Diferencies ente revisiones de «Hipótesis nebular»

So ciertes circunstancies, el discu, qu'agora puede ser llamáu protoplanetario, puede dar a lluz a un [[sistema planetariu]].<ref name=Montmerle2006 /> Los discos protoplanetarios reparáronse en redol a una fracción bien alzada d'estrelles en cúmulos nuevos [[estrelles]].<ref name=Haisch2001>{{cite journal|last=Haisch|first=Karl Y.|author2=Lada, Elizabeth A. |author3=Lada, Charles J. |títulu=Disk frequencies and lifetimes in young clusters|journal=The Astrophysical Journal|volume=553|issue=2|pages=L153–L156|añu=2001|doi=10.1086/320685| bibcode=2001ApJ...553L.153H|arxiv = astru-ph/0104347 }}</ref><ref name=Megeath2005>{{cite journal|last=Megeath|first=S.T.|author2=Hartmann, L. |author3=Luhmann, K.L. |author4= Fazio, G.G. |títulu=Spitzer/IRAC photometry of the ρ Chameleontis association|journal=The Astrophysical Journal|volume=634|issue=1|pages=L113–L116|añu=2005|doi=10.1086/498503| bibcode=2005ApJ...634L.113M|arxiv = astru-ph/0511314 }}</ref>Ellos esisten dende l'empiezu de la formación d'una estrella, pero nes primeres etapes nun son observables por cuenta de la opacidá de la envoltura circundante.<ref name=Andre1994 /> El discu d'una Clase 0 [[protoestrella]] piénsase que ye masivu y caliente. Trátase d'un discu d'acreción, qu'alimenta la protoestrella central.<ref name=Nakamoto1995 /><ref name=Yorke1999 /> La temperatura puede superar fácilmente los 400 [[Kelvin| K]] dientro de 5 UA y 1000 K dientro de 1 UA.<ref name=Chick1997>{{cite journal|last=Chick|first=Kenneth M.|author2=Cassen, Patrick|títulu=Thermal processing of interstellar dust grains in the primitive solar environment|journal=The Astrophysical Journal|volume=477|issue=1|pages=398–409|añu=1997|doi=10.1086/303700|bibcode=1997ApJ...477..398C}}</ref> El calentamientu del discu ye causada principalmente pola [[mafa| mafosa]] disipación de [[turbulencia]] nella y pol infall del gas de la nebulosa.<ref name=Nakamoto1995 /><ref name=Yorke1999 /> L'alta [[temperatura]] nel discu interior la mayoría de los materiales volátiles como agua, orgánicos, y dalgunos [[roca (xeoloxía)| roques]] se evaporan, dexando solo la mayoría de los elementos refractarios como [[fierro]]. El xelu puede sobrevivir solo na parte esterior del discu.<ref name=Chick1997 />

[[Ficheru:M42proplyds.jpg|thumb | left | 250px | Un discu protoplanetario formar na [[nebulosa de Orión]]]]{{cite journal|last=Klahr|first=H.H.|author2=Bodenheimer, P.|títulu=Turbulence in accretion disks: vorticity generation and angular momentum transport via the global baroclinic instability|journal=The Astrophysical Journal|volume=582|issue=2|pages=869–892| añu=2003|doi=10.1086/344743|bibcode=2003ApJ...582..869K|arxiv = astru-ph/0211629 }}</ref><ref name=Nakamoto1995/> La resultancia d'esti procesu ye la crecedera tanta de la protoestrella y del discu [[radio (xeometría)|radio]], lo que puede llegar a 1000 UA si'l momentu angular inicial de la nebulosa ye lo suficientemente grande. <Ref name=Yorke1999/> discos grandes son rutinariamente reparáu en munches rexones de formación estelar, como la [[nebulosa de Orión]].<ref name=Padgett1999>{{cite journal|last=Padgett|first=Deborah L.| autor1 = Brandner, Wolfgang | autor2 = Stapelfeldt, Karl L. et al. |títulu=Hubble space telescope/nicmos imaging of disks and envelopes around very young stars|journal=The Astronomical Journal|volume=117|issue=3|pages=1490–1504|añu=1999|doi=10.1086/300781| bibcode=1999AJ....117.1490P|arxiv = astru-ph/9902101 }}</ref>

La vida útil de los discos de acreción ye d'unos 10 millones d'años.<ref name=Haisch2001 /> Enagora la estrella algama l'estadiu T-Tauri clásica, el discu vuélvese más delgada y esfrezse<ref name=Hartmann1998 /> Los materiales menos volátiles empiecen a [[condensación| entestar]] cerca del so centru, formando 0,1-1 micres grano de polvu que contienen cristalines [[silicatu|silicatos]].<ref name=Kessler-Silacci2006 /> El tresporte del material dende'l discu esterior puede entemecer estos acabante formar [[polvu cósmico| granos de polvu]] con elementos primordiales los primordiales, que contienen materia orgánico y otros volátiles. Esti amiestu puede esplicase delles peculiaridaes na composición de los cuerpos del sistema solar, tales como la presencia de [[polvu interestelar| interestelares]] granos nes primitivos [[meteoritu|meteoritos]] ya inclusiones refractaries nes cometes.<ref name=Chick1997 />

[[Ficheru:NASA-ExocometsAroundBetaPictoris-ArtistView.jpg|thumb|350px|left|Dellos formación planetaria procesos, incluyendo exocometas y otros [[planetesimales]], alredor de [[Beta Pictoris]], un tipu bien nuevu AV estrelles ([[NASA]] concepción del artista).]]