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[[Immagine:M42proplyds.jpg|right|thumb|270px|Un disco protoplanetario nella Nebulosa di Orione.]]
{| style="width:100%; background:transparent; font-size:90%"
Un '''disco protoplanetario''' è una struttura discoidale di gas e [[polvere interstellare|polveri]] in [[orbita]] attorno ad una [[stella]] o, più spesso, ad una [[protostella]]. I dischi protoplanetari raggiungono dimensioni che vanno da qualche decina di [[unità astronomica|unità astronomiche]] (U.A.) sino ad arrivare a 1000 U.A., con [[temperatura|temperature]] che variano tra le decine di [[kelvin]] nelle zone più esterne sul piano dell'orbita del disco sino al migliaio di kelvin nelle parti più interne e superficiali dello stesso. I dischi protoplanetari sono il luogo di formazione dei [[sistema planetario|sistemi planetari]].
| style="background:#e0f0ff; border:1px solid silver; -moz-border-radius-topleft:12px; -webkit-border-top-left-radius:12px; border-top-left-radius:12px; width:20%; height:30px" | [[File:Help-browser.svg|18px|link=Aiuto:Benvenuto]] [[Aiuto:Benvenuto|Benvenuto]]
| style="background:#6495ed; color:white; padding:0.5em 0.5em 0.5em 1em; font-size:140%; border:1px solid silver; -moz-border-radius-topright:12px; -webkit-border-top-right-radius:12px; border-top-right-radius:12px; width:80%" | '''Benvenuto/a su Wikipedia, <span style="color:white"><nowiki></nowiki>GastrBlastr</span>!'''
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| style="background:#e0e6ff; border:1px solid silver; height:30px; padding-left:1em" | [[File:Nuvola apps ksig-vector.svg|18px|link=Aiuto:Guida essenziale]] [[Aiuto:Guida essenziale|Guida essenziale]]
| rowspan="8" style="background:#fffff0; border:1px solid silver; -moz-border-radius-bottomright:12px; -webkit-border-bottom-right-radius:12px; border-bottom-right-radius:12px; padding:0.5em 1em;" |<div style="font-size:105%">Con le tue conoscenze puoi migliorare l'enciclopedia [[Wikipedia:LIBERA|libera]]. Scrivi nuove voci o modifica quelle esistenti, ma non inserire [[Aiuto:Cosa non mettere su Wikipedia|contenuti inadatti]]. '''Il tuo contributo è prezioso'''!<br />
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{{vedi anche|Formazione stellare}}
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[[Immagine:Protoplanetary disk.jpg|thumb|260px|right|Rappresentazione artistica di un disco protoplanetario.]]
[[Immagine:Protoplanetary disk HH-30.jpg|left|220px|thumb|Il disco protoplanetario dell'[[oggetto di Herbig-Haro]] [[HH 30]] nel [[Toro (costellazione)|Toro]], distante 450 [[anno luce|a.l.]] dal [[sistema solare]]. Dal disco si propaga un [[flusso molecolare bipolare]], una struttura comune in simili formazioni.]]
<div align="center" style="font-size:130%">Buon lavoro e buon divertimento da parte di tutti i wikipediani!</div>
Le [[protostella|protostelle]] si [[formazione stellare|formano]] tipicamente da una [[nube molecolare]], che consiste principalmente di [[idrogeno molecolare]]. Quando una di queste nubi raggiunge una [[massa (fisica)|massa]], [[densità]] e dimensioni critiche che soddisfino i criteri dell'[[instabilità di Jeans]], inizia a [[collasso gravitazionale|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 effettiva (astrofisica)|temperatura]] simile a quella delle [[stelle di sequenza principale]] ([[stelle nane]]) della stessa massa e diventa visibile: la stella passa alla [[stella T Tauri|fase T Tauri]]. Durante questo stadio la stella prosegue il suo [[accrezione (astrofisica)|accrescimento]] per altri 10 milioni di anni,<ref>{{Cita pubblicazione | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004ApJ...612..496M | autore=Mamajek, E.E., Meyer, M.R., Hinz, P.M., Hoffmann, W.F., Cohen, M., & Hora, J.L. | titolo= Constraining the Lifetime of Circumstellar Disks in the Terrestrial Planet Zone: A Mid-Infrared Survey of the 30 Myr old Tucana-Horologium Association | rivista= The [[Astrophysical Journal]]| volume=612 | anno=2004 | pagine= 496–510 | doi= 10.1086/422550 }}</ref> grazie al continuo flusso in entrata del gas, fino all'innesco, nel [[nucleo solare|nucleo]] della stella delle [[reazione nucleare|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.<ref>{{Cita pubblicazione | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...621L..65W | autore=White, R.J. & Hillenbrand, L.A.| titolo= A Long-lived Accretion Disk around a Lithium-depleted Binary T Tauri Star | rivista= The [[Astrophysical Journal]]| volume=621 | anno=2005 | pagine= L65–L68| doi= 10.1086/428752 }}</ref>
<div style="margin:0; padding:0; font-size:105%">
L'[[nebulosa solare|ipotesi nebulare]] sulla formazione di un sistema planetario descrive come i dischi protoplanetari diventino successivamente sistemi planetari. Le [[forza coulombiana|interazioni elettrostatiche]] e gravitazionali contribuiscono all'aggregazione dei granelli di polvere e di [[ghiaccio]] fino a diventare dei [[planetesimo|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.
