NADA

Klahr, H.H.; Bodenheimer, P. (2003). «Turbulence in accretion disks: vorticity generation and angular momentum transport via the global baroclinic instability». The Astrophysical Journal 582 (2): 869–892. arXiv:astro-ph/0211629. Bibcode:2003ApJ...582..869K. doi:10.1086/344743.18 El resultado de este proceso es el crecimiento tanto de la protoestrella y del disco radio, lo que puede llegar a 1.000UA si el momento angular inicial de la nebulosa es lo suficientemente grande. 29 discos grandes son rutinariamente observado en muchas regiones de formación estelar, como la Nebulosa de Orion.12

Archivo:Artist’s impression of the disc and gas streams around HD 142527 (Animation).ogg
Artist's impression of the disc and gas streams around young star HD 142527.41
La vida útil de los discos deacreción es de unos 10 millones de años.11 Por el momento la estrella alcanza el estadio T-Tauri clásica, el disco se vuelve más delgada y se enfría34 Los materiales menos volátiles comienzan a condensar cerca de su centro, formando 0,1-1 micras granos de polvo que contienen cristalinas silicatos.13 El transporte del material desde el disco exterior puede mezclar estos recién formado granos depolvo con elementos primordiales los primordiales, que contienen materia orgánica y otros volátiles. Esta mezcla se puede explicar algunas peculiaridades en la composición de los cuerpos del sistema solar, tales como la presencia de interestelares granos en las primitivas meteorito s e inclusiones refractarias en los cometas.40


Varios formación planetaria procesos, incluyendo exocometas y otrosplanetesimales, alrededor de Beta Pictoris, un tipo muy joven AV estrellas (NASA concepción del artista).
Las partículas de polvo tienden a pegarse entre sí en el entorno de disco denso, lo que lleva a la formación de partículas más grandes de hasta varios centímetros de tamaño.42 Las firmas del procesamiento de polvo y coagulación se observan en los espectros infrarrojos de los discos jóvenes.13Además agregación puede conducir a la formación de planetesimales de medición 1 kilometros a través de o más grandes, que son los bloques de construcción de planetas.4 42 . Formación Planetesimal es otro problema sin resolver de la física del disco, tan simple escollo vuelve ineficaz como las partículas de polvo crecen19 La hipótesis favorita es la formación por la inestabilidad gravitacional. Laspartículas de varios centímetros de tamaño o más grandes se asientan lentamente cerca del plano medio del disco, formando una muy delgada-menos de 100 km-y densa capa. Esta capa es gravitacionalmente inestable y puede fragmentarse en numerosos grumos, que a su vez colapso en planetesimales.4 19

Formación planetaria también puede ser desencadenada por la inestabilidad gravitacional dentro delpropio disco, lo que conduce a su fragmentación en grupos. Algunos de ellos, si son lo suficientemente densa, se Contraer, que puede conducir a una rápida formación de gigantes de gases de planetas e incluso enana marrón s en la escala de tiempo de 1.000 años.43 Sin embargo, sólo es posible en discos más masivos masiva de 0,3 masas solares. En comparación masas de disco típicos son 0,01-0,03 masassolares. Debido a que los discos masivos son raros, se cree que este mecanismo de la formación de planetas a ser poco frecuentes.4 16 Por otro lado, este mecanismo puede jugar un papel importante en la formación de enanas marrones.44


Colisión de un asteroide-planetas construcción (concepto) del artista.
La Mejor disipación de los discos protoplanetarios se desencadena por un número dediferentes mecanismos. La parte interior del disco de acreción está bien por la estrella o expulsado por el chorros bipolares,34 35 mientras que la parte exterior se puede evaporar bajo una potente radiación UV de la estrella durante la etapa T Tauri45 o por estrellas cercanas.37 El gas en la parte central o bien se puede acreción o expulsado por los planetas en crecimiento, mientras que las pequeñas...