Ver o código fonte de «Disco circunestelar»

[[Ficheiro:A Stars Spiral.ogv|miniatura|350px|thumbtime=50|A estrela [[SAO 206462]] ten un disco circunestelar pouco común]]

Un '''disco circunestelar''' é un [[toro (xeometría e topoloxía)|toro]] ou acumulación con forma de anel de [[materia]] composta de  [[gas]], [[po cósmico|po]], [[planetesimal|planetesimais]], [[asteroide]]s ou fragmentos de colisión que está en [[órbita]] arredor dunha [[estrela (astronomía)|estrela]]. Arredor de estrelas máis novas, encóntranse os reservorios de materiais a partir dos que se forman os [[planeta]]s. Os discos arredor das estrelas maduras indican que a formación de planetesimais tivo lugar aredor de [[anana branca|ananas brancas]], o que implica que o material planetario sobreviviu durante toda a evolución estelar. Ditos discos poden manifestarse de diversas maneiras.

== Estrela xove ==
[[Ficheiro:Circumstellar Disks HD 141943 and HD 191089.jpg|miniatura|Os discos circunestelares [[HD 141943]] e [[HD 191089.]]<ref>{{Cita novas|title=Circumstellar Disks HD 141943 and HD 191089|url=http://www.spacetelescope.org/images/opo1416a/|accessdate=29 de abril de 2014|newspaper=ESA/Hubble images}}</ref>]]

Segundo o modelo amplamente aceptado da formación das [[estrela (astronomía)|estrelas]], ás veces denominado [[hipótese nebular]], unha estrela xove ([[protoestrela]]) está formada polo colapso gravitacional dun embolsamento de materia dentro dunha [[nube molecular xigante]]. O material que cae posúe certa cantidade de [[momento angular]], o que ten como resultado a formación dun [[disco protoplanetario]] gasoso arredor da estrela xove en rotación. Trátase dun disco circunestelar en rotación de denso gas e po que continúa alimentando a estrela central. Pode conter unha pequena porcentaxe da masa da estrela central, esencialmente en forma de gas, principalmente [[hidróxeno]]. A fase de acreción principal dura uns poucos millóns de anos, con taxas de acreción que normalmente están entre 10<sup>−7</sup> e 10<sup>−9</sup> masas solares por ano (taxas para un sistema típico presentado en Hartmann et al.<ref>{{Cita publicación periódica|last=Hartmann|first=L|last2=Calvet|first2=N|last3=Gullbring|first3=E|last4=D’Alessio|first4=P|date=1998|title=Accretion and the Evolution of T Tauri Disks|url=|journal=The Astrophysical Journal |volume=495 |issue= |pages=385–400|doi= 10.1086/305277|pmid=|access-date=|bibcode = 1998ApJ...495..385H }}</ref>).

O disco arrefría gradualmente pasando ao que se chama estadio de [[estrela T Tauri]]. Dentro deste disco, poden formarse pequenos grans de po de material de tipo rochoso e xeo, e estes poden coagular orixinando [[planetesimal|planetesimais]]. Se o disco é masivo dabondo, empeza unha acreción se fin, resultado da cal se forman embrións planetarios. A formación de sistemas planetarios crese que é o resultado natural da formación de estrelas. Unha estrela similar ao Sol normalmente tarda 100 millóns de anos en formarse.

== Arredor do Sistema Solar ==
[[Ficheiro:Artist's impression of a transitional disc around a young star.jpg|miniatura|Representación artística do disco transicional arredor dunha [[estrela xove]].<ref>{{Cita web|title=ALMA Reveals Planetary Construction Sites|url=http://www.eso.org/public/news/eso1549/|accessdate=21 de decembro de 2015}}</ref>]]
As formacións que rodean o Sol no sistema Solar son:
* [[Cinto de asteroides]]. É o reservorio de pequenos corpos no [[sistema Solar]] localizado entre a órbita de [[Marte]]  [[Xúpiter]]. É unha fornte de po interplanetario.
* [[cinto de Kuiper|Cinto de Edgeworth-Kuiper]]. Situado alén da órbita de [[Neptuno]].
* [[Disco disperso]]. Alén da órbita de Neptuno.
* [[Nube de Hills]]. Só a parte interna da [[nube de Oort]] ten unha forma toroidal. A nube de Oort externa é de forma máis esférica, o que a converte nunha [[envoltura circunestelar]].

