Disco circunestelar

Un disco circunestelar é un toro ou acumulación con forma de anel de materia composta de gas, po, planetesimais, asteroides ou fragmentos de colisión que está en órbita arredor dunha estrela. Arredor de estrelas máis novas, encóntranse os reservorios de materiais a partir dos que se forman os planetas. Os discos arredor das estrelas maduras indican que a formación de planetesimais tivo lugar aredor de ananas brancas, o que implica que o material planetario sobreviviu durante toda a evolución estelar. Ditos discos poden manifestarse de diversas maneiras. Estrela xove
Segundo o modelo amplamente aceptado da formación das estrelas, ás veces denominado hipótese nebular, unha estrela xove (protoestrela) está formada polo colapso gravitacional dun embolsamento de materia dentro dunha nube molecular xigante. O material que cae posúe certa cantidade de momento angular, o que ten como resultado a formación dun disco protoplanetario gasoso arredor da estrela xove en rotación. Trátase dun disco circunestelar en rotación de denso gas e po que continúa alimentando a estrela central. Pode conter unha pequena porcentaxe da masa da estrela central, esencialmente en forma de gas, principalmente hidróxeno. A fase de acreción principal dura uns poucos millóns de anos, con taxas de acreción que normalmente están entre 10−7 e 10−9 masas solares por ano (taxas para un sistema típico presentado en Hartmann et al. ).
O disco arrefría gradualmente pasando ao que se chama estadio de estrela T Tauri. Dentro deste disco, poden formarse pequenos grans de po de material de tipo rochoso e xeo, e estes poden coagular orixinando planetesimais. Se o disco é masivo dabondo, empeza unha acreción se fin, resultado da cal se forman embrións planetarios. A formación de sistemas planetarios crese que é o resultado natural da formación de estrelas. Unha estrela similar ao Sol normalmente tarda 100 millóns de anos en formarse. Arredor do Sistema Solar
As formacións que rodean o Sol no sistema Solar son: Cinto de asteroides. É o reservorio de pequenos corpos no sistema Solar localizado entre a órbita de Marte Xúpiter. É unha fornte de po interplanetario.
Cinto de Edgeworth-Kuiper. Situado alén da órbita de Neptuno.
Disco disperso. Alén da órbita de Neptuno.
Nube de Hills. Só a parte interna da nube de Oort ten unha forma toroidal. A nube de Oort externa é de forma máis esférica, o que a converte nunha envoltura circunestelar. Sistema binario
O gas que cae sobre un sistema binario permite a formación de discos circunestelares e circumbinarios. A formación de tales discos ocorre en calquera sistema binario no cal o gas que cae ten certo grao de momento angular. Unha progresión xeral da formación do disco obsérvase cando se incrementa o momento angular: Disco circumprimario. É aquel que orbita a estrela primaria (é dicir, máis masiva) do sistema binario. Este tipo de disco fórmase por acreción se algún momento angular no gas que cae.
Disco circunsecundario. É o que orbita arredor da estrela secundaria (é dicir, menos masiva) do sistema binario. Este tipo de disco só se forma cando hai unha cantidade suficientemente alta de momento angular no gas que cae. A cantidade de momento angular necesario depende da razón entre as masas da estrela primaria e secundaria.
Disco circumbinario. É o que orbita arredor tanto da estrela primaria coma da secundaria. Dito disco fórmase nun momento posterior aos discos circumprimario e circunsecundario, cun raio interno moito máis grande que o raio orbital do sistema binario. Un disco circumbinario pode formarse cunha masa superior límite de aproximadamente 0, 005 masas solares, e chegado a ese punto o sistema binario é xeralmente incapaz de perturbar o disco o suficente para que se siga acrecionando máis gas sobre os discos circumprimario e circunsecundario. Un exemplo dun disco circumbinario é o que hai arredor do sistema estelar GG Tauri.
