Estructuras activas del universo: los discos de acrecimiento

25 Jun 2015

From the OSR Blog

El disco de acrecimiento es una estructura que se encuentra alrededor de un objeto central masivo. El disco alimenta el cuerpo central contribuyendo a su aumento de masa y la dinámica de estos objetos astrofísicos está gobernada por la ley de conservación del momento angular.

Estos discos pueden encontrarse alrededor de un agujero negro o de estrellas en proceso de formación, en este último caso se denominan también discos circumestelares. Los sistemas planetarios se forman a partir de discos de este tipo mediante su acrecimiento o agregación de las particulas van formando los planetas o satélites y los cuerpos menores del sistema.

Etimología e identidad del disco

El término “acrecimiento” deriva del latín con el significado de “aumentar” o “incrementar” algo. Esta palabra se usó primero en mineralogía y en geofísica para describir como los yacimientos y los continentes crecían por la adición de materiales, principalmente los que pasan del estado líquido al sólido.

Los primeros discos que se describen tienen correspondencia con las primeras teorías sobre la formación del sistema solar, como por ejemplo la teoría de la nebulosa planetaria. Según esta teoría, una nebulosa más o menos plana, empieza a girar sobre un centro gravitacional, o sea alrededor de una materia que poco a poco atrae hacia sí misma más material del resto de la nebulosa y entonces la nebulosa llega a ser un disco de acrecimiento que alimenta al centro de gravedad que luego originará al sol.

Una estrella situada por ejemplo en un sistema binario puede también formar un disco de acrecimiento robando materia de las capas exteriores de su compañera. Esta materia va formando un anillo en torno a la estrella captora, pudiendo llegar a caer sobre la superficie de la misma tras formar una trayectoria en espiral. Debido a las velocidades que alcanza esta materia, se observa una emisión de rayos X, que sirve para detectar objetos que no emiten radiación por sí solos, como en el caso de las estrellas de neutrones o los agujeros negros.

Los discos de acrecimiento en los agujeros negros

Hoy día se han encontrado muchísimos discos de acrecimiento alrededor de estrellas de neutrones, agujeros negros y sistemas binarios. Pero estos discos tienen un comportamiento diferente según el caso; ya que en la teoría con un disco de acrecimiento en un agujero negro, la materia atraída por el agujero se calienta en la medida que se acerca al mismo; es como cuando comprimimos un gas en un recipiente cerrado como la bomba manual para inflar los neumáticos de una bicicleta, si uno tapa el orificio de salida del aire y presiona el émbolo notaremos que el cilindro se calienta. Entonces tendremos dos fuerzas que van a intervenir: el calor generado por las partículas y la gravedad del agujero negro.

Cerca del agujero, como resultado del proceso, se forma una masa de gas caliente e ionizado formando una especie de cilindro alrededor del agujero que se conoce con el nombre de toroide o simplemente toro. Del lado de adentro del toroide la materia tiende a caer al agujero negro y del otro lado se forma el resto del disco de acrecimiento con todos los gases suficientemente calientes como para no caer en el agujero negro pero que no pueden escapar a su gravedad. La materia que colapsa en el agujero negro produce una gran cantidad de “rayos X” absorbidos por el toroide y el resto de la nube, pero estos pueden escapar por encima y por debajo de la misma nube.

Otra tipología de disco: el disco circumestelar.

Es una estructura material con forma de anillo situada alrededor de una estrella. Este disco está formado por gas, polvo y objetos rocosos o de hielo denominados planetesimales.

Estos discos se originan generalmente durante la formación de estrellas, a partir de la misma nube de gas y polvo que se forma de ésta. La mayor parte del material es expulsado por el viento estelar, sin embargo una cantidad residual puede sobrevivir en forma de Cinturón de asteroides o Cinturón de Kuiper.

Procesos de formaciones del disco de acrecimiento

Muchos discos de acrecimiento no se pueden observar a simple vista ni con los telescopios ópticos. Los que sí se pueden observar son los de las estrellas binarias y los de las galaxias; que son los más impresionantes. De hecho, cuando dos estrellas forman un sistema binario puede que una de ella arrastre materia de la otra hacia sí misma, si no es el caso en ambas son lo suficientemente grandes como para arrastrar materia una de la otra. Entonces se forma el disco de acrecimiento, salvo en el caso en que se forma un toroide entre ambos, pues intercambian materia entre ambos. Un disco de acrecimiento galáctico se forma por el choque de galaxias entre sí o porque el nucleo de una galaxia está activo, es decir que absorbe la materia a su alrededor ya que se trata de un enorme agujero negro.

Muchas galaxias y estrellas se han formado en discos de acrecimiento de muy diferentes dimensiones. El gas es el elemento responsable de su formación y todo gas posee una cantidad de rotación. Las enormes nubes de gas que colapsan y van formando estas estructuras, al principio giran muy lentamente manteniéndose en un delicado equilibrio que se puede romper debido a la onda de presión de una supernova o que alcanza una cantidad de masa crítica por ejemplo. Cuando sobreviene esta inestabilidad la nube empieza a cambiar su aspecto que la conducirá a formar un disco.

En las zonas de mayor rotación centrifuga, la nube adquiere cada vez mayor intensidad y esta asimetría es la que acaba por dar forma al disco. 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 gravedad y rotación es la que le da la forma de disco. Los discos más activos presentan algunos chorros a lo largo del eje de rotación y este fenómeno se denomina difusión ambipolar. Los procesos de emisión de esos chorros no se conocen con precisión aunque se cree que tienen que ver con algún campo magnético.