== Sistema binario ==

O gas que cae sobre un [[sistema binario]] permite a formación de discos circunestelares e circumbinarios. A formación de tales discos ocorre en calquera sistema binario no cal o gas que cae ten certo grao de momento angular.<ref name=":0">{{Cita publicación periódica|last=Bate|first=M|last2=Bonnell|first2=A|date=1997|title=Accretion during binary star formation - II. Gaseous accretion and disc formation|url=|journal=MNRAS |volume=285 |issue= |pages=33–48|doi= 10.1093/mnras/285.1.33|pmid=|access-date=|bibcode = 1997MNRAS.285...33B }}</ref> Unha progresión xeral da formación do disco obsérvase cando se incrementa o momento angular:
* Disco circumprimario. É aquel que orbita a estrela primaria (é dicir, máis masiva) do sistema binario.<ref name=":0" /> Este tipo de disco fórmase por [[acreción (astrofísica)|acreción]] se algún momento angular no gas que cae.<ref name=":0" />
* Disco circunsecundario. É o que orbita arredor da estrela secundaria (é dicir, menos masiva) do sistema binario. Este tipo de disco só se forma cando hai unha cantidade suficientemente alta de momento angular no gas que cae. A cantidade de momento angular necesario depende da razón entre as masas da estrela primaria e secundaria.
* Disco [[Planeta circumbinario|circumbinario]]. É o que orbita arredor tanto da estrela primaria coma da secundaria. Dito disco fórmase nun momento posterior aos discos circumprimario e circunsecundario, cun raio interno moito máis grande que o raio orbital do [[sistema binario]]. Un disco circumbinario pode formarse cunha masa superior límite de aproximadamente 0,005 masas solares,<ref name=":1">{{Cita publicación periódica|last=Larwood,|first=J.D.|last2=Papaloizou|first2=J.C.B.|date=1997|title=The hydrodynamical response of a tilted circumbinary disc: linear theory and non-linear numerical simulations|url=|journal=MNRAS |volume=285 |issue=2 |pages=288 |arxiv=astro-ph/9609145|doi= 10.1093/mnras/285.2.288|pmid=|access-date=|bibcode = 1997MNRAS.285..288L }}</ref> e chegado a ese punto o sistema binario é xeralmente incapaz de perturbar o disco o suficente para que se siga acrecionando máis gas sobre os discos circumprimario e circunsecundario.<ref name=":0" /> Un exemplo dun disco  circumbinario é o que hai arredor do sistema estelar [[GG Tauri]].<ref>{{Cita publicación periódica|author1=C. Roddier |author2=F. Roddier |author3=M. J. Northcott |author4=J. E. Graves |author5=K. Jim |date=1996|title=Adaptive optics imaging of GG Tauri: Optical detection of the circumbinary ring|url=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1996-05-20_463_1/page/n329|journal=The Astrophysical Journal |volume=463 |issue= |pages=326–335|doi= 10.1086/177245|pmid=|access-date=|bibcode = 1996ApJ...463..326R }}</ref>
Unha vez que se formou un disco circunestelar, créanse ondas de densidade espirais no material circunestelar por unha forza de torsión diferencial debida á gravidade binaria.<ref name=":0" /> A maioría destes discos fórmanse axisimetricamente ao plano binario, pero é posible en procesos como o efecto Bardeen-Petterson,<ref>{{Cita publicación periódica|author1=J. M. Bardeen |author2=J. A. Petterson |date=1975|title=The Lense-Thirring effect and accretion discs around Kerr black holes|url=|journal=The Astrophysical Journal Letters |volume=195 |issue= |pages=L65-L67|doi= 10.1086/181711|pmid=|access-date=|bibcode = 1975ApJ...195L..65B }}</ref> que un campo magnético desaliñado<ref>{{Cita publicación periódica|author1=C. Terquem |author2=J. C. B. Papaloizou |date=2000|title=The response of an accretion disc to an inclined dipole with application to AA Tau|url=https://archive.org/details/arxiv-astro-ph0006113|journal=Astronomy and Astrophysics|arxiv=astro-ph/0006113|bibcode=2000A&A...360.1031T|doi=}}</ref> e a [[presión de radiación]]<ref>{{Cita publicación periódica|last=J. E. Pringle|date=1996|title=Self-induced warping of accretion discs|url=|journal=MNRAS |volume=281 |issue= |pages=357–361|doi= 10.1093/mnras/281.1.357|pmid=|access-date=|bibcode = 1996MNRAS.281..357P }}</ref> produzan un significativo torcemento ou inclinación nun disco que inicialmente era plano.

