Disco de escombros

Un disco de escombros ( inglés americano ), o disco de escombros ( inglés común ), es un disco circunestelar de polvo y escombros que orbita alrededor de una estrella . A veces, estos discos contienen anillos prominentes, como se ve en la imagen de Fomalhaut a la derecha. Los discos de escombros se encuentran alrededor de estrellas con sistemas planetarios maduros, incluyendo al menos un disco de escombros en órbita alrededor de una estrella de neutrones evolucionada . ^{[ 1 ]} Los discos de escombros también pueden producirse y mantenerse como remanentes de colisiones entre planetesimales, también conocidos como asteroides y cometas. ^{[ 2 ]}

Hasta 2001, se habían encontrado más de 900 estrellas candidatas con un disco de escombros. Estos discos suelen descubrirse examinando el sistema estelar en luz infrarroja y buscando un exceso de radiación más allá de la emitida por la estrella. Se infiere que este exceso es radiación de la estrella que ha sido absorbida por el polvo del disco y luego reemitida como energía infrarroja. ^{[ 3 ]}

Los discos de escombros suelen describirse como análogos masivos de los escombros del Sistema Solar . La mayoría de los discos de escombros conocidos tienen radios de entre 10 y 100 unidades astronómicas (UA); se asemejan al cinturón de Kuiper del Sistema Solar, aunque este último no posee una masa de polvo lo suficientemente alta como para ser detectado incluso alrededor de las estrellas más cercanas. Algunos discos de escombros contienen un componente de polvo más caliente ubicado a menos de 10 UA de la estrella central. Este polvo a veces se denomina polvo exozodiacal, por analogía con el polvo zodiacal del Sistema Solar.

En 1984 se detectó un disco de escombros alrededor de la estrella Vega utilizando el satélite IRAS . Inicialmente se creyó que se trataba de un disco protoplanetario , pero ahora se sabe que es un disco de escombros debido a la falta de gas en el disco y la edad de la estrella. Los primeros cuatro discos de escombros descubiertos con IRAS se conocen como los "cuatro fabulosos": Vega , Beta Pictoris , Fomalhaut y Epsilon Eridani . Posteriormente, las imágenes directas del disco de Beta Pictoris mostraron irregularidades en el polvo, que se atribuyeron a perturbaciones gravitacionales de un exoplaneta invisible . ^{[ 5 ]} Esta explicación se confirmó con el descubrimiento en 2008 del exoplaneta Beta Pictoris b . ^{[ 6 ]}

Se sabe que otras estrellas que albergan exoplanetas, incluida la primera descubierta mediante imágenes directas ( HR 8799 ), también albergan discos de escombros. Se informó que la estrella cercana 55 Cancri , un sistema que también contiene cinco planetas, también tenía un disco de escombros, ^{[ 7 ]} pero esa detección no pudo confirmarse. ^{[ 8 ]} Las estructuras en el disco de escombros alrededor de Epsilon Eridani sugieren perturbaciones causadas por un cuerpo planetario en órbita alrededor de esa estrella, lo que podría usarse para limitar la masa y la órbita del planeta. ^{[ 9 ]}

El 24 de abril de 2014, la NASA informó haber detectado discos de escombros en imágenes de archivo de varias estrellas jóvenes, HD 141943 y HD 191089 , observadas por primera vez entre 1999 y 2006 con el Telescopio Espacial Hubble , utilizando procesos de imagen recientemente mejorados. ^{[ 10 ]}

En 2021, las observaciones de una estrella, VVV-WIT-08 , que se oscureció durante un período de 200 días, podrían haber sido el resultado de un disco de escombros que pasó entre la estrella y los observadores en la Tierra. ^{[ 11 ]} Se informa que otras dos estrellas, Epsilon Aurigae y TYC 2505-672-1 , se eclipsan regularmente y se ha determinado que el fenómeno es el resultado de discos que orbitan alrededor de ellas en períodos variados, lo que sugiere que VVV-WIT-08 puede ser similar y tener un período orbital mucho más largo que el que acaban de experimentar los observadores en la Tierra. VVV-WIT-08 es diez veces más grande que el Sol en la constelación de Sagitario .

