Disco protoplanetario
Un disco protoplanetario es una estructura discoidal de gas y polvo que orbita una estrella o, más a menudo, una protoestrella . Los discos protoplanetarios alcanzan tamaños que van desde unas pocas decenas de unidades astronómicas (AU) hasta 1000 AU, con temperaturas que van desde decenas de kelvins en las zonas más externas en el plano de la órbita del disco hasta mil kelvins en partes más internas y superficiales que lo mismo. Los discos protoplanetarios son el lugar de formación de los sistemas planetarios .
Formación y evolución
Las protoestrellas se forman típicamente a partir de una nube molecular , que consiste principalmente en hidrógeno molecular . Cuando una de estas nubes alcanza una masa , densidad y tamaño críticos que cumplen con los criterios de inestabilidad de Jeans , comienza a colapsar bajo la acción de su propia fuerza de gravedad . A medida que la nube se contrae, la conservación del momento angular hace que los movimientos aleatorios en la nube se conviertan en una rotación coherente; la fuerza centrífuga generada por la rotación hace que la nube adopte la apariencia de un disco. El colapso inicial dura aproximadamente 100.000 años, tras lo cual la superficie de la protoestrella alcanza una temperatura similar a la de las estrellas de la secuencia principal ( estrellas enanas ) de la misma masa y se hace visible: la estrella cambia a la fase T Tauri .
En las primeras etapas del asentamiento, la estrella experimenta episodios de acreción frecuentes y vigorosos, denominados fase FU Orionis . A medida que la tasa de acumulación de materia desde el disco hacia la estrella comienza a disminuir, la radiación de alta energía de la estrella es la causa de los procesos de calentamiento más eficientes en las capas internas y la atmósfera inmediatas del disco. La absorción de esta radiación, en particular los rayos UV y X, provoca de hecho la fotoevaporación del disco, que se disipará por completo en unos pocos millones de años [1] . Se estima que el disco protoplanetario más antiguo conocido tiene 25 millones de años. [2] Recientemente se han identificado registros más antiguos: se les ha dado el nombre de registro " Peter Pan ". El detonante en el núcleo de la estrella de las reacciones de fusión nuclear de ' hidrógeno en helio , marcará el logro de la secuencia principal
Discos protoplanetarios notables
Se han observado algunos discos protoplanetarios alrededor de estrellas jóvenes en nuestra galaxia . Observaciones recientes realizadas por el Telescopio Espacial Hubble han mostrado varios proplyds alrededor de la formación de estrellas en la Nebulosa de Orión .
Los astrónomos han descubierto vastos discos de materia , que también podrían ser discos protoplanetarios alrededor de las estrellas Vega , Alphecca y Fomalhaut (alrededor de las cuales orbita el planeta Fomalhaut b ), los tres muy cerca de nuestro Sol. El disco protoplanetario alrededor de RZ Piscium , presumiblemente producido por la rotura de planetas anteriores en el sistema, es tal que su brillo varía en un factor de diez. [3]
Presencia de agua
El agua es la única sustancia conocida que se ha encontrado tanto en estado sólido (hielo) como gaseoso en grandes cantidades en los discos planetarios. Sobre la base de sus proporciones relativas, se pueden establecer las características físicas de una nebulosa y la etapa del proceso de formación de los planetas. El disco protoplanetario típico se caracteriza por el predominio de agua gaseosa en el centro y hielo en la zona entre el centro y la circunferencia del disco.
Además de agua, se ha detectado la presencia de hielo de metanol , hielo de dióxido de carbono y silicatos , probablemente como el olivino, en los espectros infrarrojos de algunos discos protoplanetarios.
Nota
- ^ Gorti, U., Dullemond, C. & Hollenbach, D., Evolución temporal de los discos circunestelares viscosos debido a la fotoevaporación por radiación ultravioleta lejana, ultravioleta extrema y de rayos X de la estrella central , en The Astrophysical Journal , vol. . 705, 2009, págs. 1237–1251, DOI : 10.1088 / 0004-637X / 705/2/1237 .
- ^ White, RJ & Hillenbrand, LA, Un disco de acreción de larga duración alrededor de una estrella T Tauri binaria empobrecida en litio , en The Astrophysical Journal , vol. 621, 2005, págs. L65 - L68, DOI : 10.1086 / 428752 .
- ^ La estrella que lanza sus planetas en humo , en media.inaf.it , 27 de diciembre de 2017.
Bibliografía
- Sandford S. Davis, Un nuevo modelo de vapor de agua y abundancia de hielo en una nebulosa protoplanetaria , en la Sociedad Astronómica Estadounidense, reunión del DPS n. ° 38, n. ° 66.07 , 2006.
- D. Barrado y Navascues, El grupo móvil Castor: La edad de Fomalhaut y Vega , en Astronomía y Astrofísica , vol. 339, n. 3, 1998, págs. 831–839. Obtenido el 8 de diciembre de 2008 (archivado desde el original el 29 de septiembre de 2007) .
- Paul Kalas , J. Graham y M. Clampin, Un sistema planetario como origen de la estructura en el cinturón de polvo de Fomalhaut , en Nature , vol. 435, n. 7045, 2005, págs. 1067-1070, DOI : 10.1038 / nature03601 .
Artículos relacionados
Otros proyectos
-
Wikimedia Commons contiene imágenes u otros archivos en el disco protoplanetario
enlaces externos
- ( EN ) Disco protoplanetario , en Encyclopedia Britannica , Encyclopædia Britannica, Inc.
