Disco de acrecimiento

Imagen tomada por el Telescopio espacial Hubble de un disco de acrecimiento rodeando el agujero negro del núcleo de la galaxia elíptica NGC 4261.

El disco de acreción caliente de un agujero negro, que muestra los efectos relativistas impuestos a la luz cuando se emite en regiones sujetas a gravitación extrema. Esta imagen es el resultado de simulaciones de la NASA y muestra una vista desde fuera del horizonte de un agujero negro de Schwarzschild.

Un disco de acrecimiento o disco de acreción es una estructura en forma de disco, compuesto de gas y polvo girando en torno a un objeto central masivo. El material del disco, por pérdida de energía rotacional, tiende a decaer hacia el centro, donde la masa se suma a la del objeto central. La dinámica de estos objetos astrofísicos está gobernada principalmente por la ley de conservación del momento angular. El disco puede ser extenso verticalmente dando lugar a una estructura de tipo toroidal. Los discos de acrecimiento pueden encontrarse alrededor de agujeros negros, núcleos de galaxias activos (en inglés más llamados por su acrónimo: AGN Active Galactic Nuclei), o alrededor de estrellas muy jóvenes en proceso de formación. En este último caso, se denominan también discos circunestelares y usualmente, los sistemas planetarios se originan a partir de discos de este tipo. Después, la diferencia de densidades de materia en el disco de acreción, causará que se formen cúmulos de donde el resto de los elementos del sistema se terminen de formar, cómo planetas y sus satélites. El estudio de los modos de oscilación en los discos de acreción se conoce como discosismología.​​​

En estos sistemas astrofísicos de altas densidades de energía, partículas cargadas como protones y núcleos atómicos pueden ser acelerados a velocidades relativistas y generar rayos cósmicos de ultra-altas energías, los cuales son un tipo de radiación cósmica con un espectro de energía más alto al habitual observado en astronomía.​

A modo de ejemplo, cuando se deja caer miel lentamente desde un envase, se crea una especie de disco de acrecimiento entre la Tierra y la miel del envase, debido a la gravedad. Esto es, básicamente, un disco de acrecimiento ya que se forma con principios similares en cuestiones gravitatorias. Podría decirse que, en la Tierra, la consistencia de la miel (y líquidos similares) posee un comportamiento parecido al de la masa estelar que constituye un disco de acrecimiento, el cual está hecho del plasma que compone las estrellas.

Una estrella u otro astro situado en un sistema binario puede también formar un disco de acrecimiento robando materia de las capas exteriores de su compañera. Esta materia forma un anillo en torno a la estrella captora, pudiendo llegar a caer sobre la superficie de la misma tras describir una trayectoria en espiral. Debido a las enormes velocidades que alcanza la materia en dicha caída se observa una fuerte emisión de rayos X, que ha servido para detectar objetos que no emiten radiación por sí solos, como es el caso de las estrellas de neutrones o los agujeros negros. Estos sistemas binarios se conocen como binarias de rayos X.

Animaciones de acrecimiento de agujeros negros

Esta animación de datos de supercomputadora lleva al espectador a la zona interna del disco de acreción de un agujero negro de masa estelar.

Este video muestra una impresión artística del viento polvoriento que emana del agujero negro en el centro de la galaxia NGC 3783.

Formación de discos de acrecimiento

Representación artística de un disco de acrecimiento en una estrella alimentado por material procedente de su compañera binaria.

El disco es una estructura común en el universo. Tanto galaxias como estrellas se han formado a la vez en discos de acrecimiento de muy diferentes dimensiones. El motivo que origina tan comunes estructuras a partir de informes nubes de gas es sencillo. Casi toda masa de gas posee un cierto momento angular, una mínima cantidad de rotación. Es decir, las inmensas nubes que se colapsan formando estas estructuras giran inicialmente, aunque sea muy lentamente. El sistema de gas en rotación se mantiene en un delicado equilibrio que se puede romper debido a la onda de presión de una supernova o a que alcanza una cantidad de masa crítica, por ejemplo. Cuando sobreviene la inestabilidad y la nube se comprime por el efecto creciente de la gravedad, esta empieza a experimentar ciertos cambios que la conducirán a formar un disco.

