Disc protoplanetari
Un disc protoplanetario és un disc circunestelar de material al voltant d'una estrela jove, generalment del tipo T Tauri o estrela Herbig Ae/Be. En ocasions se'ls coneix també per l'abreviatura proplyds en produir-se en estos discs els processos físics que duen a la formació de planetas. Els discs protoplanetaris són discs d'acrecimiento al voltant d'estreles jóvens fonamentals per a comprendre la formació de l'estrela i d'un possible sistema planetari.
Observació
[editar | editar còdic]Els discs són observables de forma directa com a material nebuloso en determinades llongituts d'ona o com un excés en l'emissió infrarroja de l'estrela central. El seu tamany sol ser de varis centenars d'unitats astronòmiques podent alcançar ràdios de fins a 1000 UA. Les seues regions centrals poden estar a altes temperatures calfades per l'estrela central i els processos d'acreció. Els discs protoplanetaris més jóvens estan acompanyats a sovint per chorrada polars pels que s'escapa part del material que fluïx cap a l'estrela central.
Formació
[editar | editar còdic]
Els discs es formen en el mateix procés de formació estelar que produïxen l'estrela central. Una protoestrella es forma per la condensació de material procedent d'una núvol molecular composta principalment per hidrogen molecular fragmentada per la seua pròpia gravetat en alcançar unes condicions crítiques de tamany, massa o densitat. En el colapse el núvol fragmentat es contrau guanyant en densitat i formant una protoestrella en el seu centre. No obstant, el material exterior, obligat a conservar el moment angular del sistema, no cau directament sobre el cos central sino que és sustentat per la força centrípeta associada a la seua rotació. La rotació fa que el material exterior caiga sobre una regió estesa en forma de disc perpendicular a l'eix de rotació del sistema.[6] Els temps característics de colapse són d'uns 100,000 anys i els discs formats poden persistir durant 1-10 millons d'anys. El material del disc és acretado llentament per l'estrela central mentres que el material exterior es difon llentament cap a distàncies majors conservant el moment angular. El disc protoplanetario més antic descobert fins ara podria tindre 25 millons d'anys. Ara és una estrela T Tauri. L'acreció de gas sobre l'estrela continua durant atres 10 millons d'anys,[7] ans que el disc desaparega, tal volta arrastrat pel vent estelar de la jove estrela, o tal volta simplement deixant d'emetre radiació una volta finalisada l'acreció. El disc protoplanetario més antic descobert fins ara té 25 millons d'anys.[8][9]
Els discs protoplanetaris al voltant de les estreles T Tauri diferixen dels discs que rodegen als components primaris dels sistemes binaris propencs sobre el seu tamany i temperatura. Els discs protoplanetaris tenen ràdios de fins a 1000 UA, i solament les seues parts més internes alcancen temperatures superiors a 1000 K. Molt a sovint van acompanyats de chorrada. S'han observat discs protoplanetaris al voltant de vàries estreles jóvens de la nostra galàxia. Les observacions del telescopi espacial Hubble han mostrat que s'estan formant proplyds i discs planetaris dins de la nebulosa d'Orión.[10][11]
Es creu que els discs protoplanetaris són estructures primes, en una altura vertical típica molt menor que el radi i una massa típica molt menor que l'estrela jove central.[12]
La massa d'un disc protoplanetario típic està dominada pel seu gas, no obstant, la presència de grans de pols té un paper important en la seua evolució. Els grans de pols protegixen el pla mig del disc de la radiació energètica de l'espai exterior, lo que crea una zona morta en la que la inestabilitat magnetorrotacional (MRI) ya no opera.[13][14]
Es creu que estos discs consistixen en una envoltura turbulenta de plasma, també cridada zona activa, que envol una extensa regió de gas inactiu cridada zona morta.[14] La zona morta situada en el pla mig pot ralentisar el fluix de matèria a través del disc, lo que impedix alcançar un estat estable.
