300px|thumbnail|Imagen tomada por el Telescopio espacial Hubble de un disco de acrecimiento rodeando el agujero negro del núcleo de la galaxia elíptica NGC 4261. miniaturadeimagen|330x330px|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.
Formación de discos de acrecimiento thumb|300px|left|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. miniaturadeimagen|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,
Donde representa la velocidad angular de un elemento fluido y 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 en algún momento 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 convencional (discutido a continuación) introduce un parámetro ajustable 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 donde es la velocidad del sonido, es la altura de escala del disco, y es un parámetro libre entre cero (sin acreción) y aproximadamente uno. En un medio turbulento , donde es la velocidad de las celdas turbulentas en relación con el movimiento medio del gas, y es el tamaño de las celdas turbulentas más grandes, que se estima como y , donde es la velocidad angular orbital kepleriana, es la distancia radial desde el objeto central de la masa . 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 parámetro. Muchos de los observables dependen solo débilmente de entonces, esta teoría es predictiva a pesar de que tiene un parámetro libre.
Usando la ley de opacidad de Kramers se encuentra que:
Donde y son la temperatura y la densidad del plano medio, respectivamente. es la tasa de acreción, en unidades de , es la masa del objeto acretor central en unidades de masa solar, , es el radio de un punto en el disco, en unidades de , y , donde 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 , que es estable en ambos sentidos supone que la viscosidad es proporcional a la presión del gas . En el modelo estándar de Shakura–Sunyaev, se supone que la viscosidad es proporcional a la presión total desde .
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 miniaturadeimagen|HH-30, un objeto Herbig-Haro rodeado por un disco de acreción