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disco circunestelar

Discos circunestelares HD 141943 y HD 191089. Las imágenes inferiores son ilustraciones de las imágenes reales anteriores. [ 1 ] Un disco circunestelar es un disco de acreción d...

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Discos circunestelares HD 141943 y HD 191089. Las imágenes inferiores son ilustraciones de las imágenes reales anteriores. [ 1 ]

Un disco circunestelar es un disco de acreción de materia con forma de toroide , panqueque o anillo, compuesto de gas , polvo , planetesimales , asteroides o fragmentos de colisión, que orbita alrededor de una estrella . Alrededor de las estrellas más jóvenes, son los reservorios de material a partir del cual se pueden formar planetas. Alrededor de las estrellas maduras, indican que se ha producido la formación de planetesimales , y alrededor de las enanas blancas , indican que el material planetario sobrevivió a toda la evolución estelar. Dicho disco puede manifestarse de diversas maneras.

Joven estrella

La estrella SAO 206462 tiene un disco circunestelar inusual.

Según el modelo de formación estelar ampliamente aceptado , a veces denominado hipótesis nebular , una estrella joven ( protoestrella ) se forma por el colapso gravitacional de una bolsa de materia dentro de una nube molecular gigante . El material que cae posee cierta cantidad de momento angular , lo que da como resultado la formación de un disco protoplanetario gaseoso alrededor de la estrella joven y giratoria. El primero es un disco circunestelar giratorio de gas y polvo denso que continúa alimentando a la estrella central. Puede contener un pequeño porcentaje de la masa de la estrella central, principalmente en forma de gas que a su vez es principalmente hidrógeno . La fase principal de acreción dura unos pocos millones de años, con tasas de acreción típicamente entre 10⁻⁷ y 10⁻⁹ masas solares por año (tasas para sistemas típicos presentadas en Hartmann et al. [ 2 ] ).

Ilustración de la dinámica de un proplyd

El disco se enfría gradualmente en lo que se conoce como la etapa estelar T Tauri . Dentro de este disco, se pueden formar pequeños granos de polvo compuestos de rocas y hielos, que luego se coagulan para formar planetesimales . Si el disco es suficientemente masivo, comienzan las acreciones descontroladas, dando lugar a la aparición de embriones planetarios. Se cree que la formación de sistemas planetarios es un resultado natural de la formación estelar. Una estrella similar al Sol suele tardar unos 100 millones de años en formarse.

Alrededor del Sistema Solar

Representación artística de un disco de transición alrededor de una estrella joven . [ 3 ]

Sistema binario

AK Escorpión
El disco circumbinario alrededor de AK Scorpii , un sistema joven en la constelación de Escorpio. La imagen del disco fue tomada con ALMA .
HK Tauri
El disco circunsecundario visto de canto alrededor de HK Tauri B (abajo), fotografiado con el Telescopio Espacial Hubble . La estrella primaria HK Tauri A (en el centro) también está rodeada por un disco.

La caída de gas sobre un sistema binario permite la formación de discos circunestelares y circunbinarios. La formación de dicho disco ocurrirá en cualquier sistema binario en el que el gas que cae contenga cierto grado de momento angular. [ 4 ] Se observa una progresión general en la formación de discos con el aumento de los niveles de momento angular:

  • Un disco circunprimario es aquel que orbita la estrella primaria (es decir, la más masiva) del sistema binario. [ 4 ] Este tipo de disco se formará por acreción si hay momento angular en el gas que cae. [ 4 ]
  • Un disco circunsecundario es aquel que orbita alrededor de la estrella secundaria (es decir, la menos masiva) del sistema estelar binario. Este tipo de disco solo se forma cuando existe un nivel suficientemente alto de momento angular en el gas que cae hacia ella. La cantidad de momento angular requerida depende de la relación de masas entre la estrella secundaria y la primaria. En ocasiones, se observa un disco circunsecundario transitando frente a la estrella primaria.
  • Un disco circumbinario es aquel que orbita alrededor de las estrellas primaria y secundaria. Este disco se forma más tarde que los discos circumprimario y circumsecundario, con un radio interno mucho mayor que el radio orbital del sistema binario . Un disco circumbinario puede formarse con un límite de masa superior de aproximadamente 0,005 masas solares, [ 5 ] momento en el que el sistema binario generalmente no puede perturbar el disco con la suficiente fuerza como para que se acrecione más gas en los discos circumprimario y circumsecundario. [ 4 ] Un ejemplo de disco circumbinario puede observarse alrededor del sistema estelar GG Tauri . [ 6 ]
  • Dada la formación de un disco circumbinario, la formación de una cavidad interna alrededor del sistema binario es inevitable. Esta cavidad es el resultado de ondas de densidad espirales ubicadas en resonancias de Lindblad , específicamente en las resonancias de Lindblad externas. Las resonancias exactas que delimitan la cavidad dependen de la excentricidad del sistema binario.mib{\displaystyle e_{b}}pero en cada caso el tamaño de la cavidad es proporcional a la separación binaria.ab{\displaystyle a_{b}}. [ 7 ]