Sistema planetari
[editar | editar còdic]
La hipòtesis nebular de la formació del sistema solar descriu cóm es creu que els discs protoplanetaris evolucionen fins a convertir-se en sistemes planetaris. Les interaccions electrostàtiques i gravitacionals poden fer que la pols i els grans de gèl del disc s'acumulen en planetesimals. Este procés competix en el vent estelar, que expulsa el gas del sistema, i en la gravetat (acumulació) i les tensions internes (viscosidad), que atrauen el material cap a l'estrela central T Tauri. Els planetesimals constituïxen els blocs de construcció tant dels planetes terrestres com dels jagants.[16][17]
Es creu que algunes de les llunes de Júpiter, Saturn i Urà es varen formar a partir de discs protoplanetaris més chicotets i similars als planetaris.[18][19] La formació de planetes i llunes en discs geomètricament prims i rics en gas i pols és la raó per la que els planetes estan disposts en un pla eclíptico. Decenes de millons d'anys despuix de la formació del sistema solar, és provable que les poques UA internes del sistema solar contingueren dotzenes de cossos del tamany de la Lluna o de Mart que s'estaven acumulant i consolidant en els planetes terrestres que veem ara. És provable que la Lluna de la Terra es formara en acabant de que un protoplaneta del tamany de Mart impactara oblicuamente contra la proto-Terra uns 30 millons d'anys despuix de la formació del sistema solar.
Discs d'enrunes
[editar | editar còdic]
S'han trobat discs de pols circunestelar pobres en gas al voltant de moltes estreles propenques, la majoria de les quals tenen edats que oscilen entre els 10 millons d'anys (per eixemple, Beta Pictoris, 51 Ophiuchi) i mils de millons d'anys (per eixemple, Tau Ceti). Estos sistemes solen denominar-se «discs d'enrunes». Donada la major edat d'estes estreles i la curta vida útil dels grans de pols de tamany micrométrico al voltant de les estreles pel arrastre de Poynting Robertson, les colisions i la pressió de radiació (normalment de centenars a mils d'anys), es creu que esta pols prové de les colisions de planetesimals (per eixemple, asteroides, cometes). Per lo tant, els discs d'enrunes que rodegen estos eixemples (per eixemple, Vega, Alphecca, Fomalhaut, etc.) no són «protoplanetarios», sino que representen una etapa posterior de l'evolució del disc en la que els anàlecs extrasolars del cinturó d'asteroides i el cinturó de Kuiper són l'escenari de colisions entre planetesimals que generen pols.
Discs circunestelares secundaris
[editar | editar còdic]
En els discs protoplanetaris es formen els sistemes planetaris. El material exterior fret es condensa en grans de gèl que poden interaccionar entre sí agregant-se i formant cossos progressivament majors fins a adquirir suficient massa per a influir gravitacionalmente les òrbites d'atres cossos propencs. Estos cossos reben el nom de planetesimals. En les regions internes del sistema estelar les temperatures són lo prou altes com per a impedir la condensació de gèls pero els mateixos processos actuen sobre materials refractaris en temperatures d'evaporament molt més elevades. Les colisions entre planetesimals poden ser destructives o produir cossos encara majors fins a formar protoplanetas. No obstant les colisions destructives produïxen grans cantitats de pols que rodeja l'estrela central en un disc secundari absent de gas i que pot persistir varis centenars de millons d'anys.
Relació en la abiogénesis
[editar | editar còdic]- Artícul principal → Abiogénesis.
Segons recents estudis realisats en models informàtics, les complexes molècules orgàniques necessàries per a la vida podrien haver-se format en el disc protoplanetario de grans de pols que rodejava al Sol abans de la formació de la Terra.[20] Segons els estudis informàtics, este mateix procés també podria produir-se al voltant d'atres estreles que adquirixen planetes.[20](Vejau també Molècules orgàniques extraterrestres).
Galeria
[editar | editar còdic]-
Ilustració de la dinàmica d'un proply'd
-
20 discs protoplanetaris capturats pel Proyecte d'Alta Resolució Angular (DSHARP).[21]
-
L'ombra és creada pel disc protoplanetario que rodeja a l'estrela HBC 672 dins de la nebulosa.[22]
-
El disc protoplanetario AS 209 es troba en la jove regió de formació estelar d'Ofiuco.[23]
-
En observar els discs protoplanetaris polvorientos, els científics investiguen els primers passos de la formació dels planetes.[25]
-
Anells concèntrics al voltant de la jove estrela HD 141569A, situada a uns 370 anys llum de distància.[26]
-
Discs d'enrunes detectades en imàgens del HST d'estreles jóvens, HD 141943 i HD 191089: imàgens en la part superior; geometria en la part inferior.[27]
-
HOPS-315, un sistema planetari encara en formació que mostra indicis de les primeres etapes de la formació planetària.
