Disco de basura

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Observación del Telescopio Espacial Hubble del anillo de escombros alrededor de Fomalhaut. El borde interior del disco puede haber sido moldeado por la órbita de Fomalhaut b, abajo a la derecha

Un disco de basura (inglés americano), o disco de escombros, es un disco circunestelar de polvo y escombros en órbita alrededor de una estrella. A veces estos discos contienen anillos prominentes, como se ve en la imagen de Fomalhaut de la derecha. Los discos de escombros se encuentran alrededor de estrellas con sistemas planetarios maduros, incluyendo al menos un disco de escombros en órbita alrededor de una estrella de neutrones evolucionada.[1]​ Los discos de escombros también pueden producirse y mantenerse como restos de colisiones entre planetesimales, también conocidos como asteroides y cometas.[2]​

Hasta 2001, se habían encontrado más de 900 estrellas candidatas a poseer un disco de escombros. Normalmente se descubren examinando el sistema estelar en luz infrarroja y buscando un exceso de radiación más allá de la emitida por la estrella. Se deduce que este exceso es radiación de la estrella que ha sido absorbida por el polvo del disco y luego irradiada de nuevo como energía infrarroja.[3]​

Los discos de escombros suelen describirse como análogos masivos de los escombros del Sistema Solar. La mayoría de los discos de escombros conocidos tienen radios de 10-100 unidades astronómicass (UA); se parecen al cinturón de Kuiper del Sistema Solar, aunque el cinturón de Kuiper no tiene una masa de polvo lo suficientemente alta como para ser detectado incluso alrededor de las estrellas más cercanas. Algunos discos de desechos contienen un componente de polvo más caliente situado a menos de 10 UA de la estrella central. Este polvo se denomina a veces polvo exozodiacal por analogía con el polvo zodiacal del Sistema Solar.

Historia de la observación[editar]

VLT y del Hubble del disco alrededor de AU Microscopii.[4]​

En 1984 se detectó un disco de escombros alrededor de la estrella Vega utilizando el satélite IRAS. Inicialmente se creyó que se trataba de un disco protoplanetario, pero ahora se sabe que es un disco de escombros debido a la falta de gas en el disco y a la edad de la estrella. Los cuatro primeros discos de escombros descubiertos con IRAS se conocen como los "cuatro fabulosos": Vega, Beta Pictoris, Fomalhaut y Epsilon Eridani. Posteriormente, imágenes directas del disco de Beta Pictoris mostraron irregularidades en el polvo, que se atribuyeron a perturbaciones gravitatorias de un exoplaneta no visto.[5]​ Esa explicación se confirmó con el descubrimiento en 2008 del exoplaneta Beta Pictoris b.[6]​

Se sabe que otras estrellas que albergan exoplanetas, incluida la primera descubierta por imagen directa (HR 8799), también albergan discos de escombros. La estrella cercana 55 Cancri, un sistema del que también se sabe que contiene cinco planetas, también se informó que tenía un disco de escombros,[7]​ pero esa detección no pudo ser confirmada.[8]​ Las estructuras en el disco de escombros alrededor de Epsilon Eridani sugieren perturbaciones por un cuerpo planetario en órbita alrededor de esa estrella, que pueden utilizarse para restringir la masa y la órbita del planeta.[9]​

El 24 de abril de 2014, la NASA informó de la detección de discos de escombros en imágenes de archivo de varias estrellas jóvenes, HD 141943 y HD 191089, observadas por primera vez entre 1999 y 2006 con el telescopio espacial Hubble, mediante el uso de procesos de imagen recientemente mejorados.[10]​

En 2021, las observaciones de una estrella, VVV-WIT-08, que quedó oscurecida durante un período de 200 días pueden haber sido el resultado del paso de un disco de escombros entre la estrella y los observadores en la Tierra.[11]​ Otras dos estrellas, Epsilon Aurigae y TYC 2505-672-1, se eclipsan con regularidad y se ha determinado que el fenómeno es el resultado de discos que orbitan alrededor de ellas en periodos variados, lo que sugiere que VVV-WIT-08 puede ser similar y tener un periodo orbital mucho más largo que el que acaban de experimentar los observadores en la Tierra. VVV-WIT-08 tiene diez veces el tamaño del Sol en la constelación de Sagitario.

Origen[editar]

Discos de basura detectados en imágenes de archivo del HST de estrellas jóvenes, HD 141943 y HD 191089, utilizando procesos de imagen mejorados (24 de abril de 2014).[10]​

.