Variabilidad de la acumulación

Variabilidad a corto plazo

La escala temporal indicativa que rige la evolución a corto plazo de la acreción sobre sistemas binarios dentro de discos circumbinarios es el período orbital del sistema binario.PAGb{\displaystyle P_{b}}La acumulación en la cavidad interna no es constante y varía dependiendo demib{\displaystyle e_{b}}y el comportamiento del gas a lo largo de la región más interna de la cavidad. Para binarias no excéntricas, la variabilidad de la acreción coincide con el período orbital kepleriano del gas interno, que desarrolla bultos correspondientes ametro=1{\displaystyle m=1}Resonancias de Lindblad externas. Este período es aproximadamente cinco veces el período orbital binario. Para sistemas binarios excéntricos, el período de variabilidad de la acreción es igual al período orbital binario debido a que cada componente binario capta materia del disco circunbinario cada vez que alcanza el apocentro de su órbita. [ 7 ]

Variabilidad a largo plazo

Los sistemas binarios excéntricos también presentan variabilidad en la acreción en escalas de tiempo seculares cientos de veces mayores que el período binario. Esto corresponde a la tasa de precesión apsidal del borde interior de la cavidad, que desarrolla su propia excentricidad.mid{\displaystyle e_{d}}, junto con una región significativa del disco circunbinario interno hasta∼10ab{\displaystyle \sim 10a_{b}}. [ 7 ] Esta excentricidad puede a su vez afectar la acreción de la cavidad interna, así como la dinámica más alejada en el disco, como la formación y migración de planetas circumbinarios .

Evolución orbital

Originalmente se creía que todos los sistemas binarios ubicados dentro del disco circunbinario evolucionarían hacia la desintegración orbital debido al torque gravitacional del disco circunbinario, principalmente a partir del material en el borde más interno de la cavidad extirpada. Esta desintegración ya no está garantizada cuando ocurre la acreción del disco circunbinario sobre el sistema binario, e incluso puede conducir a mayores separaciones entre los sistemas binarios. La dinámica de la evolución orbital depende de los parámetros del sistema binario, como la relación de masas.qb{\displaystyle q_{b}}y excentricidadmib{\displaystyle e_{b}}, así como la termodinámica del gas en acreción. [ 7 ]

Discos desalineados

Una vez que se ha formado un disco circunestelar, se crean ondas de densidad espirales dentro del material circunestelar a través de un par diferencial debido a la gravedad del sistema binario. [ 4 ] La mayoría de estos discos se forman axisimétricamente al plano del sistema binario, pero es posible que procesos como el efecto Bardeen-Petterson, [ 8 ] un campo magnético dipolar desalineado [ 9 ] y la presión de radiación [ 10 ] produzcan una deformación o inclinación significativa en un disco inicialmente plano.

Se observan fuertes evidencias de discos inclinados en los sistemas Her X-1, SMC X-1 y SS 433 (entre otros), donde se aprecia un bloqueo periódico de la línea de visión de las emisiones de rayos X del orden de 50 a 200 días; mucho más lento que la órbita binaria de los sistemas de ~1 día. [ 11 ] Se cree que el bloqueo periódico resulta de la precesión de un disco circumprimario o circumbinario, que normalmente ocurre en sentido retrógrado a la órbita binaria como resultado del mismo par diferencial que crea ondas de densidad espirales en un disco axisimétrico.