Durante la formación de una estrella similar al Sol, el objeto atraviesa la fase T-Tauri, durante la cual está rodeado por una nebulosa en forma de disco rica en gas. A partir de este material se forman planetesimales , que pueden seguir acumulando otros planetesimales y material del disco para formar planetas. La nebulosa continúa orbitando la estrella presecuencia principal durante un período de 1 a 20 millones de años hasta que es eliminada por la presión de radiación y otros procesos. Posteriormente, se puede generar polvo de segunda generación alrededor de la estrella mediante colisiones entre los planetesimales, que forma un disco a partir de los restos resultantes. En algún momento de su vida, al menos el 45 % de estas estrellas están rodeadas por un disco de escombros, que puede detectarse mediante la emisión térmica del polvo utilizando un telescopio infrarrojo. Las colisiones repetidas pueden hacer que un disco persista durante gran parte de la vida de una estrella. ^{[ 12 ]}

Los discos de escombros típicos contienen pequeños granos de 1 a 100 μm de tamaño. Las colisiones desgastan estos granos hasta tamaños submicrométricos, que son eliminados del sistema por la presión de radiación de la estrella anfitriona . En discos muy tenues, como los del Sistema Solar, el efecto Poynting-Robertson puede provocar que las partículas se desplacen en espiral hacia el interior. Ambos procesos limitan la vida útil del disco a 10 Myr o menos. Por lo tanto, para que un disco permanezca intacto, se necesita un proceso que lo reponga continuamente. Esto puede ocurrir, por ejemplo, mediante colisiones entre cuerpos más grandes, seguidas de una cascada que desgasta los objetos hasta los pequeños granos observados. ^{[ 13 ]}  

Para que se produzcan colisiones en un disco de escombros, los cuerpos deben estar suficientemente perturbados gravitacionalmente como para generar velocidades de colisión relativamente altas. Un sistema planetario alrededor de la estrella puede causar tales perturbaciones, al igual que una estrella compañera binaria o el acercamiento de otra estrella. ^{[ 13 ]} La presencia de un disco de escombros puede indicar una alta probabilidad de que existan exoplanetas orbitando la estrella. ^{[ 14 ]} Además, muchos discos de escombros también muestran estructuras dentro del polvo (por ejemplo, grumos, deformaciones o asimetrías) que apuntan a la presencia de uno o más exoplanetas dentro del disco. ^{[ 6 ]} La presencia o ausencia de asimetrías en nuestro propio cinturón transneptuniano sigue siendo controvertida, aunque podrían existir. ^{[ 15 ]}

Un subtipo de disco de escombros es el llamado "disco de escombros extremo" (EDD). Este tipo se define como aquel que supera el 1% de la luminosidad de la estrella en el infrarrojo. Un EDD está rodeado de polvo caliente (200-600 Kelvin ), que orbita la estrella dentro de unas pocas unidades astronómicas. En otras palabras, el polvo está presente en una región donde se forman planetas terrestres . Los EDD son raros y se conocen alrededor de 24 hasta 2024. Los espectros infrarrojos con Spitzer han mostrado que el polvo está dominado por pequeñas partículas compuestas de silicatos que tienen un tamaño entre sub-μm y unos pocos μm . Se interpreta que los EDD se han formado a partir de una o más colisiones gigantes entre grandes planetesimales o cuerpos planetarios. Esto es diferente a la mayoría de los discos de escombros, que se mantienen por colisiones más pequeñas. ^{[ 16 ]} Los EDD suelen ser eventos transitorios, y el polvo producido en el evento dura años alrededor de la estrella antes de que la presión de radiación disperse las pequeñas partículas. 2MASS J08090250-4858172 fue uno de los primeros sistemas de este tipo con variabilidad infrarroja observada, mostrando dos eventos de impacto gigantes en 2012 y 2014. ^{[ 17 ]} En casos raros, la nube de polvo puede orbitar frente a la estrella, causando caídas de brillo en el óptico. Un sistema de este tipo es HD 166191 , que muestra una nube de polvo del tamaño de una estrella transitando frente a la estrella. ^{[ 18 ]} Los impactos gigantes son más comunes en sistemas jóvenes y después de unos 300 Myrs los impactos gigantes se vuelven menos comunes. También se conocen algunos EDD relativamente antiguos, que alcanzan hasta 5.5 Gyrs . Estos EDD antiguos a menudo tienen un compañero amplio y excéntrico, que podría ayudar a desencadenar tales eventos de impacto gigantes. ^{[ 16 ]} Los impactos gigantes pueden no ser siempre detectables como EDD. Dichos discos están compuestos de dos tipos de polvo. El primer tipo son condensados ​​de vapor que se producen inmediatamente en el evento. El segundo tipo es el polvo generado por la abrasión de las rocas producidas durante el evento. Las simulaciones han demostrado que las rocas son más importantes para clasificar los discos como extremos. ^{[ 19 ]}

Se han detectado cinturones de polvo o escombros alrededor de muchas estrellas, incluido el Sol, entre los que se incluyen los siguientes:

La distancia orbital del cinturón es una distancia media estimada, basada en mediciones directas mediante imágenes o derivada de la temperatura del cinturón. La Tierra se encuentra a una distancia media del Sol de 1 UA.

• McCabe, Caer (2019-03-08). "Catálogo de discos circunestelares resueltos" . NASA JPL. Archivado del original el 12 de junio de 2016. Recuperado el 8 de marzo de 2019 .