Durante la formación de una estrella similar al Sol, el objeto pasa por la fase de T-Tauri durante la cual está rodeado por una nebulosa rica en gas y con forma de disco. A partir de este material se forman planetesimales, que pueden seguir acumulando otros planetesimales y material del disco para formar planetas. La nebulosa continúa orbitando alrededor de la estrella presecuencia principal durante un periodo de 1-20 millones de años hasta que es eliminada por la presión de la radiación y otros procesos. El polvo de segunda generación puede generarse entonces alrededor de la estrella por colisiones entre los planetesimales, que forman un disco con los escombros resultantes. En algún momento de su vida, al menos el 45% de estas estrellas están rodeadas por un disco de escombros, que entonces puede detectarse por la emisión térmica del polvo utilizando un telescopio infrarrojo. Las colisiones repetidas pueden hacer que un disco persista durante gran parte de la vida de una estrella.[12]​

Los discos de escombros típicos contienen pequeños granos de 1-100 μm de tamaño. Las colisiones triturarán estos granos hasta tamaños submicrométricos, que serán eliminados del sistema por la presión de radiación de la estrella anfitriona. En discos muy tenues, como los del Sistema Solar, el efecto Poynting-Robertson puede hacer que las partículas entren en espiral. Ambos procesos limitan la vida útil del disco a 10 Myr o menos. Así, para que un disco permanezca intacto, se necesita un proceso que lo reponga continuamente. Esto puede ocurrir, por ejemplo, mediante colisiones entre cuerpos más grandes, seguidas de una cascada que tritura los objetos hasta los pequeños granos observados.[13]​

Para que se produzcan colisiones en un disco de escombros, los cuerpos deben estar gravitacionalmente perturbados lo suficiente como para crear velocidades de colisión relativamente grandes. Un sistema planetario alrededor de la estrella puede causar tales perturbaciones, al igual que una estrella binaria compañera o la aproximación cercana de otra estrella.[13]​ La presencia de un disco de escombros puede indicar una alta probabilidad de exoplanetas orbitando la estrella.[14]​ Además, muchos discos de escombros también muestran estructuras dentro del polvo (por ejemplo, aglomeraciones y deformaciones o asimetrías) que apuntan a la presencia de uno o más exoplanetas dentro del disco.[6]​ La presencia o ausencia de asimetrías en nuestro propio cinturón transneptuniano sigue siendo controvertida aunque podrían existir.[15]​

Cinturones conocidos[editar]

Se han detectado cinturones de polvo o escombros alrededor de muchas estrellas, incluido el Sol, entre ellas las siguientes:

Estrella
Clase espectral
[16]​

Distancia
(ly) Órbita
(AU) Notas

Epsilon Eridani K2V 10.5 35-75 [9]​
Tau Ceti G8V 11.9 35-50 [17]​
Vega A0V 25 86-200 [18]​[19]​
Fomalhaut A3V 25 133-158 [18]​
AU Microscopii M1Ve 33 50-150 [20]​
HD 181327 F5.5V 51.8 89-110 [21]​
HD 69830 K0V 41 <1 [22]​
HD 207129 G0V 52 148-178 [23]​
HD 139664 F5IV-V 57 60-109 [24]​
Eta Corvi F2V 59 100-150 [25]​
HD 53143 K1V 60 60 [24]​
Beta Pictoris A6V 63 25-550 [19]​
Zeta Leporis A2Vann 70 2-8 [26]​
HD 92945 K1V 72 45-175 [27]​
HD 107146 G2V 88 130 [28]​
Gamma Ophiuchi A0V 95 520 [29]​
HR 8799 A5V 129 75 [30]​
51 Ophiuchi B9 131 0.5-1200 [31]​
HD 12039 G3-5V 137 5 [32]​
HD 98800 K5e (?) 150 1 [33]​
HD 15115 F2V 150 315-550 [34]​
HR 4796 A A0V 220 200 [35]​[36]​
HD 141569 B9.5e 320 400 [36]​
HD 113766 A F4V 430 0.35-5.8 [37]​
HD 141943 [10]​
HD 191089 [10]​

La distancia orbital del cinturón es una distancia o rango medio estimado, basado en mediciones directas a partir de imágenes o derivado de la temperatura del cinturón. La Tierra tiene una distancia media al Sol de 1 UA.