Los discos de acreción más prominentes son los de los núcleos galácticos activos y los de los cuásares, que se cree que son agujeros negros masivos en el centro de las galaxias. A medida que la materia ingresa al disco de acreción, sigue una trayectoria llamada línea tendex, que describe una espiral hacia adentro. Esto se debe a que las partículas se frotan y rebotan entre sí en un flujo turbulento, provocando un calentamiento por fricción que irradia energía, reduciendo el momento angular de las partículas, permitiendo que la partícula se desplace hacia adentro, impulsando la espiral hacia adentro. La pérdida de momento angular se manifiesta como una reducción de la velocidad.; a una velocidad más lenta, la partícula debe adoptar una órbita más baja.

Vista artística de una estrella con disco de acreción

A medida que la partícula cae a esta órbita más baja, una parte de su energía potencial gravitacional se convierte en velocidad aumentada y la partícula gana velocidad. Por lo tanto, la partícula ha perdido energía a pesar de que ahora viaja más rápido que antes; sin embargo, ha perdido momento angular. A medida que una partícula orbita más y más cerca, su velocidad aumenta; a medida que aumenta la velocidad, el calentamiento por fricción aumenta a medida que se irradia más y más energía potencial de la partícula (en relación con el agujero negro); el disco de acreción de un agujero negro está lo suficientemente caliente como para emitir rayos X justo fuera del horizonte de sucesos.

Al comprimirse la nube gira más deprisa por conservación del momento angular. Pero este giro solo ocurre a lo largo de su plano de giro. En las zonas de mayor rotación la fuerza centrífuga adquiere cada vez mayor intensidad. Esta asimetría cada vez más acusada es la que, poco a poco, acaba por dar forma al disco. Las regiones suprayacentes y subyacentes al plano de giro, es decir los polos, caen libres a gran velocidad mientras que el gas que gira a lo largo de dicho plano se ve muy frenado por la creciente fuerza centrífuga. Así pues, la acción combinada de rotación y gravedad es la que, al final, dará la característica forma de disco.

Los discos de acrecimiento más activos presentan fuertes chorros de emisión de material a lo largo del eje de rotación. Este fenómeno se denomina comúnmente difusión ambipolar. La estructura y naturaleza de los mecanismos de emisión en chorro no se conocen con precisión aunque se cree que tienen que ver con la presencia de un fuerte campo magnético. El material central fuertemente ionizado escupe una parte de sí a través de las líneas de campo que actúan a modo de guías.

Los discos de acreción que rodean a las estrellas T Tauri o las estrellas Herbig se denominan discos protoplanetarios porque se cree que son los progenitores de los sistemas planetarios. El gas acretado en este caso proviene de la nube molecular a partir de la cual se ha formado la estrella en lugar de una estrella compañera.​​

Física

En la década de 1940, los modelos se derivaron por primera vez de principios físicos básicos.​ Para estar de acuerdo con las observaciones, esos modelos tuvieron que invocar un mecanismo aún desconocido para la redistribución del momento angular. Si la materia ha de caer hacia adentro, debe perder no solo energía gravitacional sino también momento angular. Dado que se conserva el momento angular total del disco, la pérdida de momento angular de la masa que cae hacia el centro debe compensarse con una ganancia de momento angular de la masa lejos del centro. En otras palabras, el momento angular debe transportarse hacia afuera para que la materia se acumule. Según el criterio de estabilidad de Rayleigh,

${\frac {\partial (R^{2}\Omega )}{\partial R}}>0,$

Donde $\Omega$ representa la velocidad angular de un elemento fluido y $R$ su distancia al centro de rotación, se espera que un disco de acreción sea un flujo laminar. Esto evita la existencia de un mecanismo hidrodinámico para el transporte de momento angular.

Por un lado, estaba claro que las tensiones viscosas eventualmente harían que la materia hacia el centro se calentara e irradiara parte de su energía gravitacional. Por otro lado, la viscosidad en sí misma no fue suficiente para explicar el transporte del momento angular a las partes exteriores del disco. La viscosidad mejorada por turbulencia fue el mecanismo que se pensó que era responsable de dicha redistribución del momento angular, aunque el origen de la turbulencia en sí no se entendía bien. El modelo $\alpha$ convencional (discutido a continuación) introduce un parámetro ajustable $\alpha$ describiendo el aumento efectivo de la viscosidad debido a remolinos turbulentos dentro del disco.​​ En 1991, con el redescubrimiento de la inestabilidad magnetorrotacional (IRM), S.A. Balbus y J. F. Hawley establecieron que un disco débilmente magnetizado que se acrecienta alrededor de un objeto central pesado y compacto sería altamente inestable, proporcionando un mecanismo directo para la redistribución del momento angular.​

