Anar al contingut

Disc circumestelar

De L'Enciclopèdia, la wikipedia en valencià
Representació artística d'una estrela T Tauri en un disc circumestelar.

Es denomina disc circumestelar a una estructura material en forma d'anell o tor situada entorn a una estrela. El disc circumestelar està constituït per gas, pols, i objectes rocosos o de gèl, denominats planetesimals. Els discs circumestelares poden originar-se durant la fase de formació de l'estrela, a partir del mateix núvol de gas i pols de que es forma esta (discs protoplanetarios), i encara que la major part del material és finalment acretado per l'estrela, expulsat pel vent estelar, o capturat en forma de planetes, una cantitat residual pot sobreviure en forma de cinturó d'asteroides o cinturó de Kuiper. També pot originar-se un disc circumestelar per la colisió de dos planetes o planetesimals (disc d'enrunes), o durant el procés de captura del gas procedent de l'atmòsfera superior d'una estrela companyera en cas d'estreles binàries tancades (disc d'acrecimiento). En 2004 un equip d'astrofísics va descobrir un disc circumestelar d'enrunes al voltant de l'estrela HD 107146. És el primer que es detecta al voltant d'una estrela similar al Sol.[1]

Estrela jove

Archiu:A Stars Spiral.ogv Segons el model àmpliament acceptat de formació d'estreles, a voltes denominat hipòtesis nebular, una estrela jove (protoestrella) es forma pel colapse gravitacional d'una bossa de matèria dins d'un núvol molecular jagant. El material que cau posseïx certa cantitat de moment angular, lo que dona com resultat la formació d'un disc protoplanetario gaseós al voltant de l'estrela jove en rotació. El primer és un disc circumestelar giratori de gas dens i pols que continua alimentant a l'estrela central. Pot contindre un chicotet percentage de la massa de l'estrela central, principalment en forma de gas, que en sí mateixa és principalment hidrogen. La principal fase d'acreció dura uns pocs millons d'anys, en taxes d'acreció típicament entre 10-7 i 10-9 masses solars per any (taxes per a sistemes típics presentats en Hartmann et al.).[2]


El disc es gela gradualment en lo que es coneix com l'etapa estelar de T Tauri. Dins d'este disc, pot ocórrer la formació de chicotets grans de pols fets de roques i gèls, que poden coagularse en planetesimals. Si el disc és lo suficientment massiu, comencen les acumulacions descontrolades, lo que dona com resultat l'aparició d'embrions planetaris. Es creu que la formació de sistemes planetaris és un resultat natural de la formació d'estreles. Una estrela similar al sol sol tardar uns 100 millons d'anys en formar-se.

Sistema binari

El disc circumbinari al voltant d'AK Scorpii, un sistema jove en la constelació de Scorpius. L'image del disc va ser presa en ÀNIMA.

La caiguda de gas en un sistema binari permet la formació de discs circumestelares i circumbinaris. La formació de tal disc ocorrerà per a qualsevol sistema binari en el que el gas que cau conté algun grau de moment angular.[3] S'observa una progressió general de la formació del disc en nivells creixents de moment angular:


  • El disc circumprimario és aquell que orbita l'estrela primària (és dir, més massiva) del sistema binari.[3] Este tipo de disc es formarà per acreció si hi ha algun moment angular present en el gas que cau.[3]
  • Disc circunsecundario és aquell que orbita al voltant de l'estrela secundària (és dir, menys massiva) del sistema estelar binari. Este tipo de disc solament es formarà quan hi haja un nivell suficientment alt de moment angular dins del gas que cau. La cantitat de moment angular requerit depén de la relació de massa secundària a primària.
  • El disc circumbinari és aquell que orbita al voltant de les estreles primàries i secundàries. Dit disc es formarà més tart que els discs circumprimario i circunsecundario, en un radi intern molt major que el radi orbital del sistema binari. Es pot formar un disc circumbinari en un llímit de massa superior d'aproximadament 0,005 masses solars,[4] en el punt del qual el sistema binari generalment no pot pertorbar el disc en la força suficient per a que el gas s'acumule més en els discs circumprimario i circunsecundario.[3] Es pot vore un eixemple d'un disc circumbinari al voltant del sistema estelar GG Tauri.[5]