Referencias[editar]

  1. ↑ Wang, Z.; Chakrabarty, D.; Kaplan, D. L. (2006). «Un disco de escombros alrededor de una estrella de neutrones joven aislada». Nature 440 (7085): 772-775. Bibcode:2006Natur.440..772W. PMID 16598251. S2CID 4372235. arXiv:astro-ph/0604076. 
  2. ↑ «Spitzer observa las polvorientas secuelas 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 3 de enero de 2007. 
  3. ↑ Real Observatorio de Edimburgo (ed.). «Base de datos de discos de escombros». Archivado desde el original el 10 de agosto de 2008. Consultado el 3 de enero de 2007. 
  4. ↑ «Misteriosas ondulaciones encontradas corriendo a través del disco formador de planetas». Consultado el 8 de octubre de 2015. 
  5. ↑ Heap, S (2000). «Observaciones coronágradas de Beta Pictoris con el espectrógrafo de imágenes del telescopio espacial». The Astrophysical Journal 539 (1): 435-444. Bibcode:435H 2000ApJ...539.. 435H. doi:10.1086/309188. 
  6. ↑ a b Lagrange, A-M (2012). html «La posición de Beta Pictoris b respecto al disco de escombros». Astronomy & Astrophysics 542: A40. Bibcode:2012A&A...542A..40L. S2CID 118046185. arXiv:1202.2578. 
  7. ↑ «Los científicos de la Universidad de Arizona son los primeros en descubrir un disco de escombros alrededor de una estrella orbitada por un planeta». ScienceDaily. 3 de octubre de 1998. Consultado el 24 de mayo de 2006. 
  8. ↑ Schneider, G.; Becklin, E. E.; Smith, B. A.; Weinberger, A. J.; Silverstone, M.; Hines, D. C. (2001). «Observaciones Corongráficas NICMOS de 55 Cancri». The Astronomical Journal 121 (1): 525-537. Bibcode:2001AJ....121..525S. S2CID 14503540. 
  9. ↑ a b Greaves, J. S.; Holland, W. S.; Wyatt, M. C.; Dent, W. R. F.; Robson, E. I.; Coulson, I. M.; Jenness, T.; Moriarty-Schieven, G. H.; Davis, G. R.; Butner, H. M.; Gear, W. K.; Dominik, C.; Walker, H. J. (2005). «Estructura en el disco de escombros de Epsilon Eridani». The Astrophysical Journal 619 (2 páginas=L187 - L190). Bibcode:2005ApJ...619L.187G. 
  10. ↑ a b c d Harrington, J. D.; Villard, Ray (24 de abril de 2014). «Lanzamiento 14-114 Los forenses astronómicos descubren discos planetarios en el archivo Hubble de la NASA». NASA. Archivado desde el original el 25 de abril de 2014. Consultado el 25 de abril de 2014. 
  11. ↑ Carpineti, Alfredo, com/space/giant-star-obscured-by-mysterious-dark-large-elongated-object-spotted-by-astronomers/ Giant Star Obscured By Mysterious "Dark, Large, Elongated" Object Spotted By Astronomers, IFL Science, 11 de junio de 2021
  12. ↑ Thomas, Paul J. (2006). Los cometas y el origen y evolución de la vida. Avances en astrobiología y biogeofísica (2nd edición). Springer. p. 104. ISBN 3-540-33086-0. 
  13. ↑ a b Kenyon, Scott; Bromley, Benjamin (2007). «Vuelos estelares y discos de desechos planetarios». Observatorio Astrofísico Smithsonian. Consultado el 23 de julio de 2007. 
  14. ↑ Raymond, Sean N.; Armitage, P. J. et al. (2011). «Los discos de escombros como indicadores de la formación de planetas terrestres». Astronomía y Astrofísica 530: A62. Bibcode:2011A&A...530A..62R. S2CID 119220262. arXiv:1104.0007. doi:10.1051/0004-6361/201116456. 
  15. ↑ de la Fuente Marcos, Carlos; de la Fuente Marcos, Raúl (1 de mayo de 2022). oup.com/mnrasl/article-abstract/512/1/L6/6524836 «Twisted extreme trans-Neptunian orbital parameter space: statistically significant asymmetries confirmed». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Letters 512 (1): L6-L10. Bibcode:L...6D 2022MNRAS.512 L...6D. arXiv:2202.01693. doi:10.1093/mnrasl/slac012. 
