Disco protoplanetario

Un disco protoplanetario es un disco circunestelar giratorio de gas y polvo denso que rodea una estrella joven recién formada , una estrella T Tauri o una estrella Herbig Ae/Be . El disco protoplanetario no debe considerarse un disco de acreción ; si bien ambos son similares, un disco de acreción es más caliente y gira mucho más rápido, acumulando materia sobre un cuerpo central; también se encuentra en agujeros negros , no solo en estrellas. Este proceso no debe confundirse con el proceso de acreción que se cree que forma los planetas. Los discos protoplanetarios fotoevaporantes iluminados externamente se denominan proplyds .

Las protoestrellas se forman a partir de nubes moleculares compuestas principalmente de hidrógeno molecular . Cuando una porción de una nube molecular alcanza un tamaño, masa o densidad críticos, comienza a colapsar bajo su propia gravedad . A medida que esta nube en colapso, llamada nebulosa solar , se vuelve más densa, los movimientos aleatorios del gas presentes originalmente en la nube se promedian a favor de la dirección del momento angular neto de la nebulosa. La conservación del momento angular hace que la rotación aumente a medida que disminuye el radio de la nebulosa. Esta rotación hace que la nube se aplane —de manera similar a formar una pizza plana con masa— y tome la forma de un disco. Esto ocurre porque la aceleración centrípeta del movimiento orbital resiste la atracción gravitatoria de la estrella solo en la dirección radial, pero la nube permanece libre para colapsar en la dirección axial. El resultado es la formación de un disco delgado sostenido por la presión del gas en la dirección axial. ^{[ 5 ]} El colapso inicial tarda más de 100 000 años. Después de ese tiempo, la estrella alcanza una temperatura superficial similar a la de una estrella de la secuencia principal de la misma masa y se vuelve visible.

Ahora es una estrella T Tauri. La acumulación de gas sobre la estrella continúa durante otros 10 millones de años, ^{[ 6 ]} antes de que el disco desaparezca, tal vez arrastrado por el viento estelar de la joven estrella , o tal vez simplemente dejando de emitir radiación una vez finalizada la acumulación. El disco protoplanetario más antiguo descubierto hasta la fecha tiene 25 millones de años. ^{[ 7 ] [ 8 ]}

Los discos protoplanetarios alrededor de las estrellas T Tauri difieren de los discos que rodean a los componentes primarios de los sistemas binarios cercanos en cuanto a su tamaño y temperatura. Los discos protoplanetarios tienen radios de hasta 1000 UA , y solo sus partes más internas alcanzan temperaturas superiores a 1000 K. Con mucha frecuencia, están acompañados de chorros .

Se han observado discos protoplanetarios alrededor de varias estrellas jóvenes en nuestra galaxia. Las observaciones del Telescopio Espacial Hubble han mostrado la formación de proplyds y discos planetarios dentro de la Nebulosa de Orión . ^{[ 10 ] [ 11 ]}

Se cree que los discos protoplanetarios son estructuras delgadas, con una altura vertical típica mucho menor que el radio y una masa típica mucho menor que la estrella joven central. ^{[ 12 ]}

La masa de un disco protoplanetario típico está dominada por su gas; sin embargo, la presencia de granos de polvo juega un papel fundamental en su evolución. Los granos de polvo protegen el plano medio del disco de la radiación energética del espacio exterior, creando una zona muerta en la que la inestabilidad magnetorrotacional (IMR) deja de operar. ^{[ 13 ] [ 14 ]}

Se cree que estos discos consisten en una envoltura turbulenta de plasma, también llamada zona activa, que encierra una extensa región de gas en reposo llamada zona muerta. ^{[ 14 ]} La zona muerta, ubicada en el plano medio, puede ralentizar el flujo de materia a través del disco, lo que impide alcanzar un estado estacionario.

Material eyectado por remanentes de supernova que produce material para la formación de planetas .

La hipótesis nebular de la formación de sistemas solares describe cómo se cree que los discos protoplanetarios evolucionan hasta convertirse en sistemas planetarios. Las interacciones electrostáticas y gravitacionales pueden provocar que los granos de polvo y hielo del disco se acumulen formando planetesimales . Este proceso compite con el viento estelar , que expulsa el gas del sistema, y ​​con la gravedad ( acreción ) y las tensiones internas ( viscosidad ), que atraen material hacia la estrella central T Tauri. Los planetesimales constituyen los bloques de construcción tanto de los planetas terrestres como de los planetas gigantes. ^{[ 16 ] [ 17 ]}