Una volta que s'ha format un disc circumestelar, es creen ones de densitat espirals dins del material circumestelar a través d'un parell diferencial per la gravetat del binari.[3] La majoria d'estos discs formen axisimétrica al pla binari, pero és possible que processos com l'efecte Bardeen-Petterson,[6][7] un camp magnètic dipol desalineado i pressió de radiació[8] produïxquen una significativa deformar-se o inclinar-se a un disc inicialment pla. S'observa una forta evidència de discs inclinats en els sistemes Her X-1, SMC X-1 i SS 433 (entre uns atres), a on s'observa un bloqueig periòdic de la llínea de visió de les emissions de rajos X de l'orde de 50– 200 dies; molt més llent que l'òrbita binaria dels sistemes de 1 dia.[9] Es creu que el bloqueig periòdic és el resultat de la precessió d'un disc circumprimario o circumbinari, que normalment ocorre retrògrat a l'òrbita binaria com a resultat del mateix parell diferencial que crea ones de densitat espirals en un disc axisimétrico. L'evidència de discs circumbinaris inclinats es pot vore per mig de la geometria deformada dins dels discs circumestelares, la precessió de les chorrada protoestelares i les òrbites inclinades dels objectes circumbinaris (com es veu en el TY CrA binari eclipsante).[4] Per als discs que orbitan al voltant d'un binari de baixa relació de massa secundària a primària, un disc circumbinari inclinat se sometrà a una precessió rígida en un periodo de l'orde d'anys. Per a discs al voltant d'un binari en una relació de massa d'un, els parells de torsió diferencials seran lo suficientment fortes com per a trencar l'interior del disc en dos o més discs de precessió separats.[4]


Un estudi de 2020 que va utilisar senyes d'ÀNIMA va mostrar que els discs circumbinaris al voltant de binaris de periodo curt a sovint estan alineats en l'òrbita del binari. Els archius binaris en un periodo superior a un més mostraven típicament una desalineació del disc en l'òrbita binaria.[10]

Pols

Núvol primordial de gas i pols que rodeja a la jove estrela HD 163296.[11]

Els discs d'enrunes consistixen en planetesimals junt en pols fina i chicotetes cantitats de gas generades per mig de les seues colisions i evaporament. El gas original i les chicotetes partícules de pols s'han dispersat o acumulat en els planetes.Erro en la cita: Element <ref> no vàlit; les referencies sense nom deuen de tindre contingut El núvol zodiacal o pols interplanetario és el material del sistema solar creat per les colisions d'asteroides i l'evaporament del cometa que els observadors de la Terra veuen com una banda de llum dispersa a lo llarc de l'eclíptica abans de l'amanecer o despuix de la vespradeta. La pols exozodiacal és pols al voltant d'una atra estrela que no és el Sol en una ubicació anàloga a la de la Llum Zodiacal en el sistema solar.

Etapes

Erro al crear miniatura:
Disc protoplanetario AS 209.[12]

Les etapes en els discs circumestelares es referixen a l'estructura i composició principal del disc en diferents moments durant la seua evolució. Les etapes inclouen les fases en les que el disc es compon principalment de partícules de tamany submicrónico, l'evolució d'estes partícules en grans i objectes més grans, l'aglomeració d'objectes més grans en planetesimals i el creiximent i evolució orbital de planetesimals en sistemes planetaris, com el nostre sistema solar o moltes atres estreles. Principals etapes d'evolució dels discs circumestelares:[13]

  • Discs protoplanetarios: en esta etapa estan presents grans cantitats de material primordial (per eixemple, gas i pols) i els discs són lo suficientment massius com per a tindre potencial per a formar planetes.
  • Discs de transició: en esta etapa, el disc mostra una reducció significativa en la presència de gas i pols i presenta propietats entre discs protoplanetarios i d'enrunes.
  • Discs d'enrunes: en esta etapa, el disc circumestelar és un disc de pols tènue, que presenta chicotetes cantitats de gas o inclús cap gas. Es caracterisa per tindre una vida útil de la pols més chicoteta que l'edat del disc, lo que indica que el disc és de segona generació en lloc de primordial.

Malbarat i evolució del disc

Erro al crear miniatura:
V1247 Orionis és una estrela jove i calenta rodejada per un anell dinàmic de gas i pols.[14]

El malbarat material és un dels processos responsables de l'evolució dels discs circumestelares. Junt en l'informació sobre la massa de l'estrela central, l'observació del malbarat de material en diferents etapes d'un disc circumestelar pot usar-se per a determinar les escals de temps involucrades en la seua evolució. Per eixemple, les observacions del procés de malbarat en els discs de transició (discs en grans orificis interns) estimen que l'edat promig d'un disc circumestelar és d'aproximadament 10 millons d'anys.[15][16]


