Disco protoplanetário - Protoplanetary disk

Um disco protoplanetário é uma rotação do disco circumstellar de gás denso e poeira em torno de uma jovem recém-formado estrela, uma estrela T Tauri , ou Herbig Ae / Be estrela . O disco protoplanetário também pode ser considerado um disco de acreção para a própria estrela, porque gases ou outro material podem estar caindo da borda interna do disco para a superfície da estrela. Este processo não deve ser confundido com o processo de acréscimo pensado para construir os próprios planetas. Discos protoplanetários fotoevaporadores iluminados externamente são chamados de proplyds .

Em julho de 2018 , foi relatada a primeira imagem confirmada de tal disco, contendo um exoplaneta nascente , denominado PDS 70b .

Formação

Fração de estrelas que mostra alguma evidência de ter um disco protoplanetário em função da idade estelar (em milhões de anos). As amostras são agrupamentos e associações de jovens próximos. Figura retirada da revisão de Mamajek (2009).

As proto-estrelas se formam a partir de nuvens moleculares que consistem principalmente de hidrogênio molecular . Quando uma porção de uma nuvem molecular atinge um tamanho, massa ou densidade crítica , ela começa a entrar em colapso sob sua própria gravidade . À medida que essa nuvem em colapso, chamada de nebulosa solar , torna-se mais densa, os movimentos aleatórios dos gases originalmente presentes na nuvem se transformam em média em favor da direção do momento angular líquido da nebulosa. A conservação do momento angular faz com que a rotação aumente à medida que o raio da nebulosa diminui. Essa rotação faz com que a nuvem fique achatada - como se forma uma pizza achatada de massa - e tome a forma de um disco. Isso ocorre porque a aceleração centrípeta do movimento orbital resiste à atração gravitacional da estrela apenas na direção radial, mas a nuvem permanece livre para colapsar na direção vertical. O resultado é a formação de um disco fino suportado pela pressão do gás na direção vertical. O colapso inicial leva cerca de 100.000 anos. Após esse tempo, a estrela atinge uma temperatura superficial semelhante à de uma estrela da sequência principal com a mesma massa e torna-se visível.

Agora é uma estrela T Tauri. O acúmulo de gás na estrela continua por mais 10 milhões de anos, antes que o disco desapareça, talvez sendo levado pelo vento estelar da jovem estrela , ou talvez simplesmente parando de emitir radiação após o término do acreção. O disco protoplanetário mais antigo já descoberto tem 25 milhões de anos.

Disco protoplanetário. Braço espiral simulado vs dados observacionais.

Os discos protoplanetários em torno das estrelas T Tauri diferem dos discos em torno dos componentes primários de sistemas binários próximos com relação a seu tamanho e temperatura. Disco protoplanetário ter até raios até 1000 AU , e somente suas partes mais íntimas atingir temperaturas acima de 1000 K . Muitas vezes são acompanhados por jatos .

Discos protoplanetários foram observados em torno de várias estrelas jovens em nossa galáxia. As observações do Telescópio Espacial Hubble mostraram que proplyds e discos planetários estão se formando na nebulosa de Órion .

Os discos protoplanetários são considerados estruturas finas, com uma altura vertical típica muito menor do que o raio e uma massa típica muito menor do que a estrela jovem central.

A massa de um disco proto-planetário típico é dominada por seu gás, entretanto, a presença de grãos de poeira tem um papel importante em sua evolução. Os grãos de poeira protegem o plano médio do disco da radiação energética do espaço sideral que cria uma zona morta na qual a instabilidade magnetorotacional (MRI) não opera mais.

Acredita-se que esses discos consistam em um envelope turbulento de plasma, também chamado de zona ativa, que envolve uma extensa região de gás quiescente chamada de zona morta. A zona morta localizada no plano médio pode diminuir o fluxo de matéria através do disco, o que impede o alcance de um estado estacionário.

Sistema planetário

Disco protoplanetário envolvendo a jovem estrela Elias 2-27 , localizada a cerca de 450 anos-luz de distância.

A hipótese nebular da formação do sistema solar descreve como se pensa que os discos protoplanetários evoluem para sistemas planetários. As interações eletrostáticas e gravitacionais podem fazer com que a poeira e os grãos de gelo no disco se acumulem em planetesimais . Este processo compete contra o vento estelar , que expulsa o gás do sistema, e a gravidade ( acreção ) e tensões internas ( viscosidade ), que puxa o material para a estrela T Tauri central. Os planetesimais constituem os blocos de construção de planetas terrestres e gigantes.

Acredita-se que algumas das luas de Júpiter, Saturno e Urano tenham se formado a partir de análogos circunplanetários menores dos discos protoplanetários. A formação de planetas e luas em discos geometricamente finos, ricos em gás e poeira, é a razão pela qual os planetas estão dispostos em um plano eclíptico . Dezenas de milhões de anos após a formação do Sistema Solar, as poucas UA internas do Sistema Solar provavelmente continham dezenas de corpos do tamanho da Lua a Marte que estavam se acumulando e se consolidando nos planetas terrestres que agora vemos. A lua da Terra provavelmente se formou depois que um protoplaneta do tamanho de Marte impactou obliquamente a proto-Terra cerca de 30 milhões de anos após a formação do Sistema Solar.

Discos de detritos

Impressão artística da linha de neve da água em torno da estrela V883 Orionis .

Discos pobres em gás de poeira circunstelar foram encontrados ao redor de muitas estrelas próximas - a maioria das quais tem idades na faixa de ~ 10 milhões de anos (por exemplo, Beta Pictoris , 51 Ophiuchi ) a bilhões de anos (por exemplo, Tau Ceti ). Esses sistemas são geralmente chamados de " discos de detritos ". Dadas as idades mais antigas dessas estrelas e as curtas vidas úteis dos grãos de poeira do tamanho de um micrômetro em torno das estrelas devido ao arrasto de Poynting Robertson , colisões e pressão de radiação (normalmente de centenas a milhares de anos), acredita-se que essa poeira seja proveniente das colisões de planetesimais (por exemplo , asteróides , cometas ). Portanto, os discos de detritos em torno desses exemplos (por exemplo , Vega , Alphecca , Fomalhaut , etc.) não são verdadeiramente "protoplanetários", mas representam um estágio posterior da evolução do disco onde análogos extrasolares do cinturão de asteróides e do cinturão de Kuiper são o lar de colisões geradoras de poeira entre planetesimais.

Relação com a abiogênese

Com base em estudos recentes de modelos de computador , as moléculas orgânicas complexas necessárias para a vida podem ter se formado no disco protoplanetário de grãos de poeira ao redor do Sol antes da formação da Terra. De acordo com os estudos de computador, esse mesmo processo também pode ocorrer em torno de outras estrelas que adquirem planetas . (Veja também Moléculas orgânicas extraterrestres ).

Galeria

Veja também

Referências

Leitura adicional