Observáronse claras evidencias de discos inclinados nos sistemas Her X-1, SMC X-1 e SS 433 (entre outros), nos que pode verse un bloqueo periódico na liña de visión das emisións de [[raios X]] da orde dos 50 a 200 días; moito máis lento que a órbita do sistema binario, que é de aproximadamente 1 día.<ref>{{Cita publicación periódica|author1=P. R. Maloney |author2=M. C. Begelman |date=1997|title=The origin of warped, precessing accretion disks in X-ray binaries|url=|journal=The Astrophysical Journal Letters|volume=491 |issue= |pages=L43-L46|doi= 10.1086/311058|pmid=|access-date=|arxiv = astro-ph/9710060 |bibcode = 1997ApJ...491L..43M }}</ref> O bloqueo periódico crese que é o resultado da precesión dun disco circumprimario ou circumbinario, que normalmente é retrógrado á órbita binaria como resultado da mesma torsión diferencial que crea ondas de densidade espirais no disco axisimétrico.

As evidencias de discos circumbinarios inclinados poden verse na xeometría retorta dos discos circunestelares, a precesión de chorros protoestelares, e as órbitas inclinadas de obxectos circumplanetarios (como se ven na eclipsante binaria TY CrA).<ref name=":1" /> Para discos que orbitan un sistema binario de razón de masa secundaria-primaria baixa, un disco circumbinario inclinado sufrirá unha precesión ríxida cun período da orde de anos. Para discos arredor dun sistema binario cunha razón de masas de 1, as torsións diferenciais serán dabondo fortes como para rachar o interior do disco formando dous ou máis discos en precesión separados.<ref name=":1" />

== Po ==
[[Ficheiro:Planets in the Making.jpg|miniatura|Nube primordial de gas e po rodeando a estrela xove [[HD 163296]].<ref>{{Cita web|title=Planets in the Making|url=https://www.eso.org/public/images/potw1652a/|website=www.eso.org|accessdate=26 de decembro de 2016}}</ref>]]
En relación co po, poden existir as seguintes formacións:

* [[Disco de residuos]] ou entullos. Consta de planetesimais xunto con fino po e pequenas cantidades de gas xerados por colisións e evaporación. O gas orixinal e as pequenas partículas de po foron dispersadas ou acumuladas nos planetas.<ref>{{Cita libro
 | first=Hubert | last=Klahr
 |author2=Brandner, Wolfgang | year=2006
 | title=Planet Formation | url=https://archive.org/details/planetformationt00bran_377 | pages=[https://archive.org/details/planetformationt00bran_377/page/n42 25]
 | publisher=Cambridge University Press
 | isbn=0-521-86015-6 }}</ref>
* [[Nube zodiacal]] ou [[po interplanetario]]. É o material que hai no sistema Solar creado por colisións de [[asteroide]]s e evaporación de [[cometa]]s visto polos observadores desde a Terra como unha banda de luz dispersa ao longo da eclíptica antes da saída do sol e despois do solpor.
* [[Po exozodiacal]]. É po que está arredor doutra estrela distinta do Sol en localizacións análogas ás da luz zodiacal do sistema Solar.

== Estadios ==

Os estadios polos que pasa un disco circunestelar refírense á estrutura e a composición principal do disco en diferentes momentos da súa evolución. Estes estadios comprenden as fases cando o disco está composto principalmente de partículas de tamaño subnicrométrico, a evolución destas partículas en grans e obxectos máis grandes, a aglomeración de obxectos máis grandes en planetesimais, e o crecemento e evolución orbital dos planetesimasi orixinando sistemas planetarios, como o noso sistema Solar e o doutras estrelas.

Os principais estadios da evolución de discos circunestelares son:<ref>{{Cita web|url=http://www.cfa.harvard.edu/~dwilner/misc/amh_thesis.pdf|title=Circumstellar Disk Structure and Evolution through Resolved Submillimeter Observations|last=Hughes|first=Amy|date=2010|website=|publisher=|access-date=2 de febreiro de 2016}}</ref>
* [[Disco protoplanetario]]. Neste estadio o disco ten grandes cantidades de material primordial (por exemplo, gas e po) e é suficientemente masivo como para ter o potencial para formar planetas.
* [[Disco de transición]]. Neste estadio, o disco mostra unha significativa redución da presenza de gas e po e presenta propiedades intermedias entre as do disco protoplanetario e as do disco de residuos.
* [[Disco de residuos]] ou entullos. Neste estadio o discocircunestelar é un disco de po tenue, que presenta pequenas cantidades de gas ou mesmo ningún gas en absoluto. Caracterízase por ter tempos de vida do po menores que a idade do disco, o que indica que o disco é de segunda xeración en vez de primordial.