Modelo disco α

Shakura y Sunyaev (1973)​ propusieron la turbulencia en el gas como fuente de un aumento de la viscosidad. Suponiendo turbulencia subsónica y la altura del disco como límite superior para el tamaño de los remolinos, la viscosidad del disco se puede estimar como $\nu =\alpha c_{\rm {s}}H$ donde $c_{\rm {s}}$ es la velocidad del sonido, $H$ es la altura de escala del disco, y $\alpha$ es un parámetro libre entre cero (sin acreción) y aproximadamente uno. En un medio turbulento $\nu \approx v_{\rm {turb}}l_{\rm {turb}}$, donde $v_{\rm {turb}}$ es la velocidad de las celdas turbulentas en relación con el movimiento medio del gas, y $l_{\rm {turb}}$ es el tamaño de las celdas turbulentas más grandes, que se estima como $l_{\rm {turb}}\approx H=c_{\rm {s}}/\Omega$ y $v_{\rm {turb}}\approx c_{\rm {s}}$, donde $\Omega =(GM)^{1/2}r^{-3/2}$ es la velocidad angular orbital kepleriana, $r$ es la distancia radial desde el objeto central de la masa $M$.​ Usando la ecuación del equilibrio hidrostático, combinada con la conservación del momento angular y suponiendo que el disco es delgado, las ecuaciones de la estructura del disco pueden resolverse en términos de $\alpha$ parámetro. Muchos de los observables dependen solo débilmente de $\alpha$ entonces, esta teoría es predictiva a pesar de que tiene un parámetro libre.

Usando la ley de opacidad de Kramers se encuentra que:

$H=1.7\times 10^{8}\alpha ^{-1/10}{\dot {M}}_{16}^{3/20}m_{1}^{-3/8}R_{10}^{9/8}f^{3/5}{\rm {cm}}$

$T_{c}=1.4\times 10^{4}\alpha ^{-1/5}{\dot {M}}_{16}^{3/10}m_{1}^{1/4}R_{10}^{-3/4}f^{6/5}{\rm {K}}$

$\rho =3.1\times 10^{-8}\alpha ^{-7/10}{\dot {M}}_{16}^{11/20}m_{1}^{5/8}R_{10}^{-15/8}f^{11/5}{\rm {g\ cm}}^{-3}$

Donde $T_{c}$ y $p$ son la temperatura y la densidad del plano medio, respectivamente. ${\dot {M}}_{16}$ es la tasa de acreción, en unidades de $10^{16}{\rm {g\ s}}^{-1}$, $m_{1}$es la masa del objeto acretor central en unidades de masa solar, $M_{\bigodot }$, $R_{10}$ es el radio de un punto en el disco, en unidades de $10^{10}{\rm {cm}}$, y $f=\left[1-\left({\frac {R_{\star }}{R}}\right)^{1/2}\right]^{1/4}$, donde $R_{\star }$ es el radio donde el momento angular deja de ser transportado hacia adentro.

El modelo de disco α de Shakura-Sunyaev es inestable térmica y viscosamente. Un modelo alternativo, conocido como el disco $\beta$, que es estable en ambos sentidos supone que la viscosidad es proporcional a la presión del gas $\nu \propto \alpha p_{\mathrm {gas} }$.​​ En el modelo estándar de Shakura–Sunyaev, se supone que la viscosidad es proporcional a la presión total $p_{\mathrm {tot} }=p_{\mathrm {rad} }+p_{\mathrm {gas} }=\rho c_{\rm {s}}^{2}$ desde $\nu =\alpha c_{\rm {s}}H=\alpha c_{s}^{2}/\Omega =\alpha p_{\mathrm {tot} }/(\rho \Omega )$.