No es comprén be el procés de malbarat i la seua duració en cada etapa. S'han propost varis mecanismes, en diferents prediccions per a les propietats observades dels discs, per a explicar la dispersió en els discs circumestelares. Mecanismes com la disminució de l'opacitat de la pols pel creiximent de grans,[17] fotoevaporació de material per rajos X o fotons UV de l'estrela central (vent estelar), [20] o l'influència dinàmica d'un planeta jagant que es forma dins del disc[18] són alguns dels processos que s'han propost per a explicar el malbarat. El malbarat és un procés que ocorre de manera contínua en els discs circumestelares a lo llarc de la vida de l'estrela central, i al mateix temps, per a la mateixa etapa, és un procés que està present en diferents parts del disc. El malbarat es pot dividir en[19] malbarat del disc intern, malbarat del disc mig i malbarat del disc extern, segons la part del disc considerada. El malbarat del disc intern ocorre en la part interna del disc (<0.05-0.1 AU). Ya que està més prop de l'estrela, esta regió també és la més calenta, per lo que el material present allí típicament emet radiació en la regió de l'infrarroig propenc de l'espectre electromagnètic. L'estudi de la radiació emesa per la pols molt calenta present en eixa part del disc indica que existix una conexió empírica entre l'acreció d'un disc a l'estrela i les eyeccions en un fluix d'eixida. El malbarat del disc mig, ocorre en la regió del disc mig (1-5 AU) i es caracterisa per la presència de material molt més fret que en la part interna del disc. En conseqüència, la radiació emesa des d'esta regió té una major longitut d'ona, de fet en la regió de l'infrarroig mig, lo que fa que siga molt difícil detectar i predir l'escala de temps de malbarat d'esta regió. Els estudis realisats per a determinar l'escala de temps de malbarat en esta regió proporcionen una àmplia gama de valors, predient escals de temps des de menys de 10 fins a 100 millons d'anys. El malbarat del disc exterior ocorre en regions entre 50-100 AU, a on les temperatures són molt més baixes i la llongitut d'ona de la radiació emesa aumenta fins a la regió milimétrica de l'espectre electromagnètic. S'ha informat que les masses de pols miges per a esta regió són 10-5 masses solars. Els estudis de discs d'enrunes més antigues (107-109 anys) sugerixen masses de pols tan baixes com 10−8 masses solars, lo que implica que la difusió en els discs externs es produïx en una escala de temps molt llarga. Tal com es va mencionar, els discs circumestelares no són objectes en equilibri, sino que estan en constant evolució. L'evolució de la densitat superficial Σ del disco, que es la cantidad de masa por unidad de área por lo que luego que se ha integrado a la densidad volumétrica en una posicó determinada en el disco sobre la estructura vertical, la misma se expresa como: ∂Σ∂t=3r∂∂r[r1/2∂∂rνΣr1/2] donde r es la posicó radial en el disco y ν es la viscosidad en ese punto r.[20] Esta equació supone simetria axisimétrica en el disco, pero es compatible con cualquier estructura vertical del disco. La viscosidad en el disco, sea molecular, turbulenta o d'atre tipo, transporta el momento angular cap a afuera en el disco y gran parte de la masa cap a adentro, finalmente sumándola al objeto central.[20] La acreción de masa en la estrella M˙ en función de la viscosidad del disco ν resulta ser: M˙=3πνΣ[1−rinr]−1 donde rin és el radi intern.

Vore també

Referències

Enllaços externs

Referències

  1. ↑ Erro en la cita: L'element <ref> no és vàlit; puix no n'hi ha una referència en text nomenada ardila
  2. ↑ Plantilla:Cite journalast=Hartmann
  3. ↑ 3,0 3,1 3,2 3,3 3,4 Plantilla:Cite journalast=Bat
  4. ↑ 4,0 4,1 4,2 Plantilla:Cite journalast=Larwood
  5. ↑ (1996).«Adaptive optics imaging of GG Tauri: Optical detection of the circumbinary ring».The Astrophysical Journal.463: 326–335.doi:10.1086/177245.
  6. ↑ (1975).«The Lense-Thirring effect and accretion discs around Kerr black holes».The Astrophysical Journaletters.195: L65-L67.doi:10.1086/181711.
  7. ↑ (2000).«The response of an accretion disc to an inclined dipole with application to AA Tau».Astronomy and Astrophysics.
  8. ↑ Plantilla:Cite journalast=J. I. Pringle
  9. ↑ (1997).«The origin of warped, precessing accretion disks in X-ray binaries».The Astrophysical Journaletters.491: L43-L46.doi:10.1086/311058.
  10. ↑ «The Strange Orbits of ‘Tatooine’ Planetary Disks» (en en-us). National Radi Astronomy Observatory. Consultat el 2020-03-21.
  11. ↑ «Planets in the Making». www. eso.org. Consultat el 2016-12-26.
  12. ↑ «Safe havens for young planets» (en en). www. eso.org. Consultat el 2019-02-04.
  13. ↑ Hughes, Amy (2010). «Circumstellar Disk Structure and Evolution through Resolgau Submillimeter Observations». Consultat el 2016-02-02.
  14. ↑ «Caught in a Dust Trap». www. eso.org. Consultat el 2017-10-16.
  15. ↑ Plantilla:Cite journalast=Mamajek
  16. ↑ Plantilla:Cite journalast=Cieza
  17. ↑ Plantilla:Cite journalast=Uzpen
  18. ↑ Plantilla:Cite journalast=Clarke
  19. ↑ arXiv:astre-ph/0511083
  20. ↑ 20,0 20,1 Armitage, Philip(2011).«Dynamics of Protoplanetary Disks».Annual Review of Astronomy and Astrophysics.49: 195–236.doi:10.1146/annurev-astro-081710-102521.
Obtingut de «https://lenciclopedia.org/w/index.php?title=Disc_circumestelar&oldid=1663555»