La evidencia de discos circumbinarios inclinados puede observarse a través de la geometría deformada dentro de los discos circunestelares, la precesión de chorros protoestelares y las órbitas inclinadas de objetos circumplanetarios (como se observa en el binario eclipsante TY CrA). [ 5 ] Para discos que orbitan un binario con una baja relación de masa secundaria a primaria, un disco circumbinario inclinado experimentará una precesión rígida con un período del orden de años. Para discos alrededor de un binario con una relación de masa de uno, los pares diferenciales serán lo suficientemente fuertes como para desgarrar el interior del disco en dos o más discos separados en precesión. [ 5 ]

Un estudio de 2020 que utilizó datos de ALMA mostró que los discos circumbinarios alrededor de sistemas binarios de período corto suelen estar alineados con la órbita del sistema binario. Los sistemas binarios con un período superior a un mes mostraron típicamente una desalineación del disco con la órbita del sistema binario. [ 12 ]

Polvo

Nube primordial de gas y polvo que rodea a la joven estrella HD 163296. [ 13 ]
  • Los discos de escombros están compuestos de planetesimales junto con polvo fino y pequeñas cantidades de gas generadas a través de sus colisiones y evaporación. El gas original y las pequeñas partículas de polvo se han dispersado o acumulado en planetas. [ 14 ]
  • La nube zodiacal o polvo interplanetario es el material del Sistema Solar creado por las colisiones de asteroides y la evaporación de cometas, que los observadores en la Tierra pueden ver como una banda de luz dispersa a lo largo de la eclíptica antes del amanecer o después del atardecer.
  • El polvo exozodiacal es polvo que orbita alrededor de una estrella distinta del Sol, en una ubicación análoga a la de la Luz Zodiacal en el Sistema Solar.

Etapas

Disco protoplanetario AS 209 . [ 15 ]

Las etapas en los discos circunestelares se refieren a la estructura y composición principal del disco en diferentes momentos de su evolución. Estas etapas incluyen las fases en las que el disco está compuesto principalmente por partículas de tamaño submicrométrico, la evolución de estas partículas en granos y objetos más grandes, la aglomeración de objetos más grandes en planetesimales , y el crecimiento y la evolución orbital de los planetesimales hasta formar sistemas planetarios, como el Sistema Solar u otras estrellas.

Ilustración artística que ofrece una visión general sencilla de las principales regiones de un disco protoplanetario, delimitadas por la línea de hollín y escarcha.

Principales etapas de la evolución de los discos circunestelares: [ 16 ]

  • Discos protoplanetarios : En esta etapa, hay presentes grandes cantidades de material primordial (por ejemplo, gas y polvo) y los discos son lo suficientemente masivos como para tener el potencial de formar planetas.
  • Discos de transición: En esta etapa, el disco muestra una reducción significativa en la presencia de gas y polvo, y presenta propiedades intermedias entre los discos protoplanetarios y los discos de escombros.
  • Discos de escombros : En esta etapa, el disco circunestelar es un disco de polvo tenue, que presenta pequeñas cantidades de gas o incluso ningún gas. Se caracteriza por tener una vida útil del polvo menor que la edad del disco, lo que indica que el disco es de segunda generación en lugar de primordial.

Disipación y evolución del disco

Imagen del cinturón de asteroides de Fomalhaut tomada por el Telescopio Espacial James Webb [ 17 ] con anotaciones de la NASA.

La disipación de material es uno de los procesos responsables de la evolución de los discos circunestelares. Junto con la información sobre la masa de la estrella central, la observación de la disipación de material en diferentes etapas de un disco circunestelar puede utilizarse para determinar las escalas de tiempo involucradas en su evolución. Por ejemplo, las observaciones del proceso de disipación en discos de transición (discos con grandes agujeros internos) estiman que la edad promedio de un disco circunestelar es de aproximadamente 10 Myr. [ 18 ] [ 19 ]

El proceso de disipación y su duración en cada etapa no se comprenden bien. Se han propuesto varios mecanismos, con diferentes predicciones para las propiedades observadas de los discos, para explicar la dispersión en discos circunestelares. Mecanismos como la disminución de la opacidad del polvo debido al crecimiento de los granos, [ 20 ] la fotoevaporación de material por fotones de rayos X o UV de la estrella central ( viento estelar ), [ 21 ] o la influencia dinámica de un planeta gigante que se forma dentro del disco [ 22 ] son ​​algunos de los procesos que se han propuesto para explicar la disipación.

La disipación es un proceso que ocurre continuamente en los discos circunestelares durante toda la vida de la estrella central y, al mismo tiempo, en la misma etapa, es un proceso presente en diferentes partes del disco. La disipación se puede dividir en disipación del disco interno, disipación del disco medio y disipación del disco externo, según la parte del disco considerada. [ 23 ]

La disipación interna del disco ocurre en la parte interior del mismo (< 0,05–0,1 UA ). Al ser la región más cercana a la estrella, también es la más caliente, por lo que el material presente allí suele emitir radiación en la región del infrarrojo cercano del espectro electromagnético . El estudio de la radiación emitida por el polvo muy caliente presente en esa parte del disco indica que existe una conexión empírica entre la acreción del disco sobre la estrella y las eyecciones en un flujo de salida.

