Disco protoplanetario

Atacama Gran Millimeter Array imagen de HL Tauri.

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 estrella misma, porque los gases u otros materiales pueden caer desde el borde interior del disco sobre la superficie de la estrella. Este proceso no debe confundirse con el proceso de acreción que se piensa que construye los propios planetas. Los discos protoplanetarios de fotoevaporación iluminados externamente se denominan proplyds.

Formación

Fracción de estrellas que muestran alguna evidencia de tener un disco protoplanetario como función de la era estelar (en millones de años). Las muestras son cerca de grupos y asociaciones jóvenes. Figure taken from review of Mamajek (2009).

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 se derrumba, 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 aplane, 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 axial. El resultado es la formación de un disco delgado soportado por la presión del gas en la dirección axial. 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 acumulación de gas en la estrella continúa durante otros 10 millones de años, 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 después de que finaliza la acumulación. El disco protoplanetario más antiguo descubierto hasta ahora tiene 25 millones de años.

Disco protoplanetario. Brazo espiral simulado vs datos de observación.

Los discos protoplanetarios alrededor de las estrellas T Tauri difieren 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 1000 AU, y solo sus partes más internas alcanzan temperaturas superiores a 1000 K. Muy a menudo van acompañados de chorros.

Se han observado discos protoplanetarios alrededor de varias estrellas jóvenes en nuestra galaxia. Las observaciones del Telescopio Espacial Hubble han mostrado que se están formando discos planetarios y proplyds dentro de la Nebulosa de Orión.

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.

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 ya no opera la inestabilidad magnetorrotacional (MRI).

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. 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.

Supernova restos de eyecta produciendo material de formación planetaria.

Sistema planetario

La ilustración de un artista dando una simple visión general de las principales regiones de un disco protoplanetario, delineada por la línea de hollín y helada, que por ejemplo se ha observado alrededor de la estrella V883 Orionis.

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 gravitatorias pueden causar que los granos de polvo y 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 el material hacia la estrella central T Tauri. Los planetesimales constituyen los componentes básicos de los planetas terrestres y gigantes.

Un modelo de disco protoplanetario

Se cree que algunas de las lunas de Júpiter, Saturno y Urano se formaron a partir de análogos circunplanetarios más pequeños de los discos protoplanetarios. 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 AU internas del Sistema Solar probablemente contenían docenas de cuerpos del tamaño de la luna a 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 la proto-Tierra ~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 (p. ej., Beta Pictoris, 51 Ophiuchi) a miles de millones de años (p. ej., 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 proviene 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.) 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 son el hogar. colisiones generadoras de polvo entre planetesimales.

Relación con la abiogénesis

Según estudios de modelos informáticos recientes, 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. Según los estudios informáticos, este mismo proceso también puede ocurrir alrededor de otras estrellas que adquieran planetas. (Véase también Moléculas orgánicas extraterrestres.)

Galería

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  Ilustración de la dinámica de un proplyd

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  20 discos protoplanetarios capturados por el Proyecto de Resolución Angular Alta (DSHARP).

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  Una sombra es creada por el disco protoplanetario que rodea la estrella HBC 672 dentro de la nebulosa.

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  Disco protoplanetario AS 209 enclavado en la joven región formadora de estrellas Ophiuchus.

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  Disco protoplanetario HH 212.

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  Al observar discos protoplanetarios polvorientos, los científicos investigan los primeros pasos de la formación planetaria.

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  Anillos concentrados alrededor de la joven estrella HD 141569A, situado unos 370 años luz de distancia.

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  Discos de desechos detectados en imágenes HST de estrellas jóvenes, HD 141943 y HD 191089 - imágenes en la parte superior; geometría en la parte inferior.

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  Disco protoplanetario HH-30 en Taurus - disco emite el jet estelar rojizo.

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  La impresión del artista de un disco protoplanetario.

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  Una propulsada en la Nebulosa Orión.

• El vídeo muestra la evolución del disco alrededor de una joven estrella como HL Tauri (concepto artístico).

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  Imagen del disco circuntrinario alrededor de GW Orionis.

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  Un concepto de artista de un disco protoplanetario