El modelo Shakura-Sunyaev asume que el disco está en equilibrio térmico local y puede irradiar su calor de manera eficiente.  En este caso, el disco irradia el calor viscoso, se enfría y se vuelve geométricamente delgado. Sin embargo, esta suposición puede romperse. En el caso radiativamente ineficiente, el disco puede "hincharse" en un toro o alguna otra solución tridimensional como un Flujo de Acreción Dominado por Advección (ADAF). Las soluciones ADAF generalmente requieren que la tasa de acreción sea menor que un pequeño porcentaje del límite de Eddington. Otro extremo es el caso de los anillos de Saturno, donde el disco es tan pobre en gas que su transporte de momento angular está dominado por colisiones de cuerpos sólidos e interacciones gravitacionales disco-luna. El modelo está de acuerdo con mediciones astrofísicas recientes que utilizan lentes gravitacionales.​​​​​

Inestabilidad magnetorrotacional

HH-30, un objeto Herbig-Haro rodeado por un disco de acreción

Balbus y Hawley (1991)​ propusieron un mecanismo que involucra campos magnéticos para generar el transporte del momento angular. Un sistema simple que muestra este mecanismo es un disco de gas en presencia de un campo magnético axial débil. Dos elementos fluidos radialmente vecinos se comportarán como dos puntos de masa conectados por un resorte sin masa, desempeñando la tensión del resorte el papel de la tensión magnética. En un disco kepleriano, el elemento fluido interno orbitaría más rápidamente que el externo, lo que provocaría que el resorte se estirara. El elemento fluido interno es forzado entonces por el resorte a disminuir la velocidad, reduciendo correspondientemente su momento angular provocando que se mueva a una órbita más baja. El elemento de fluido externo que se tira hacia adelante se acelerará, aumentando su momento angular y moviéndose a una órbita de radio mayor. La tensión del resorte aumentará a medida que los dos elementos fluidos se separen más y el proceso desaparezca.​

Se puede demostrar que, en presencia de tal tensión similar a un resorte, el criterio de estabilidad de Rayleigh se reemplaza por:

${\frac {d\Omega ^{2}}{d\ln R}}>0.$

La mayoría de los discos astrofísicos no cumplen con este criterio y, por lo tanto, son propensos a esta inestabilidad magnetorrotacional. Se cree que los campos magnéticos presentes en los objetos astrofísicos (necesarios para que ocurra la inestabilidad) se generan a través de la acción de la dinamo.​

Campos magnéticos y chorros

Normalmente se supone que los discos de acreción están roscados por los campos magnéticos externos presentes en el medio interestelar. Estos campos suelen ser débiles( alrededor de unos pocos Microgauss), pero pueden anclarse a la materia en el disco, debido a su alta conductividad eléctrica, y transportarse hacia adentro hacia la estrella central. Este proceso puede concentrar el flujo magnético alrededor del centro del disco dando lugar a campos magnéticos muy fuertes. La formación de potentes chorros astrofísicos a lo largo del eje de rotación de los discos de acreción requiere un campo magnético poloidal a gran escala en las regiones internas del disco.​

Tales campos magnéticos pueden ser advectados hacia adentro desde el medio interestelar o generados por una dinamo magnética dentro del disco. Las intensidades de los campos magnéticos de al menos el orden de 100 Gauss parecen necesarias para que el mecanismo magneto-centrífugo lance chorros potentes. Sin embargo, existen problemas para llevar el flujo magnético externo hacia adentro hacia la estrella central del disco.​ La alta conductividad eléctrica dicta que el campo magnético se congele en la materia que se está acumulando en el objeto central con una velocidad lenta. Sin embargo, el plasma no es un conductor eléctrico perfecto, por lo que siempre hay cierto grado de disipación. El campo magnético se difunde más rápido que la velocidad a la que se transporta hacia adentro por acreción de materia.​ Una solución simple es asumir una viscosidad mucho mayor que la difusividad magnética en el disco. Sin embargo, las simulaciones numéricas y los modelos teóricos muestran que la viscosidad y la difusividad magnética tienen casi el mismo orden de magnitud en discos magneto-rotacionalmente turbulentos.​

Algunos otros factores pueden afectar posiblemente la velocidad de advección/difusión: difusión magnética turbulenta reducida en las capas superficiales; reducción de la viscosidad Shakura–Sunyaev por campos magnéticos;​ y la generación de campos a gran escala por turbulencia MHD a pequeña escala, una dinamo a gran escala. De hecho, una combinación de diferentes mecanismos podría ser responsable de transportar eficientemente el campo externo hacia adentro hacia las partes centrales del disco donde se lanza el chorro. La flotabilidad magnética, el bombeo turbulento y el diamagnetismo turbulento ejemplifican tales fenómenos físicos invocados para explicar tal concentración eficiente de campos externos.​