  16. ↑ Centre de Données astronomiques de Strasbourg (ed.). «SIMBAD: Consulta por identificadores». Consultado el 17 de julio de 2007. 
  17. ↑ Greaves, J. S.; Wyatt, M. C.; Holland, W. S.; Dent, W. R. F. (2004). «El disco de escombros alrededor de tau Ceti: un análogo masivo del Cinturón de Kuiper». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 351 (3): L54-L58. Bibcode:2004MNRAS.351L..54G. 
  18. ↑ a b «Los astrónomos descubren posibles nuevos Sistemas Solares en formación alrededor de las estrellas cercanas Vega y Fomalhaut». Centro Conjunto de Astronomía. 21 de abril de 1998. Archivado desde el original el 16 de diciembre de 2008. Consultado el 24 de abril de 2006. 
  19. ↑ a b Backman, D. E. (1996). «Polvo en sistemas beta de secuencia principal PIC / VEGA». Boletín de la Sociedad Astronómica Americana 28: 1056. Bibcode:1996DPS....28.0122B. 
  20. ↑ Sanders, Robert (8 de enero de 2007). «Polvo alrededor de estrella cercana como nieve en polvo». Noticias de UC Berkeley. Consultado el 11 de enero de 2007. 
  21. ↑ Lebreton, J.; Augereau, J.-C.; Thi, W.-F.; Roberge, A.; Donaldson, J.; Schneider, G.; Maddison, S. T.; Ménard, F.; Riviere-Marichalar, P.; Mathews, G. S.; Kamp, I.; Pinte, C.; Dent, W. R. F.; Barrado, D.; Duchêne, G.; González, J.-F.; Grady, C. A.; Meeus, G.; Pantin, E.; Williams, J. P.; Woitke, P. (2012). «Un cinturón de Kuiper helado alrededor de la joven estrella de tipo solar HD 181327». Astronomía y Astrofísica. 539 número=1 páginas=A17. Bibcode:2012A&A...539A..17L. S2CID 12704582. arXiv:1112.3398. doi:10.1051/0004-6361/201117714. 
  22. ↑ Lisse, C. M.; Beichman, C. A.; Bryden, G.; Wyatt, M. C. (2007). «Sobre la naturaleza del polvo en el disco de escombros alrededor de HD 69830». The Astrophysical Journal. 658 número=1 páginas=584-592. Bibcode:2007ApJ...658..584L. S2CID 53460002. arXiv:astro-ph/0611452. 
  23. ↑ Krist, John E.; Stapelfeldt, Karl R. et al. (octubre 2010). «Observaciones del HST y Spitzer del anillo de escombros HD 207129». The Astronomical Journal 140 (4): 1051-1061. Bibcode:2010AJ....140.1051K. S2CID 43979052. arXiv:1008.2793. 
  24. ↑ a b Kalas, Paul; Graham, James R.; Clampin, Mark C.; Fitzgerald, Michael P. (2006). «Primeras imágenes de luz difusa de discos de escombros alrededor de HD 53143 y HD 139664». The Astrophysical Journal 637 (1): L57-L60. Bibcode:2006ApJ...637L..57K. S2CID 18293244. arXiv:astro-ph/0601488. 
  25. ↑ Wyatt, M. C.; Greaves, J. S.; Dent, W. R. F.; Coulson, I. M. (2005). «Imágenes submilimétricas de un cinturón de Kuiper polvoriento alrededor de Corvi». The Astrophysical Journal 620 (1 páginas=492-500). Bibcode:2005ApJ...620..492W. S2CID 14107485. arXiv:astro-ph/0411061. 
  26. ↑ Moerchen, M. M.; Telesco, C. M.; Packham, C.; Kehoe, T. J. J. (2006). «Resolución en el infrarrojo medio de un disco de escombros de 3 UA de radio alrededor de Zeta Leporis». Astrophysical Journal Letters 655 (2): L109. Bibcode:2007ApJ...655L.109M. S2CID 18073836. arXiv:astro-ph/0612550. 
  27. ↑ Golimowski, D. (2007). «Observaciones y modelos del disco de escombros alrededor de la enana K HD 92945». Departamento de Astronomía de la Universidad de California, Berkeley. Consultado el 17 de julio de 2007. 
