Disco residual

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El disco residual [1] [2] ( disco de escombros en inglés  ) es un disco circunestelar de polvo y escombros en órbita alrededor de una estrella . Dichos discos pueden ser una fase en la formación de un sistema planetario que sigue a la fase de un disco protoplanetario [3] . Según otra versión, son creados y mantenidos por los restos de colisiones entre planetesimales [4] . Para 2001, se habían encontrado más de 900 estrellas candidatas con un disco de polvo.

Se han encontrado discos similares alrededor de estrellas viejas y jóvenes; asimismo, se observa al menos un disco en órbita alrededor de una estrella de neutrones [5] . A veces, estos discos contienen anillos llamativos, como en la imagen de Fomalhaut a la derecha. Los discos más estudiados tienen un radio de 10-100 UA . ej .; se asemejan al cinturón de Kuiper , pero con mucho más polvo. El disco de polvo también suele corresponder al principal cinturón de asteroides del Sistema Solar . Algunos discos tienen una zona de polvo caliente ubicada dentro de 10 AU. es decir, de la estrella central. Este polvo a veces se denomina polvo exozodiacal , en analogía con el polvo zodiacal en el Sistema Solar.

Por lo general, el disco se descubre examinando el sistema estelar en el espectro infrarrojo y encontrando un exceso de radiación infrarroja por encima de la radiación emitida por la estrella. Este exceso es causado por la absorción de la radiación de la estrella por el disco y la posterior reemisión en el rango infrarrojo [6] .

Historial de observaciones

En 1984, el satélite IRAS descubrió un disco de polvo en órbita alrededor de la estrella Vega . Originalmente se pensó que era un disco protoplanetario , ahora se sugiere un disco remanente debido a la falta de gas en el disco. Posteriormente, se encontraron faltas de homogeneidad en el disco, lo que puede indicar la presencia de cuerpos planetarios [7] . Se han hecho descubrimientos de discos similares alrededor de las estrellas Fomalhaut y Beta Pictoris .

Para 1998, se había descubierto un disco de polvo alrededor de una de las estrellas más cercanas al sistema solar, 55 Cancer ; cuyo sistema también se sabe que contiene cinco planetas [8] . La estructura del disco de polvo en el sistema Epsilon Eridani también sugiere perturbaciones por un cuerpo planetario en órbita alrededor de la estrella; con esta información, será posible adivinar la masa y la órbita del planeta [9] .

Origen

Los discos de polvo típicos están compuestos de pequeños gránulos, de 1 a 100 µm de tamaño . La radiación de la estrella podría hacer que estas partículas caigan en espiral hacia la estrella debido al efecto Poynting-Robertson , de modo que la vida útil del disco sería del orden de 10 millones de años o menos. Así, para que el disco permanezca intacto, es necesario un proceso de reposición continua del disco. Esto puede ser, por ejemplo, colisiones entre cuerpos grandes. Y esto puede suceder de manera continua: colisiones entre cuerpos cada vez más pequeños [10] .

Para que ocurran colisiones en un disco de polvo, los cuerpos deben estar lo suficientemente perturbados gravitacionalmente para generar velocidades de colisión relativamente altas. Tales perturbaciones pueden ser causadas por un sistema planetario cerca de una estrella, así como por un compañero de una estrella binaria o el paso cercano de otra estrella.

Cinturones notables

Se han encontrado cinturones de polvo o escombros alrededor de las siguientes estrellas:

Estrella Clase espectral [11] Distancia a la estrella,
St. años 		órbita,
A. mi.
Épsilon Eridani [9] K2V 10.5 35-75
Tau Ceti [12] G8V 11.9 35-50
Vega [7] [13] A0V 25 86-200
Fomalhaut [7] A3V 25 133-158
51 Ofiuco [14] B9 131 0.5-1200
Microscopio de la UA [15] M1Ve 33 50-150
HD 69830 [16] K0V 41 <1
55 Cáncer A [8] G8V 41 27-50
Pi¹ Osa Mayor [17] G1.5Vb 46.5 ?
HD 139664 [18] F5IV-V 57 60-109
este cuervo [19] F2V 59 100-150
HD 53143 [18] K1V 60 ?
Pintor beta [13] A6V 63 25-550
Liebre zeta [20] furgoneta A2 70 2-8
HD 92945 [21] K1V 72 45-175
HD 107146 [22] G2V 88 130
HR 8799 [23] A5V 129 75
HD 12039 [24] G3-5V 137 5
HD 98800 [25] K4V 150 una
HD 15115 [26] F2V 150 315-550
HR 4796 A [27] [28] A0V 220 200
HD 141569 [28] B9.5e 320 400
HD 113766 A [29] F4V 430 0,35—5,8

La órbita del cinturón es una distancia promedio estimada o un rango estimado basado en mediciones de imágenes directas o derivado de la temperatura del cinturón. Como referencia, la distancia promedio de la Tierra al Sol es 1 UA. mi.