== Disipación e evolución do disco ==

A disipación do material é un dos procesos responsables da evolución dos discos circunestelares. Xunto coa información sobre a masa da estrela central, a observación da disipación do material en diferentes estadios dun disco circunestelar pode utilizarse para determinar as escalas de tempo implicadas na súa evolución. Por exemplo, as observacións do proceso de disipación en discos de transición (discos con buratos internos grandes) serven para estimar a idade media dun disco circunestelar en aproximadamente 10 millóns de anos.<ref>{{Cita publicación periódica|last=Mamajek|first=Eric|date=2009|title=Initial Conditions of Planet Formation: Lifetimes of Primordial Disks|url=|journal=AIP Conference Proceedings|arxiv=0906.5011 |bibcode=
2009AIPC.1158....3M |volume=1158 |pages=3|doi=10.1063/1.3215910}}</ref><ref>{{Cita publicación periódica|last=Cieza|first=L|date=2007|title=The spitzer c2d survey of weak-line T Tauri stars. II New constraints on the timescale for planet building|url=https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_2007-09-20_667_1/page/n311|journal=The Astrophysical Journal |volume=667 |issue= |pages=308–328|doi= 10.1086/520698|pmid=|access-date=|arxiv = 0706.0563 |bibcode = 2007ApJ...667..308C |display-authors=etal}}</ref>

O proceso de disipación e a súa duración en cada un dos estadios non se comprende aínda ben. Propuxéronse varios mecanismos, con diferentes predicións para as propiedades observadas dos discos, para explicar a dispersión nos discos circunestelares. Algúns dos procesos propostos para explicar a disipación son mecanismos como o decrecemento da opacidade do po debido ao crecemento dos grans,<ref>{{Cita publicación periódica|last=Uzpen|first=B|date=2008|title=A glimpse into the Nature of Galactic Mid-IR Excess|url=https://archive.org/details/arxiv-0807.3982|journal=The Astrophysical Journal|arxiv=0807.3982|doi= 10.1086/591119|pmid=|access-date=|bibcode = 2008ApJ...685.1157U |display-authors=etal}}</ref> a [[fotoevaporación]] de materiais por [[fotón]]s de [[raios X]] ou [[ultravioleta|UV]] procedentes da estrela central ([[vento estelar]])<ref>{{Cita publicación periódica|last=Clarke|first=C|last2=Gendrin|first2=A|last3=Sotomayor|first3=M|date=2001|title=The dispersal of circumstellar discs: the role of the ultraviolet switch|url=|journal=MNRAS |volume=328 |pages=485–491|doi= 10.1046/j.1365-8711.2001.04891.x|pmid=|access-date=|bibcode = 2001MNRAS.328..485C }}</ref> ou a influencia dinámica dun planeta xigante formándose dentro do disco.<ref>{{Cita publicación periódica|last=Bryden|first=G.|date=1999|title=Tidally Induced Gap Formation in Protostellar Disks: Gap Clearing and Suppression of Protoplanetary Growth|url=|journal=The Astrophysical Journal |volume=514 |pages=344–367 |doi= 10.1086/306917|pmid=|access-date=|bibcode = 1999ApJ...514..344B |display-authors=etal}}</ref>

A disipación é un proceso que ocorre continuamente en discos circunestelares durante a duración da vida da estrela central, e ao mesmo tempo, para o mesmo estadio, é un proceso que está presente en diferentes partes do disco. A disipación pode dividirse en <ref>{{Cite arXiv|last=Hillenbrand|first=L.A.|date=2005|title=Observational Constraints on Dust Disk Lifetimes: Implications for Planet Formation |arxiv=astro-ph/0511083}}</ref> disipación do disco central, disipación do disco medio e disipación do disco externo, dependendo da parte do disco considerada.

A ''disipación do disco interno'' ocorre na parte interna do disco (< 0,05 – 0,1 [[Unidade astronómica|UA]]). Como é a que está máis preto da estrela, esta rexión é tamén a que está máis quente, polo que o material presente alí normalmente emite radiación na rexión do infravermello próximo do [[espectro electromagnético]]. O estudo da radiación emitida polo po moi quente que se encontra nesa parte do disco indica que hai unha conexión empírica entre a acreción desde o disco á estrela e as execcións que se escapan.

