Viento de disco

En astronomía , un viento de disco es un flujo de partículas observado alrededor de discos de acreción , principalmente cerca de discos protoplanetarios ^{[ 1 ] [ 2 ]} y núcleos galácticos activos (AGN). ^{[ 3 ] [ 4 ]} El viento de disco está compuesto por un componente gaseoso y otro polvoriento. ^{[ 1 ]} Especialmente en discos protoplanetarios vistos de canto, este viento de disco puede ser observado directamente. ^{[ 5 ] [ 6 ]}

Esquema (vista lateral) del disco, protoestrella, protoplaneta y viento del disco alrededor de T Chamaeleontis , que fue resuelto con el Telescopio Espacial James Webb por Bajaj et al. ^{[ 7 ]}

Tau 042021 con sus componentes en diferentes colores. Los chorros colimados son rojos, el viento del disco es verde y el disco es azul, con la banda de absorción oscura. El viento del disco fue descubierto en dos artículos. ^{[ 8 ] [ 9 ]}

El viento del disco suele aparecer como una estructura anidada, con chorros colimados estrechos de alta velocidad rodeados por un viento de disco más lento y ancho. Este viento de disco más ancho se detecta a menudo en líneas de emisión molecular. La estrella central o protoestrella o el proceso de acreción emite fotones de alta energía , desde el ultravioleta lejano hasta los rayos X. Esto ioniza y calienta el gas y el polvo en el disco. Este material es primero eyectado debido a la inestabilidad magnetorrotacional (MRI). El material es expulsado por procesos magnetocentrífugos y este modelo describe el viento como vientos magnetohidrodinámicos (vientos MHD). Una función importante del viento MHD es que transporta momento angular lejos del disco y la protoestrella. Si el viento MHD no logra escapar de la estrella, podría caer sobre la región ecuatorial de la estrella y contribuir a la acreción de material. ^{[ 5 ]} Los estudios han demostrado que el viento del disco es el principal contribuyente a la acreción en objetos estelares jóvenes . ^{[ 10 ]} En la etapa tardía, los vientos del disco se consideran una forma de dispersión de los discos protoplanetarios. Estos modelos describen los vientos como vientos fotoevaporativos (vientos PE), que son impulsados ​​térmicamente y no desempeñan ningún papel en la eliminación del momento angular. En este modelo, la superficie del disco se calienta por fotones y se evapora en un viento. Sin embargo, la mayoría de los vientos lentos del disco de gran ángulo son consistentes con los vientos MHD y tienen una tasa de pérdida de masa mayor que los chorros estrechos. A medida que el sistema evoluciona hacia objetos de clase II, el chorro se vuelve menos visible y los vientos MHD se transforman en vientos PE. Al mismo tiempo, la acreción de material sobre la estrella disminuye. ^{[ 5 ]}

El viento del disco también influye en el componente sólido del disco protoplanetario y, por lo tanto, en la formación de planetas en esta región. El viento del disco principalmente elimina gas del disco, pero también arrastra partículas de polvo. Esto aumenta la proporción de polvo respecto al gas y favorece la formación de partículas sólidas y, posteriormente, la formación de planetesimales . En un disco protoplanetario típico, los planetas de baja masa migran hacia el interior debido a las interacciones gravitacionales con el disco. La menor densidad del disco interno puede ralentizar, impedir o incluso revertir la migración planetaria en esta región. ^{[ 5 ]}

Especialmente las observaciones del Atacama Large Millimeter Array ayudaron a resolver estos vientos de disco en el pasado. ^{[ 5 ]} Pero el Telescopio Espacial James Webb ya ha contribuido al descubrimiento de múltiples vientos de disco moleculares resueltos. ^{[ 8 ] [ 9 ] [ 6 ] [ 11 ] [ 7 ]} En discos más frontales, como HD 163296 , el viento de disco se puede detectar a través del exceso infrarrojo y por cúmulos que transitan frente a la estrella. ^{[ 12 ]}

Los flujos de salida alrededor de agujeros negros supermasivos (SMBH) pueden clasificarse como chorros rápidos y colimados, o como vientos de disco lentos (≤20% de la velocidad de la luz ), pero más masivos. Estos vientos de disco se observan de manera más notable en las líneas de absorción anchas de algunos AGN, llamados cuásares de líneas de absorción anchas (BALQSO). Se han propuesto varios mecanismos como impulsores de estos vientos de disco. Una idea es el viento de disco "impulsado por líneas". En este escenario, los fotones UV, que se producen en el disco cerca del SMBH, son dispersados ​​por fuertes líneas de resonancia . Muchas de estas líneas se observan en los espectros UV de los BALQSO. ^{[ 4 ]} Este viento de disco se expande en el plano del disco. ^{[ 3 ] [ 4 ]}

Se encontraron vientos de disco alrededor de otros objetos, como el agujero negro de masa estelar GRO J1655-40 , ^{[ 13 ]} vientos de disco en binarias de rayos X de agujeros negros , ^{[ 14 ]} o se sospecha que ocurren vientos de disco en kilonovas . ^{[ 15 ]}

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