Discos protoplanetarios y acreción
Los discos gaseosos y polvorientos que orbitan estrellas jóvenes, suministrando la materia prima para los planetas y canalizando la masa hacia la estrella central.
Definition
Un disco protoplanetario es un disco giratorio de gas y polvo que rodea una estrella recién formada, dentro del cual se forman los planetas y a través del cual la masa se acrecienta sobre la estrella.
Scope
Este tema abarca la formación, estructura, estratificación térmica y química, y disipación de los discos protoplanetarios, junto con la física de cómo el material del disco se acrecienta sobre la estrella y cómo el momento angular se transporta hacia afuera. Incluye el marco de la viscosidad alfa, la turbulencia magnetorrotacional y otras, el papel de la línea de nieve y las trampas de polvo, y los diagnósticos observacionales de imágenes infrarrojas y milimétricas como anillos, huecos y brazos espirales.
Core questions
- ¿Cómo se transporta el momento angular para que el gas pueda acumularse en la estrella?
- ¿Qué determina la estructura de temperatura y densidad de un disco, y dónde cae la línea de nieve?
- ¿Cómo y cuándo se disipan los discos, marcando el tiempo para la formación de planetas gigantes?
- ¿Qué revelan los anillos y huecos observados en las imágenes de los discos sobre los planetas incrustados y la dinámica del polvo?
Key theories
- Modelo de disco alfa
- La acreción del disco se parametriza mediante una viscosidad turbulenta efectiva proporcional a la presión del gas y un parámetro adimensional alfa, lo que permite predicciones manejables de la estructura y evolución del disco sin resolver la turbulencia subyacente.
- Transporte viscoso de momento angular
- El transporte hacia afuera del momento angular, plausiblemente impulsado por la inestabilidad magnetorrotacional o los vientos del disco, permite que la mayor parte del gas del disco se desplace en espiral hacia adentro y se acreciente, mientras que una pequeña porción exterior transporta el momento angular lejos.
Mechanisms
El material en un disco pierde momento angular a través de tensiones turbulentas o vientos magnetizados y se desplaza en espiral hacia la estrella; el polvo se asienta en el plano medio y se desplaza radialmente, concentrándose en los máximos de presión donde puede crecer hasta convertirse en planetesimales. La irradiación estelar y el calentamiento viscoso establecen un gradiente de temperatura radial que fija los frentes de condensación del agua y otros volátiles.
Clinical relevance
La estructura del disco determina el inventario y la ubicación de los sólidos y volátiles disponibles para los planetas, dando forma directa a las composiciones y órbitas de los planetas que finalmente se forman.
History
La teoría de la acreción de discos se estableció sobre una base cuantitativa con la prescripción del disco alfa de Shakura y Sunyaev en 1973, desarrollada originalmente para objetos compactos en acreción, pero ampliamente adoptada para los discos protoplanetarios. Las imágenes milimétricas de alta resolución en la década de 2010 revelaron que los discos suelen estar estructurados en anillos y huecos, redefiniendo el estudio observacional de la formación de planetas in situ.
Debates
- ¿Qué impulsa la acreción del disco?
- Aún no se ha resuelto si la acreción está dominada por la turbulencia magnetorrotacional, los vientos de disco magnetizados u otros mecanismos, especialmente en el disco exterior frío y débilmente ionizado.
Key figures
- Nikolai Shakura
- Rashid Sunyaev
- Philip Armitage
- Sean Andrews
Related topics
Seminal works
- shakurasunyaev1973
- andrews2020
Frequently asked questions
- ¿Cuánto duran los discos protoplanetarios?
- Las observaciones de cúmulos jóvenes indican que la fase rica en gas de la mayoría de los discos se disipa en unos pocos millones de años, lo que limita la rapidez con la que deben formarse los planetas gigantes gaseosos.
- ¿Qué causa los anillos que se ven en las imágenes de los discos?
- Los anillos y huecos pueden ser creados por la formación de planetas, o surgir del atrapamiento de polvo en los bultos de presión y en los frentes de condensación; ambas interpretaciones se estudian activamente.