A ''disipación do disco medio'' ocorre na rexión media do disco (de 1 a 5 UA) e caracterízase pola presenza de material moito máis fino que na parte interna do disco. En consecuencia, a radiación emitida desde esta rexión ten maiores [[lonxitude de onda|lonxitudes de onda]], e corresponde á rexión do infravermello medio, o que fai difícil detectar e predicir a escala de tempo da disipación nesta rexión. Os estudos feitos para determinar dita escala de tempo deron un amplo rango de valores, desde menos de 10 millóns ata 100 millóns de anos.

A ''disipación do disco externo'' ocorre en rexións entre 50 e 100 UA, nas que as temperaturas son moito menores e as lonxitudes de onda das radiacións emitidas increméntanse ata a rexión milimétrica do espectro electromagnético. Atopáronse masas medias de po nesta rexión dunhas 10<sup>−5</sup> masas solares.<ref>{{Cita publicación periódica|last=Eisner|first=J.A.|last2=Carpenter|first2=J.M.|date=2003|title=Distribution of circumstellar disk masses in the young cluster NGC 2024|url=|journal=The Astrophysical Journal |volume=598 |pages=1341–1349|doi= 10.1086/379102|pmid=|access-date=|arxiv = astro-ph/0308279 |bibcode = 2003ApJ...598.1341E }}</ref> Os estudos<ref>{{Cita publicación periódica|last=Wyatt|first=Mark|date=2008|title=Evolution of Debris Disks|url=|journal=Annu. Rev. Astron. Astrophys. |volume=46 |pages=339|doi= 10.1146/annurev.astro.45.051806.110525|pmid=|access-date=|bibcode = 2008ARA&A..46..339W }}</ref> de discos de residuos máis vellos (10<sup>7</sup> - 10<sup>9</sup> anos) suxiren masas de po de só 10<sup>−8</sup> masas solares, o que implica que a difusión nos discos externos ocorre en escalas de tempo moi dilatadas.

Como se mencionou anteriormente, os discos interestelares non son obxectos en equilibrio, senón que están evolucionando constantemente. A evolución da densidade de superficie <math>\Sigma</math> do disco vén dada por:
<math>
\frac{\partial \Sigma}{\partial t} = \frac{3}{r} \frac{\partial}{\partial r} \left[ r^{1/2} \frac{\partial}{\partial r} \nu \Sigma r^{1/2} \right] 
</math>
onde <math>r</math> é a localización radial no disco e <math>\nu</math> é a viscosidade na localización <math>r</math>.<ref name="Armitage2011">{{Cita publicación periódica|title=Dynamics of Protoplanetary Disks |url=https://archive.org/details/arxiv-1011.1496 | first=Philip | last=Armitage| year=2011| journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics| doi=10.1146/annurev-astro-081710-102521|arxiv = 1011.1496 |bibcode = 2011ARA&A..49..195A }}</ref> Esta ecuación asume unha simetría axisimétrica no disco, pero é compatible con calquera estrutura do disco vertical.

A viscosidade no disco, sexa molecular, turbulenta ou doutro tipo, transporta momento angular fóra do disco e a maioría da masa cara ao interior, que finalmente se acreciona sobre o obxecto central.<ref name="Armitage2011"/> A acreción da masa sobre a estrela <math>\dot{M}</math> en termos de viscosidade do disco <math>\nu</math> exprésase como:
<math>
\dot{M} = 3 \pi \nu \Sigma \left[ 1 - \sqrt{\frac{r_\text{in}}{r}} \right]^{-1}
</math>
onde <math>r_\text{in}</math> é o raio interno.

== Notas ==
{{Listaref}}

== Véxase tamén ==
=== Outros artigos ===
* [[Disco de acreción]]
* [[Envoltura circunestelar]]
* [[Planeta extrasolar]]
* [[Formación e evolución do Sistema Solar]]

=== Ligazóns externas ===
* {{Cita web | last = McCabe | first = Caer | date = 30 de maio de 2007 | url = http://www.circumstellardisks.org/ | title = Catalog of Resolved Circumstellar Disks | publisher = NASA JPL | accessdate = 2007-07-17 | data-arquivo = 12 de xuño de 2016 | url-arquivo = https://web.archive.org/web/20160612195219/http://www.circumstellardisks.org/ | url-morta = yes }}
*[http://astro.berkeley.edu/~kalas/disksite/pages/gallery.html Galería de imaxes de discos de po] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20110927004118/http://astro.berkeley.edu/~kalas/disksite/pages/gallery.html |date=27 de setembro de 2011 }} (de [[Paul Kalas]], "[http://astro.berkeley.edu/~kalas/disksite/index.html Circumstellar Disk Learning Site])"

{{Control de autoridades}}

[[Categoría:Estrelas]]
[[Categoría:Nebulosas]]