La disipación en la región central del disco (1–5 UA ) se caracteriza por la presencia de material mucho más frío que en la parte interna del disco. En consecuencia, la radiación emitida desde esta región tiene una longitud de onda mayor , concretamente en el infrarrojo medio, lo que dificulta enormemente su detección y la predicción de la escala temporal de su disipación. Los estudios realizados para determinar la escala temporal de disipación en esta región arrojan un amplio rango de valores, con predicciones que van desde menos de 10 hasta 100 millones de años.

La disipación del disco exterior ocurre en regiones entre 50 y 100 UA , donde las temperaturas son mucho más bajas y la longitud de onda de la radiación emitida aumenta hasta la región milimétrica del espectro electromagnético . Se ha informado que la masa media de polvo para esta región es de aproximadamente 10⁻⁵ masas solares. [ 24 ] Estudios de discos de escombros más antiguos ( 10⁷ – 10⁹ años) sugieren masas de polvo tan bajas como 10⁻⁸ masas solares, lo que implica que la difusión en los discos exteriores ocurre en una escala de tiempo muy larga. [ 25 ]

Como se mencionó, los discos circunestelares no son objetos en equilibrio, sino que están en constante evolución. La evolución de la densidad superficialΣ{\displaystyle \Sigma }de disco, que es la cantidad de masa por unidad de área, por lo que después de que la densidad de volumen en una ubicación particular del disco se haya integrado sobre la estructura vertical, viene dada por: ∂Σ∂t=3r∂∂r[r1/2∂∂rνΣr1/2]{\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]} dónder{\displaystyle r}es la ubicación radial en el disco yν{\displaystyle \nu }es la viscosidad en la ubicaciónr{\displaystyle r}. [ 26 ] Esta ecuación supone una simetría axisimétrica en el disco, pero es compatible con cualquier estructura de disco vertical.

La viscosidad en el disco, ya sea molecular, turbulenta u otra, transporta momento angular hacia afuera en el disco y la mayor parte de la masa hacia adentro, acumulándose finalmente sobre el objeto central. [ 26 ] La acreción de masa sobre la estrellaMETRO˙{\displaystyle {\dot {M}}}en términos de la viscosidad del discoν{\displaystyle \nu }se expresa: METRO˙=3πνΣ[1−renr]−1{\displaystyle {\dot {M}}=3\pi \nu \Sigma \left[1-{\sqrt {\frac {r_{\text{in}}}{r}}}\right]^{-1}} dónderen{\displaystyle r_{\text{en}}}es el radio interior.

Imágenes directas

La hamburguesa de Gómez, donde los brillantes "panes" representan la luz dispersa de la estrella sobre la superficie del disco. La "hamburguesa" rojiza y oscura representa el plano medio del disco.
Imágenes a 4,44 y 3,56 micras del disco de escombros circunestelares alrededor de AU mic, una estrella enana roja.

Los discos protoplanetarios y los discos de escombros pueden ser fotografiados con diferentes métodos. Si el disco se observa de canto, a veces puede bloquear la luz de la estrella y puede observarse directamente sin un coronógrafo u otras técnicas avanzadas (por ejemplo, Gomez's Hamburger o Flying Saucer [ 27 ] ). Otros discos vistos de canto (por ejemplo, Beta Pictoris o AU Microscopii ) y discos vistos de frente (por ejemplo, IM Lupi o AB Aurigae ) requieren un coronógrafo, óptica adaptativa o imágenes diferenciales para tomar una imagen del disco con un telescopio. Estas observaciones ópticas e infrarrojas, por ejemplo con SPHERE , generalmente toman una imagen de la luz de la estrella dispersada en la superficie del disco y rastrean pequeñas partículas de polvo de tamaño micrométrico. Por otro lado, los conjuntos de radiotelescopios como ALMA pueden mapear granos de polvo más grandes de tamaño milimétrico que se encuentran en el plano medio del disco. [ 28 ] Los conjuntos de radiotelescopios como ALMA también pueden detectar la emisión estrecha del gas del disco. Esto puede revelar la velocidad del gas dentro y alrededor del disco. [ 29 ] En algunos casos, un disco protoplanetario visto de canto (por ejemplo, CK 3 [ 30 ] [ 31 ] o ASR 41 [ 32 ] ) puede proyectar una sombra sobre el material polvoriento circundante. Esta sombra proyectada funciona como un juego de sombras , y la proyección del disco es mucho mayor que el tamaño real del disco. [ 30 ]

Véase también

Referencias

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