disco protoplanetario

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Un disco protoplanetario está compuesto de gas (principalmente hidrógeno) y polvo, calentados por la radiación de la estrella. La parte interior es más caliente, allí se evaporan los hielos; la exterior es más fría, donde se forman planetas helados y cometas. Los discos muestran huecos, huellas de planetas en formación. La vida útil de los discos es de varios millones de años.

History

La idea surgió en el siglo XVIII (hipótesis de Laplace). Hoy en día, los discos se observan con telescopios como el Hubble.

How it works

La gravedad de la estrella atrae la materia, y la rotación hace que se aplane en forma de panqueque. En este panqueque, el polvo choca, se adhiere y poco a poco crece formando cuerpos grandes.

💡 Los astrónomos han descubierto un disco alrededor de la estrella HL Tauri con una clara estructura anular que revela embriones planetarios.

Un disco protoplanetario es un disco de acreción alrededor de una estrella joven, en el que ocurre la formación de planetas. Se forma a partir de los restos de una nube molecular que se contrae por gravedad. Gracias a la conservación del momento angular, la materia no cae directamente sobre la estrella, sino que forma un disco giratorio. La temperatura y la composición química dependen de la distancia a la estrella: las regiones internas son ricas en metales y silicatos, las externas en hielos. La dinámica del disco incluye acreción sobre la estrella, turbulencia, transporte radial de materia y crecimiento de partículas desde granos de polvo submicrónicos hasta planetesimales. Procesos: sedimentación de polvo, coagulación, inestabilidades. Se observan en los rangos infrarrojo y (sub)milimétrico (por ejemplo, con ALMA).

History

El concepto de disco protoplanetario se remonta a la hipótesis nebular de I. Kant (1755) y P. Laplace (1796). En el siglo XX, la teoría fue desarrollada por V. S. Safronov, quien describió matemáticamente la acumulación de planetas. Las confirmaciones observacionales se obtuvieron con telescopios espaciales: IRAS (década de 1980) detectó un exceso de radiación infrarroja en estrellas jóvenes, y Hubble y ALMA fotografiaron directamente los discos.

How it works

La formación del disco es consecuencia de la conservación del momento angular durante el colapso de una nube en rotación. El gas y el polvo, al caer hacia el centro, aumentan su velocidad de rotación, y la fuerza centrífuga en el plano ecuatorial equilibra la gravedad, formando el disco. La evolución posterior: el polvo se asienta hacia el plano medio, crece por adhesión. Cuando los planetesimales alcanzan un tamaño de ~km, entra en juego la focalización gravitacional. En la fase gaseosa, es posible la migración planetaria. En el disco ocurren transformaciones químicas (más allá de la línea de hielo). La fase del disco termina por fotoevaporación o acreción, dejando un sistema planetario.

v_K = \sqrt{\frac{G M_*}{r}}

v_K es la velocidad orbital (m/s), G es la constante gravitacional (≈6.67×10^{-11} m^3 kg^{-1} s^{-2}), M_* es la masa de la estrella central (kg), r es la distancia desde la estrella (m).

H = \frac{c_s}{\Omega_K}

H es el semiespesor vertical del disco (m), c_s es la velocidad del sonido en el gas (m/s), Ω_K es la velocidad angular kepleriana (rad/s, Ω_K = v_K/r).

Open problems & fun facts

Mecanismo para superar la barrera del tamaño de un metro durante el crecimiento de planetesimales; Influencia de los campos magnéticos y la turbulencia en la evolución del disco y la acreción; Causas de la corta vida de los discos (~3–10 millones de años) y su dispersión

💡 En el disco protoplanetario de la estrella HD 100546 se ha detectado nieve de agua, lo que indica la existencia de una extensa «línea de hielo», el límite donde el agua se congela.

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