Vore també
[editar | editar còdic]Referències
[editar | editar còdic]- ↑ «[1]». Consultat el 2025-09-30 (en en-gb).
- ↑ «[2]». Consultat el 2025-09-30 (en en-GB).
- ↑ «Early Evolution of Planetary Disk Structures Seen for the First Clave» (en en-us). National Radi Astronomy Observatory. Consultat el 2025-09-30.
- ↑ «"Initial Conditions of Planet Formation: Lifetimes of Primordial Disks"».AIP Conference Proceedings..doi:10.1063/1.3215910.
- ↑ «Protoplanetary Disk: Simulated Spiral Arm vs. Observational Data» (en en). www. esahubble. org. Consultat el 2025-09-30.
- ↑ «"Accretion discs in astrophysics».Annual Review of Astronomy and Astrophysics..doi:10.1146/annurev. aa.19.090181.001033.
- ↑ «"Constraining the Lifetime of Circumstellar Disks in the Terrestrial Planet Zone: A Mid-Infrared Survey of the 30 Myr old Tucana-Horologium Association".».The Astrophysical Journal..doi:10.1086/422550.
- ↑ «Àudio: Planetary Disk That Refuses to Grow Up» (en en). Universe Today. Consultat el 2025-09-30.
- ↑ «"A Long-lived Accretion Disk around a Lithium-depleted Binary T Tauri Star".».The Astrophysical Journal..doi:10.1086/428752.
- ↑ «Hubble Space Telescope Mapping of the Orion Nebula. I. A Survey of Stars and Compact Objects».The Astronomical Journal.111
- 846.ISSN 0004-6256.doi:10.1086/117832.Consultat el 2025-09-30.
- ↑ «"Thehubble Space Telescope/Advanced Camera for Surveys Atles of Protoplanetary Disks in the Great Orion Nebula"».The Astronomical Journal.ISSN 0004-6256.doi:10.1088/0004-6256/136/5/2136.
- ↑ «"Dynamics of Protoplanetary Disks"».Annual Review of Astronomy and Astrophysics.doi:10.1146/annurev-astre-081710-102521.
- ↑ «"Layered Accretion In T Tauri Disks"».Astrophysical Journal..doi:10.1086/176735.
- ↑ 14,0 14,1 «"A powerfulocal shear instability in weakly magnetized disks. I - Linear analysis. II - Nonlinear evolution"».Astrophysical Journal.doi:10.1086/170270.
- ↑ «Stellar Outburst Brings Water Snow Line Into View» (en en). www. eso. org. Consultat el 2025-09-30.
- ↑ «"Growth of Jupiter: Enhancement of core accretion by a voluminous low-mass envelope"».Icarus.doi:10.1016/j. icarus.2014.06.029.
- ↑ «"Models of Jupiter's growth incorporating thermal and hydrodynamic constraints"».Icarus.doi:10.1016/j. icarus.2008.10.004.
- ↑ «Origin of Europa and the Galean Satellites.».University of Arizona Press.
- ↑ «"Capture and Evolution of Planetesimals in Circumjovian Disks".».The Astrophysical Journal..doi:10.1088/0004-637X/806/2/203.
- ↑ 20,0 20,1 Tens que especificar títul = i url = al usar {{cita web}}.. Space. Consultat el 2025-09-30.
- ↑ «Pitch perfect in DSHARP at ÀNIMA» (en en).
- ↑ «Hubble reveals cosmic Bat Shadow in the Serpent's Tail».
- ↑ «Young planet creates a scene».
- ↑ «Feeding a Baby Star with a Dusty Hamburger».
- ↑ «Spring Cleaning in an Infant Star System».
- ↑ «Boulevard of Broken Rings».
- ↑ «RELEASE 14-114 Astronomical Forensics Uncover Planetary Disks in NASA's Hubble Archive». NASA.
- ↑ “A tell-tale tracer for externally irradiated protoplanetary disks: Comparing the [C I 8727 Å line and ÀNIMA observations in proplyds]” . Astronomy & Astrophysics 692: A137. doi:.
- Este artícul conté una traducció derivada de «Disco protoplanetario» de Wikipedia en castellà publicada baix la Llicència de documentació lliure de GNU i la Llicència Creative Commons Reconeiximent-CompartirIgual 4.0 Internacional.