Modelos analíticos

Discos de acrecimiento Subeddington (discos delgados, ADAF)

Cuando la tasa de acreción es inferior a Eddington y la opacidad muy alta, se forma el disco de acreción delgado estándar. Es geométricamente delgado en la dirección vertical( tiene forma de disco) y está hecho de un gas relativamente frío, con una presión de radiación insignificante. El gas desciende en espirales muy estrechas, asemejándose a órbitas casi circulares, casi libres (Keplerianas). Los discos delgados son relativamente luminosos y tienen espectros electromagnéticos térmicos, es decir, no muy diferentes de los de una suma de cuerpos negros. El enfriamiento radiativo es muy eficiente en discos delgados. El clásico trabajo de 1974 de Shakura y Sunyaev sobre discos de acreción delgados es uno de los artículos más citados en la astrofísica moderna. Lynden-Bell, Pringle y Rees elaboraron discos delgados de forma independiente. Pringle contribuyó en los últimos treinta años con muchos resultados clave a la teoría de los discos de acreción, y escribió la revisión clásica de 1981 que durante muchos años fue la principal fuente de información sobre los discos de acreción, y sigue siendo muy útil en la actualidad.

Simulación de J. A. Marck de la apariencia óptica del agujero negro de Schwarzschild con disco delgado (Kepleriano)

Page y Thorne han proporcionado un tratamiento relativista completamente general, según sea necesario para la parte interna del disco cuando el objeto central es un agujero negro,​ y Luminet​ y Marck lo han utilizado para producir imágenes ópticas simuladas,​ en el que, aunque dicho sistema es intrínsecamente simétrico, su imagen no es, porque la velocidad de rotación relativista necesaria para el equilibrio centrífugo en el campo gravitacional muy fuerte cerca del agujero negro produce un fuerte corrimiento al rojo Doppler en el lado que retrocede (tomado aquí como a la derecha), mientras que habrá un fuerte corrimiento al azul en el lado que se acerca. Debido a la ligera flexión, el disco parece distorsionado, pero el agujero negro no lo oculta en ninguna parte.

Cuando la tasa de acreción está por debajo de Eddington y la opacidad es muy baja, se forma un ADAF (flujo de acreción dominado por advección). Este tipo de disco de acreción fue predicho en 1977 por Ichimaru. Aunque el artículo de Ichimaru fue ignorado en gran medida, algunos elementos del modelo ADAF estuvieron presentes en el influyente artículo ion-tori de 1982 de Rees, Phinney, Begelman y Blandford. Los ADAF comenzaron a ser intensamente estudiados por muchos autores solo después de su redescubrimiento a principios de la década de 1990 por Popham y Narayan en modelos numéricos de capas límite de discos de acreción.​​ Narayan y Yi encontraron soluciones autosimilares para la acreción dominada por advección, e independientemente por Abramowicz, Chen, Kato, Lasota (quien acuñó el nombre ADAF) y Regev.​​ Las contribuciones más importantes a las aplicaciones astrofísicas de los ADAF han sido realizadas por Narayan y sus colaboradores. Los ADAF se enfrían por advección (calor capturado en la materia) en lugar de por radiación. Son muy ineficientes radiativamente, geométricamente extendidos, de forma similar a una esfera (o una" corona") en lugar de un disco, y muy calientes (cerca de la temperatura virial). Debido a su baja eficiencia, los ADAF son mucho menos luminosos que los discos delgados Shakura–Sunyaev. Los ADAF emiten una radiación no térmica de ley de potencia, a menudo con un fuerte componente Compton.

Desenfoque de una fuente de rayos X (corona) cerca de un agujero negro

Agujero negro con corona, una fuente de rayos X (concepto artístico)

Desenfoque de rayos X cerca del agujero negro (NuSTAR; 12 de agosto de 2014)

Crédito: NASA/JPL-Caltech

Discos de acrecimiento Super-Eddington (discos delgados, donas polacas)

La teoría de la acreción de agujeros negros altamente Supereddington, M≫M_Edd, fue desarrollada en la década de 1980 por Abramowicz, Jaroszynski, Paczyński, Sikora y otros en términos de" rosquillas polacas " (el nombre fue acuñado por Rees). Las rosquillas polacas son discos de acreción soportados por presión de radiación, ópticamente gruesos y de baja viscosidad enfriados por advección. Son radiativamente muy ineficientes. Las rosquillas polacas se asemejan en forma a un toro gordo (una rosquilla) con dos embudos estrechos a lo largo del eje de rotación. Los embudos coliman la radiación en haces con luminosidades altamente Supereddington.