Unha vez que se formou un disco circunestelar, créanse ondas de densidade espirais no material circunestelar por unha forza de torsión diferencial debida á gravidade binaria. A maioría destes discos fórmanse axisimetricamente ao plano binario, pero é posible en procesos como o efecto Bardeen-Petterson, que un campo magnético desaliñado e a presión de radiación produzan un significativo torcemento ou inclinación nun disco que inicialmente era plano.
Observáronse claras evidencias de discos inclinados nos sistemas Her X-1, SMC X-1 e SS 433 (entre outros), nos que pode verse un bloqueo periódico na liña de visión das emisións de raios X da orde dos 50 a 200 días; moito máis lento que a órbita do sistema binario, que é de aproximadamente 1 día. O bloqueo periódico crese que é o resultado da precesión dun disco circumprimario ou circumbinario, que normalmente é retrógrado á órbita binaria como resultado da mesma torsión diferencial que crea ondas de densidade espirais no disco axisimétrico.
As evidencias de discos circumbinarios inclinados poden verse na xeometría retorta dos discos circunestelares, a precesión de chorros protoestelares, e as órbitas inclinadas de obxectos circumplanetarios (como se ven na eclipsante binaria TY CrA). Para discos que orbitan un sistema binario de razón de masa secundaria-primaria baixa, un disco circumbinario inclinado sufrirá unha precesión ríxida cun período da orde de anos. Para discos arredor dun sistema binario cunha razón de masas de 1, as torsións diferenciais serán dabondo fortes como para rachar o interior do disco formando dous ou máis discos en precesión separados. Po
En relación co po, poden existir as seguintes formacións: Disco de residuos ou entullos. Consta de planetesimais xunto con fino po e pequenas cantidades de gas xerados por colisións e evaporación. O gas orixinal e as pequenas partículas de po foron dispersadas ou acumuladas nos planetas.
Nube zodiacal ou po interplanetario. É o material que hai no sistema Solar creado por colisións de asteroides e evaporación de cometas visto polos observadores desde a Terra como unha banda de luz dispersa ao longo da eclíptica antes da saída do sol e despois do solpor.
Po exozodiacal. É po que está arredor doutra estrela distinta do Sol en localizacións análogas ás da luz zodiacal do sistema Solar. Estadios
Os estadios polos que pasa un disco circunestelar refírense á estrutura e a composición principal do disco en diferentes momentos da súa evolución. Estes estadios comprenden as fases cando o disco está composto principalmente de partículas de tamaño subnicrométrico, a evolución destas partículas en grans e obxectos máis grandes, a aglomeración de obxectos máis grandes en planetesimais, e o crecemento e evolución orbital dos planetesimasi orixinando sistemas planetarios, como o noso sistema Solar e o doutras estrelas.
Os principais estadios da evolución de discos circunestelares son: Disco protoplanetario. Neste estadio o disco ten grandes cantidades de material primordial (por exemplo, gas e po) e é suficientemente masivo como para ter o potencial para formar planetas.
Disco de transición. Neste estadio, o disco mostra unha significativa redución da presenza de gas e po e presenta propiedades intermedias entre as do disco protoplanetario e as do disco de residuos.
Disco de residuos ou entullos. Neste estadio o discocircunestelar é un disco de po tenue, que presenta pequenas cantidades de gas ou mesmo ningún gas en absoluto. Caracterízase por ter tempos de vida do po menores que a idade do disco, o que indica que o disco é de segunda xeración en vez de primordial. Disipación e evolución do disco
A disipación do material é un dos procesos responsables da evolución dos discos circunestelares. Xunto coa información sobre a masa da estrela central, a observación da disipación do material en diferentes estadios dun disco circunestelar pode utilizarse para determinar as escalas de tempo implicadas na súa evolución. Por exemplo, as observacións do proceso de disipación en discos de transición (discos con buratos internos grandes) serven para estimar a idade media dun disco circunestelar en aproximadamente 10 millóns de anos.
