Un proplyd en la Nebulosa de Orión .

  • "> Reproducir medios

    El video muestra la evolución del disco en torno a una joven estrella como HL Tauri (concepto de artista).

  • Imagen del disco circuntrinario alrededor de GW Orionis . [31]

    • Disco de acreción
    • Disco circumplanetario  : acumulación de materia alrededor de un planeta
    • Disco de escombros
    • Planeta perturbado
    • Formación y evolución del sistema solar.
    • Objeto Herbig – Haro
    • Hipótesis nebular
    • Q-PACE , una misión de la nave espacial para estudiar la acreción
    • Sistema planetario

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