Discos Protoplanetários e Acreção

Os discos gasosos e empoeirados que orbitam estrelas jovens, fornecendo a matéria-prima para planetas e canalizando massa para a estrela central.

Definition

Um disco protoplanetário é um disco rotativo de gás e poeira que circunda uma estrela recém-formada, dentro do qual os planetas se formam e através do qual a massa se acumula na estrela.

Scope

Este tópico abrange a formação, estrutura, estratificação térmica e química, e dissipação de discos protoplanetários, juntamente com a física de como o material do disco se acumula na estrela e como o momento angular é transportado para fora. Inclui o arcabouço da viscosidade alfa, turbulência magnetorrotacional e outras, o papel da linha de neve e armadilhas de poeira, e diagnósticos observacionais de imagens infravermelhas e milimétricas, como anéis, lacunas e braços espirais.

Core questions

• Como o momento angular é transportado para que o gás possa se acumular na estrela?
• O que determina a estrutura de temperatura e densidade de um disco, e onde se localiza a linha de neve?
• Como e quando os discos se dissipam, definindo o tempo para a formação de planetas gigantes?
• O que os anéis e lacunas vistos em imagens de disco revelam sobre planetas embutidos e a dinâmica da poeira?

Key theories

Modelo de disco alfa

A acreção de disco é parametrizada por uma viscosidade turbulenta efetiva proporcional à pressão do gás e um parâmetro adimensional alfa, permitindo previsões tratáveis da estrutura e evolução do disco sem resolver a turbulência subjacente.

Transporte viscoso de momento angular

O transporte externo de momento angular, plausivelmente impulsionado pela instabilidade magnetorrotacional ou ventos de disco, permite que a maior parte do gás do disco espirale para dentro e se acumule, enquanto uma pequena porção externa transporta o momento angular para longe.

Mechanisms

O material em um disco perde momento angular através de tensões turbulentas ou ventos magnetizados e espirala para dentro em direção à estrela; a poeira se deposita no plano médio e se desloca radialmente, concentrando-se em máximos de pressão onde pode crescer e formar planetesimais. A irradiação estelar e o aquecimento viscoso estabelecem um gradiente de temperatura radial que fixa as frentes de condensação de água e outros voláteis.

Clinical relevance

A estrutura do disco determina o inventário e a localização de sólidos e voláteis disponíveis para os planetas, moldando diretamente as composições e órbitas dos planetas que eventualmente se formam.

History

A teoria da acreção de disco foi estabelecida em bases quantitativas pela prescrição do disco alfa de Shakura e Sunyaev em 1973, originalmente desenvolvida para objetos compactos em acreção, mas amplamente adotada para discos protoplanetários. Imagens milimétricas de alta resolução na década de 2010 revelaram que os discos são comumente estruturados em anéis e lacunas, reformulando o estudo observacional da formação de planetas in situ.

Debates

O que impulsiona a acreção do disco?

Permanece incerto se a acreção é dominada pela turbulência magnetorrotacional, ventos de disco magnetizados ou outros mecanismos, especialmente no disco externo frio e fracamente ionizado.

Key figures

• Nikolai Shakura
• Rashid Sunyaev
• Philip Armitage
• Sean Andrews

Seminal works

• shakurasunyaev1973
• andrews2020

Frequently asked questions

Quanto tempo duram os discos protoplanetários?

Observações de aglomerados jovens indicam que a fase rica em gás da maioria dos discos se dissipa em poucos milhões de anos, o que limita a rapidez com que os planetas gigantes gasosos devem se formar.

O que causa os anéis vistos em imagens de disco?

Anéis e lacunas podem ser esculpidos por planetas em formação, ou surgir do aprisionamento de poeira em protuberâncias de pressão e em frentes de condensação; ambas as interpretações são ativamente estudadas.