  28. ↑ Williams; Jonathan P.; Liu, Michael C.; Bottinelli, Sandrine; Carpenter, John M.; Hillenbrand, Lynne A.; Meyer, Michael R.; Soderblom, David R. (2004). «Detección de polvo frío alrededor de la estrella G2V HD 107146». Astrophysical Journal 604 (1): 414-419. Bibcode:2004ApJ...604..414W. S2CID 18799183. arXiv:astro-ph/0311583. 
  29. ↑ SU, K.Y.L.; Rieke, G. H.; Stapelfeldt, K. R.; Smith, P. S.; Bryden, G.; Chen, C. H.; Trilling, D. E. (2008). «El disco de escombros excepcionalmente grande alrededor de γ Ophiuchi». Astrophysical Journal 679 (2): L125-L129. Bibcode:2008ApJ...679L.125S. S2CID 9634091. arXiv:0804.2924. 
  30. ↑ Marois, Christian; MacIntosh, B. et al. (Noviembre 2008). «Imagen directa de múltiples planetas orbitando la estrella HR 8799». Science 322 (5906): 1348-52. Bibcode:2008Sci...322.1348M. PMID 19008415. S2CID 206516630. arXiv:0811.2606. doi:10.1126/science.1166585.  (Preprint at exoplanet.eu Archivado el 17 de diciembre de 2008 en Wayback Machine.)
  31. ↑ Stark, C.; Kuchner, Marc J.; Traub, Wesley A.; Monnier, John D.; Serabyn, Eugene; Colavita, Mark; Koresko, Chris; Mennesson, Bertrand et al. (2009). «51 Ofiuco: Un posible análogo de Beta Pictoris medido con el interferómetro Keck Nuller». Astrophysical Journal 703 (2): 1188-1197. Bibcode:2009ApJ...703.1188S. S2CID 17938884. arXiv:0909.1821. doi:10.1088/0004-637X/703/2/1188. 
  32. ↑ Hines; Dean C.; Bouwman, Jeroen; Hillenbrand, Lynne A.; Carpenter, John M.; Meyer, Michael R.; Kim, Jinyoung Serena; Silverstone, Murray D.; Rodmann, Jens; Wolf, Sebastian; Mamajek, Eric E.; Brooke, Timothy Y.; Padgett, Deborah L.; Henning, Thomas; Moro-Martín, Amaya; Stobie, E.; Gordon, Karl D.; Morrison, J. E.; Muzerolle, J.; Su, K. Y. L. (2006). «La Formación y Evolución de Sistemas Planetarios (FEPS): Descubrimiento de un inusual sistema de escombros asociado a HD 12039». The Astrophysical Journal 638 (2): 1070-1079. Bibcode:2006ApJ...638.1070H. S2CID 14919914. arXiv:astro-ph/0510294. doi:10.1086/498929. 
  33. ↑ Furlan, Elise; Sargent; Calvet; Forrest; D'Alessio; Hartmann; Watson; Green; Najita; Chen, C. H. (2 de mayo de 2007). «HD 98800: Un disco de transición de 10 años». The Astrophysical Journal 664 (2): 1176-1184. Bibcode:2007ApJ...664.1176F. S2CID 14027663. arXiv:0705.0380. 
  34. ↑ Kalas, Paul; Fitzgerald, Michael P.; Graham, James R. (2007). «Descubrimiento de una asimetría extrema en el disco de escombros que rodea a HD 15115». The Astrophysical Journal 661 (1): L85-L88. Bibcode:2007ApJ...661L..85K. S2CID 16599464. arXiv:0704.0645. 
  35. ↑ Koerner, D. W.; Ressler, M. E.; Werner, M. W.; Backman, D. E. (1998). «Mid-Infrared Imaging of a Circumstellar Disk around HR 4796: Cartografía de los restos de la formación planetaria». Astrophysical Journal Letters 503 (1): L83. Bibcode:1998ApJ...503L..83K. S2CID 12715138. arXiv:astro-ph/9806268. 
  36. ↑ a b Villard, Ray; Weinberger, Alycia; Smith, Brad (8 de enero de 1999). «Las imágenes del Hubble de los discos y anillos de polvo que rodean a las estrellas jóvenes aportan pistas». HubbleSite. Consultado el 17 de junio de 2007. 
  37. ↑ Meyer, M. R.; Backman, D. (8 de enero de 2002). Universidad de Arizona, NASA, ed. «Un cinturón de material alrededor de una estrella podría ser el primer paso en la formación de planetas terrestres». Archivado desde el original el 7 de junio de 2011. Consultado el 17 de julio de 2007. 
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