Se cree que algunas de las lunas de Júpiter , Saturno y Urano se formaron a partir de análogos circumplanetarios más pequeños de los discos protoplanetarios. ^{[ 18 ] [ 19 ]} La formación de planetas y lunas en discos geométricamente delgados, ricos en gas y polvo, es la razón por la que los planetas están dispuestos en un plano de la eclíptica . Decenas de millones de años después de la formación del Sistema Solar, las pocas UA interiores del Sistema Solar probablemente contenían docenas de cuerpos del tamaño de la Luna a Marte que estaban acrecentando y consolidándose en los planetas terrestres que ahora vemos. La Luna de la Tierra probablemente se formó después de que un protoplaneta del tamaño de Marte impactara oblicuamente la proto-Tierra ~ 30 millones de años después de la formación del Sistema Solar.

Se han encontrado discos pobres en gas de polvo circunestelar alrededor de muchas estrellas cercanas, la mayoría de las cuales tienen edades comprendidas entre los ~10 millones de años (p. ej., Beta Pictoris , 51 Ophiuchi ) y los miles de millones de años (p. ej., Tau Ceti ). Estos sistemas se conocen generalmente como " discos de escombros ". Dada la mayor edad de estas estrellas y la corta vida útil de los granos de polvo de tamaño micrométrico alrededor de las estrellas debido al arrastre de Poynting-Robertson , las colisiones y la presión de radiación (típicamente de cientos a miles de años), se cree que este polvo proviene de las colisiones de planetesimales (p. ej. , asteroides , cometas ). Por lo tanto, los discos de escombros alrededor de estos ejemplos (p. ej. , Vega , Alphecca , Fomalhaut , etc.) no son "protoplanetarios", sino que representan una etapa posterior de la evolución de los discos, donde análogos extrasolares del cinturón de asteroides y el cinturón de Kuiper albergan colisiones generadoras de polvo entre planetesimales.

Según estudios recientes de modelos informáticos , las moléculas orgánicas complejas necesarias para la vida podrían haberse formado en el disco protoplanetario de granos de polvo que rodeaba al Sol antes de la formación de la Tierra. ^{[ 20 ]} De acuerdo con estos estudios, este mismo proceso también podría ocurrir alrededor de otras estrellas que desarrollan planetas . ^{[ 20 ]} (Véase también Moléculas orgánicas extraterrestres ).

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  Ilustración de la dinámica de un proplyd
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  20 discos protoplanetarios capturados por el Proyecto de Alta Resolución Angular (DSHARP). ^{[ 21 ]}
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  Se crea una sombra por el disco protoplanetario que rodea a la estrella HBC 672 dentro de la nebulosa. ^{[ 22 ]}
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  Disco protoplanetario AS 209 ubicado en la joven región de formación estelar de Ofiuco . ^{[ 23 ]}
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  Disco protoplanetario HH 212 . ^{[ 24 ]}
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  Al observar discos protoplanetarios polvorientos, los científicos investigan los primeros pasos de la formación planetaria. ^{[ 25 ]}
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  Anillos concéntricos alrededor de la joven estrella HD 141569A , ubicada a unos 370 años luz de distancia. ^{[ 26 ]}
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  Discos de escombros detectados en imágenes del HST de las estrellas jóvenes HD 141943 y HD 191089 : imágenes en la parte superior; geometría en la parte inferior. ^{[ 27 ]}
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  Disco protoplanetario HH-30 en Tauro : el disco emite un chorro estelar rojizo .
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  Representación artística de un disco protoplanetario.
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  Un proplyd en la Nebulosa de Orión .
• El vídeo muestra la evolución del disco en torno a una joven estrella como HL Tauri (concepto del artista).
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  Imagen del disco circuntrinario alrededor de GW Orionis . ^{[ 28 ]}
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  Concepto artístico de un disco protoplanetario
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  Componentes de proplyd 177-341W en la Nebulosa de Orión observados con VLT MUSE , que muestran un frente de ionización, un disco protoplanetario y una cola ^{[ 29 ].}
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  HOPS-315, un sistema planetario aún en formación que muestra evidencia de las primeras etapas de la formación planetaria.

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• Williams, JP; Cieza, LA (2011). "Discos protoplanetarios y su evolución". Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 49 (1): 67– 117. arXiv : 1103.0556 . Bibcode : 2011ARA & A..49...67W . doi : 10.1146/annurev-astro-081710-102548 . S2CID 58904348 . 
• Armitage, PJ (2011). "Dinámica de discos protoplanetarios". Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 49 (1): 195– 236. arXiv : 1011.1496 . Bibcode : 2011ARA & A..49..195A . doi : 10.1146/annurev-astro-081710-102521 . S2CID 55900935 .