Disco protoplanetario.html

Un disco protoplanetario nella Nebulosa di Orione.

Un disco protoplanetario (o proplyd, dall'inglese proto-planetary disk) è una struttura discoidale di gas e polveri in orbita attorno ad una stella o, più spesso, ad una protostella. I dischi protoplanetari raggiungono spesso raggi di 1000 unità astronomiche (U.A.), con temperature che variano tra il centinaio di kelvin delle zone più esterne sino al migliaio di kelvin della parte più interna. Si ritiene che dai dischi protoplanetari abbiano origine i sistemi planetari.

modifica Formazione

Per approfondire, vedi la voce Formazione stellare.

Rappresentazione artistica di un disco protoplanetario.

Il disco protoplanetario dell'oggetto di Herbig-Haro HH 30 nel Toro, distante 450 a.l. dal sistema solare. Dal disco si propaga un flusso molecolare bipolare, una struttura comune in simili formazioni.

Le protostelle si formano tipicamente da una nube molecolare, che consiste principalmente di idrogeno molecolare. Quando una di queste nubi raggiunge una massa, densità e dimensioni critiche che soddisfino i criteri dell'instabilità di Jeans, inizia a collassare sotto l'azione della sua stessa forza di gravità. Mentre la nube si contrae, la conservazione del momento angolare fa sì che i movimenti casuali presenti nella nube diventino una rotazione coerente; la forza centrifuga generata dalla rotazione fa assumere alla nube l'aspetto di un disco. Il collasso iniziale dura all'incirca 100 000 anni, in seguito ai quali la superficie della stella raggiunge una temperatura simile a quella delle stelle di sequenza principale (stelle nane) della stessa massa e diventa visibile: la stella passa alla fase T Tauri. Durante questo stadio la stella prosegue il suo accrescimento per altri 10 milioni di anni,^[1] grazie al continuo flusso in entrata del gas, fino all'innesco, nel nucleo della stella delle reazioni di fusione nucleare dell'idrogeno in elio, quando la stella raggiunge la completa stabilità della sequenza principale. A questo punto il vento stellare, emesso dalla stella neoformata, spazza via le zone più interne del disco, arrestando l'accrescimento della stella. Il disco protoplanetario più vecchio conosciuto ha un'età stimata di 25 milioni di anni.^[2]

L'ipotesi nebulare sulla formazione di un sistema planetario descrive come i dischi protoplanetari diventino successivamente sistemi planetari. Le interazioni elettrostatiche e gravitazionali contribuiscono all'aggregazione dei granelli di polvere e di ghiaccio fino a diventare dei planetesimi. Questo processo deve far fronte al vento stellare, che spinge il gas fuori dal sistema e all'accrescimento che attira la materia verso il centro della stella.

modifica Dischi protoplanetari degni di nota

Alcuni dischi protoplanetari sono stati osservati intorno a delle giovani stelle nella nostra galassia. Recente osservazioni eseguite dal telescopio spaziale Hubble hanno mostrato diversi proplyd attorno a stelle in formazione nella Nebulosa di Orione.

Gli astronomi hanno scoperto dei vasti dischi di materia, che anch'essi potrebbero essere dei dischi protoplanetari intorno alle stelle Vega, Alphecca e Fomalhaut (attorno alla quale orbita il pianeta Fomalhaut b), tutte e tre molto vicine al nostro Sole.

Diagramma che mostra la composizione di due dischi protoplanetari. (SST, NASA)

modifica Presenza di acqua

L'acqua è l'unica sostanza conosciuta che è stata trovata sia allo stato solido (ghiaccio) che gassoso in grandi quantità nei dischi planetari. In base alle loro relative proporzioni si possono stabilire le caratteristiche fisiche di una nebulosa e lo stadio del processo formativo dei pianeti. Il disco protoplanetario tipico è caratterizzato dal predominio di acqua allo stato gassoso al centro e da ghiaccio nell'area compresa tra il centro e la circonferenza del disco.

modifica Note

^ Mamajek, E.E., Meyer, M.R., Hinz, P.M., Hoffmann, W.F., Cohen, M., & Hora, J.L. (2004). Constraining the Lifetime of Circumstellar Disks in the Terrestrial Planet Zone: A Mid-Infrared Survey of the 30 Myr old Tucana-Horologium Association. The Astrophysical Journal 612: 496–510. DOI:10.1086/422550.
^ White, R.J. & Hillenbrand, L.A. (2005). A Long-lived Accretion Disk around a Lithium-depleted Binary T Tauri Star. The Astrophysical Journal 621: L65–L68. DOI:10.1086/428752.

modifica Bibliografia

Sandford S. Davis (2006). A New Model for Water Vapor and Ice Abundance in a Protoplanetary Nebula American Astronomical Society, DPS meeting #38, #66.07.
Barrado y Navascues, D. (1998). The Castor moving group: The age of Fomalhaut and Vega. Astronomy and Astrophysics 339 (3): 831–839.
Kalas, Paul, J. Graham & M. Clampin (2005). A planetary system as the origin of structure in Fomalhaut's dust belt. Nature 435 (7045): 1067–1070. DOI:10.1038/nature03601.

modifica Voci correlate

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Formazione Stellare
Tappe:	Nube molecolare (Gigante • Mezzo interstellare) • Regione H II • Globulo di Bok (Nebulosa oscura) • Oggetto stellare giovane • Protostella • Stella pre-sequenza principale (Stella T Tauri • Stella FU Orionis • Stella Ae/Be di Herbig) • Nebulosa solare (Disco protoplanetario)
Oggetti:	Oggetto di Herbig-Haro
Concetti di base:	Funzione di massa iniziale • Instabilità di Jeans • Meccanismo di Kelvin-Helmholtz

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