O proceso de disipación e a súa duración en cada un dos estadios non se comprende aínda ben. Propuxéronse varios mecanismos, con diferentes predicións para as propiedades observadas dos discos, para explicar a dispersión nos discos circunestelares. Algúns dos procesos propostos para explicar a disipación son mecanismos como o decrecemento da opacidade do po debido ao crecemento dos grans, a fotoevaporación de materiais por fotóns de raios X ou UV procedentes da estrela central (vento estelar) ou a influencia dinámica dun planeta xigante formándose dentro do disco.
A disipación é un proceso que ocorre continuamente en discos circunestelares durante a duración da vida da estrela central, e ao mesmo tempo, para o mesmo estadio, é un proceso que está presente en diferentes partes do disco. A disipación pode dividirse en disipación do disco central, disipación do disco medio e disipación do disco externo, dependendo da parte do disco considerada.
A disipación do disco interno ocorre na parte interna do disco (< 0, 05 – 0, 1 UA). Como é a que está máis preto da estrela, esta rexión é tamén a que está máis quente, polo que o material presente alí normalmente emite radiación na rexión do infravermello próximo do espectro electromagnético. O estudo da radiación emitida polo po moi quente que se encontra nesa parte do disco indica que hai unha conexión empírica entre a acreción desde o disco á estrela e as execcións que se escapan.
A disipación do disco medio ocorre na rexión media do disco (de 1 a 5 UA) e caracterízase pola presenza de material moito máis fino que na parte interna do disco. En consecuencia, a radiación emitida desde esta rexión ten maiores lonxitudes de onda, e corresponde á rexión do infravermello medio, o que fai difícil detectar e predicir a escala de tempo da disipación nesta rexión. Os estudos feitos para determinar dita escala de tempo deron un amplo rango de valores, desde menos de 10 millóns ata 100 millóns de anos.
A disipación do disco externo ocorre en rexións entre 50 e 100 UA, nas que as temperaturas son moito menores e as lonxitudes de onda das radiacións emitidas increméntanse ata a rexión milimétrica do espectro electromagnético. Atopáronse masas medias de po nesta rexión dunhas 10−5 masas solares. Os estudos de discos de residuos máis vellos (107 - 109 anos) suxiren masas de po de só 10−8 masas solares, o que implica que a difusión nos discos externos ocorre en escalas de tempo moi dilatadas.
Como se mencionou anteriormente, os discos interestelares non son obxectos en equilibrio, senón que están evolucionando constantemente. A evolución da densidade de superficie Σ {\displaystyle \Sigma } do disco vén dada por: ∂ Σ ∂ t
3 r ∂ ∂ r [ r 1 / 2 ∂ ∂ r ν Σ r 1 / 2 ] {\displaystyle {\frac {\partial \Sigma }{\partial t}}
{\frac {3}{r}}{\frac {\partial }{\partial r}}\left[r^{1/2}{\frac {\partial }{\partial r}}\nu \Sigma r^{1/2}\right]} onde r {\displaystyle r} é a localización radial no disco e ν {\displaystyle \nu } é a viscosidade na localización r {\displaystyle r}. Esta ecuación asume unha simetría axisimétrica no disco, pero é compatible con calquera estrutura do disco vertical.
A viscosidade no disco, sexa molecular, turbulenta ou doutro tipo, transporta momento angular fóra do disco e a maioría da masa cara ao interior, que finalmente se acreciona sobre o obxecto central. A acreción da masa sobre a estrela M ˙ {\displaystyle {\dot {M}}} en termos de viscosidade do disco ν {\displaystyle \nu } exprésase como: M ˙
3 π ν Σ [ 1 − r in r ] − 1 {\displaystyle {\dot {M}}
3\pi \nu \Sigma \left[1-{\sqrt {\frac {r_{\text{in}}}{r}}}\right]^{-1}} onde r in {\displaystyle r_{\text{in}}} é o raio interno.