Véase también

Notas

  1. ↑ S. Popov . Formación de planetas y discos protoplanetarios , editorial PostNauka (11 de febrero de 2015). Archivado desde el original el 4 de agosto de 2020. Consultado el 7 de julio de 2020.
  2. ↑ S. Popov . Disco remanente alrededor de una estrella de neutrones joven , Astroforum (6 de abril de 2006). Archivado desde el original el 4 de marzo de 2016. Consultado el 7 de julio de 2020.
  3. ↑ El equipo de Spitzer dice que el disco de escombros podría estar formando planetas terrestres infantiles  , NASA (14 de diciembre de 2005) . Archivado desde el original el 8 de septiembre de 2006. Consultado el 22 de octubre de 2009.
  4. ↑ Spitzer ve las secuelas polvorientas de una colisión del tamaño de Plutón , NASA  ( 10 de enero de 2005). Archivado desde el original el 8 de septiembre de 2006. Consultado el 22 de octubre de 2009.
  5. ↑ Wang, Z.; Chakrabarty, D.; Kaplan, DL Un disco de escombros alrededor de una joven estrella de neutrones aislada   // Nature . - 2006. - vol. 440 , edición. 7085 . - Pág. 772-775 . doi : 10.1038/naturaleza04669
  6. ↑ Base de datos de discos de desechos  (inglés)  (enlace inaccesible) . Observatorio Real de Edimburgo. Consultado el 22 de octubre de 2009. Archivado desde el original el 10 de agosto de 2008.
  7. ↑ 1 2 3 Centro Conjunto de Astronomía (1998-04-21). Los astrónomos descubren posibles nuevos Sistemas Solares en formación alrededor de las estrellas cercanas Vega y Fomalhaut (en). Comunicado de prensa . Consultado el 23 de octubre de 2009 .
  8. ↑ 1 2 Los científicos de la Universidad de Arizona son los primeros en descubrir un disco de desechos alrededor de una estrella orbitada por un planeta  (inglés) , ScienceDaily, S. 3 de octubre de 1998. Archivado desde el original el 30 de agosto de 2006. Consultado el 23 de octubre de 2009.
  9. ↑ 12 Greaves, J.S .; Holanda, WS; Wyatt, MC; Abolladura, WRF; Robson, E. I.; Coulson, IM; Jenness, T.; Moriarty-Schieven, G. H.; Davis, G. R.; Butner, HM; Engranaje, WK; Domingo, C.; Walker, HJ Estructura en el disco de escombros de Epsilon Eridani  //  The Astrophysical Journal . - Ediciones IOP , 2005. - Vol. 619 . - pág. 187-190 . doi : 10.1086/428348
  10. ↑ Kenyon, Scott; Bromley, Benjamín. Sobrevuelos estelares y  discos de desechos planetarios . Observatorio Astrofísico Smithsonian (2007). Consultado el 23 de octubre de 2009. Archivado desde el original el 9 de abril de 2012.
  11. ↑ SIMBAD: Consulta por  identificadores . Centre de Donnees astronomiques de Estrasburgo. Consultado el 23 de octubre de 2009. Archivado desde el original el 21 de junio de 2009.
  12. ↑ Greaves, JS; Wyatt, MC; Holanda, WS; Dent, WRF El disco de escombros alrededor de tau Ceti: un análogo masivo del cinturón de Kuiper  // Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society  . - Prensa de la Universidad de Oxford , 2004. - Vol. 351 , edición. 3 . - P. L54–L58 . doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.07957.x
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  14. ↑ Stark, C. y otros 51 Ophiuchus: un posible análogo de Beta Pictoris medido con el interferómetro Keck Nuller  //  The Astrophysical Journal . - Ediciones IOP , 2009. - Vol. 703 . - P. 1188-1197 .
  15. ↑ Sanders, Roberto . Polvo alrededor de una estrella cercana como nieve en polvo , UC Berkeley News  ( 8 de enero de 2007). Archivado desde el original el 15 de enero de 2007. Consultado el 23 de octubre de 2009.
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  17. ↑ CA Beichman; Tanner, A.; Bryden, G.; Stapelfeldt, KR; Werner, MW; Rieke, GH; Trilling, DE; Lawler, S.; Gautier, TN IRS Spectra of Solar-Type Stars: A Search for Asteroid Belt Analogs  //  The Astrophysical Journal . - Ediciones IOP , 2006. - Vol. 639 . - P. 1166-1176 . doi : 10.1086/499424
  18. ↑ 1 2 Kalas, Pablo; Graham, James R.; Clampin, Mark C.; Fitzgerald, Michael P. Primeras imágenes de luz dispersa de discos de escombros alrededor de HD 53143 y HD 139664  //  The Astrophysical Journal . - Ediciones IOP , 2006. - Vol. 637 , edición. 1 . -P.L57- L60 . doi : 10.1086/500305
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  21. ↑ Golimowski, D. et al.Observaciones y modelos del disco de escombros alrededor de K Dwarf HD 92945  (inglés) (PDF)  (enlace no disponible) . Universidad de California, Departamento de Astronomía de Berkeley (2007). Consultado el 23 de octubre de 2009. Archivado desde el original el 9 de abril de 2012.
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  27. ↑ Koerner, DW; Ressler, ME; Werner, MW; Backman, D.E. Imágenes de infrarrojo medio de un disco circunestelar alrededor de HR 4796: Mapeo de los restos de la formación planetaria  //  The Astrophysical Journal . - Ediciones IOP , 1998. - Vol. 503 . —P.L83 ._ _ doi : 10.1086/311525
  28. ↑ 12 Villard , Ray; Weinberger, Alicia; Smith, Brad. Las vistas del Hubble de los discos de polvo y los anillos que rodean a las estrellas jóvenes arrojan pistas  . HubbleSite (8 de enero de 1999). Consultado el 23 de octubre de 2009. Archivado desde el original el 9 de abril de 2012.
  29. ↑ Meyer, MR; Backmann, D. Belt of Material Around Star May Be First Step in Terrestrial Planet Formation  (inglés) , Universidad de Arizona, NASA (8 de enero de 2002). Archivado desde el original el 7 de junio de 2011. Consultado el 23 de octubre de 2009.

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