Los discos delgados (nombre acuñado por Kolakowska) tienen solo tasas moderadas de acreción de super-Eddington, M≥M_Edd, formas más bien similares a discos y espectros casi térmicos. Se enfrían por advección y son radiativamente ineficaces. Fueron introducidos por Abramowicz, Lasota, Czerny y Szuszkiewicz en 1988.

Discos de acrecimiento alrededor de estrellas jóvenes

Visión artística de un disco protoplanetario.

Disco secundario de polvo alrededor del sistema AU Microscopii. Imagen del Telescopio Espacial Hubble.

Véanse también: Disco circunestelar y Nebulosa protosolar.

La formación de una estrella a partir de una nube de gas molecular es un proceso que transcurre en escalas de tiempo entre 10⁵ y 10⁶ años. Como el momento angular ha de ser conservado, la mayor parte del material cae inicialmente sobre un disco de acrecimiento que lentamente va acumulándose sobre la estrella central. El momento angular es redistribuido hacia las regiones exteriores del disco, es decir, la mayor parte de la masa acreta sobre la estrella central mientras que una pequeña parte del material exterior se extiende alejándose y llevándose el momento angular necesario para producir el acrecimiento interior. Estos discos tienen periodos de vida de 1-10 Myr. Las estrellas jóvenes muestran señales de acrecimiento por medio de excesos de emisión infrarroja (presencia de disco) y ultravioleta (acreción de material). El disco, iluminado y calentado por la estrella central, puede percibirse en algunas imágenes astronómicas en el infrarrojo y en rangos de onda del milimétrico. Los discos que no pueden resolverse ópticamente (extensión espacial inferior a la resolución del instrumento) pueden detectarse por medio de la distribución espectral de energía (SED Spectral Energy Distribution) que presenta un exceso de emisión en el infrarrojo.

En caso de ser sistemas múltiples, se ha comprobado que se pueden dar dos configuraciones distintas de discos de acrecimiento: o bien se forma un disco alrededor de cada uno de los componentes del sistema y un disco en común alrededor de todos ellos, o directamente se forma un disco en común alrededor de los componentes del sistema, sin discos "individuales".

En estrellas jóvenes que se encuentran ya dentro de la secuencia principal y con edades en torno a 100 millones de años se pueden observar discos secundarios de polvo sin restos importantes de gas orbitando la estrella central. Estos discos de segunda generación se formarían a partir de los impactos destructivos entre planetesimales remanentes de la formación planetaria capaces de producir una gran cantidad de polvo.

Discos de acrecimiento alrededor de objetos compactos

Disco de acrecimiento alrededor del agujero negro M87* situado en el centro de la lejana galaxia M87.

A menudo, en sistemas binarios en los que una de las estrellas es un objeto compacto, como un púlsar o un agujero negro, las observaciones muestran indicios de material circulando desde la estrella brillante hacia el objeto compacto. Esto ocurre cuando la estrella posee sus capas exteriores en el interior del límite de Roche del objeto compacto. El material arrancado fluye sobre dicho objeto formando un disco de acrecimiento a su alrededor. En el caso de los agujeros negros, la materia se llega a acelerar tanto que las emisiones de radiación procedentes del vórtice se dan en la longitud de onda de los rayos X. Las fuentes de rayos X suelen ser, de hecho, una pista que delata su presencia.

Disco de excreción

Lo opuesto a un disco de acreción es un disco de excreción en el que, en lugar de que el material se acumule desde un disco hacia un objeto central, el material se excreta desde el centro hacia afuera hacia el disco. Los discos de excreción se forman cuando las estrellas se fusionan.​

Véase también

• Formación estelar
• Formación planetaria
• Agujero negro
• Vórtice
• Estrellas binarias
• AGN
• Fotoevaporación
• Teoría de cuerdas

Referencias

• Datos: Q237604
• Multimedia: Accretion disks / Q237604