{{Cassetto inizio
|titolo = Altre informazioni
== Dischi protoplanetari degni di nota ==
}}
[[File:Firma e data.png|thumb|Apponi la firma nei tuoi interventi]]
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]].
*[[Portale:Progetti|Visualizza l'elenco]] dei '''[[Wikipedia:Progetto|progetti collaborativi]]''' riguardanti specifiche aree tematiche dell'enciclopedia: puoi partecipare liberamente a quelli di tuo interesse o chiedere suggerimenti.
*Identificati nelle [[Aiuto:Pagina di discussione|pagine di discussione]]: '''[[Aiuto:Firma|firma]] i tuoi interventi''' con il tasto che vedi nell'immagine.
Gli astronomi hanno scoperto dei vasti dischi di [[materia (fisica)|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 [[lista delle stelle più vicine alla Terra|vicine]] al nostro [[Sole]].
*Una volta consultata la Guida essenziale, prova ad ampliare le tue conoscenze sul funzionamento di Wikipedia con il '''[[Aiuto:Tour guidato|Tour guidato]]'''.
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[[Immagine:Ssc2004-08b.jpg|thumb|right|270px|Diagramma che mostra la composizione di due dischi protoplanetari. ([[Telescopio spaziale Spitzer|SST]], [[NASA]])]]
{{-}}
{{Cassetto fine}}
== Presenza di acqua ==
{{Cassetto inizio
|titolo = Serve aiuto?
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.
}}
Se hai bisogno di aiuto, chiedi allo [[Aiuto:Sportello informazioni|sportello informazioni]] (e non dimenticare che la risposta ti verrà data in quella stessa pagina). Se avessi bisogno di un aiuto ''continuativo'', puoi [[Progetto:Coordinamento/Accoglienza/Nuovi_arrivati|richiedere di farti affidare un "tutor"]].
Oltre all'acqua, negli spettri infrarossi dei alcuni dischi protoplanetari è stata rilevata la presenza di ghiaccio di [[metanolo]], ghiaccio di [[anidride carbonica]] e [[silicati]], probabilmente come l'[[olivina]].
<inputbox>
type=commenttitle
== Note ==
bgcolor=white
<references/>
preload=
editintro=
== Bibliografia ==
hidden=yes
* {{Cita pubblicazione | autore= Sandford S. Davis | titolo = A New Model for Water Vapor and Ice Abundance in a Protoplanetary Nebula | rivista = American Astronomical Society, DPS meeting #38, #66.07 | anno = 2006 | url = http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2006DPS....38.6607D }}
page=Aiuto:Sportello_informazioni
* {{Cita pubblicazione | cognome=Barrado y Navascues | nome=D. | anno=1998 | titolo=The Castor moving group: The age of Fomalhaut and Vega | url=http://aa.springer.de/papers/8339003/2300831/small.htm | rivista=Astronomy and Astrophysics | issn= | volume=339 | numero=3 | pagine=831–839 | doi=}}
default=
* {{Cita pubblicazione | cognome=Kalas | nome=Paul | linkautore=Paul Kalas | coautori=J. Graham & M. Clampin | anno=2005 | titolo=A planetary system as the origin of structure in Fomalhaut's dust belt | url= | rivista=Nature | issn= | volume=435 | numero=7045 | pagine=1067–1070 | doi=10.1038/nature03601}}
break=no
buttonlabel=Domanda allo Sportello informazioni
== Voci correlate ==
</inputbox>
* [[Disco di accrescimento]]
{{Cassetto fine}}
* [[Oggetto di Herbig-Haro]]
</div>
* [[Planetesimo]]
<div style="border-bottom:1px solid #eee; padding-top:0.17em; padding-bottom:0.5em"></div>
* [[Protopianeta]]
<div style="font-size:95%">[[file:Flag of the United Kingdom.svg|20px]] Hello and welcome to the Italian Wikipedia! We appreciate your contributions. If your Italian skills are not good enough, that’s no problem. We have an [[Wikipedia:Ambasciata|embassy]] where you can inquire for further information in your native language or you can contact directly [[Wikipedia:Babel/It-0|a user in your language]]. We hope you enjoy your time here!</div>
* [[Nebulosa solare]]
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== Altri progetti ==
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{{interprogetto|commons=Proplyds in the Orion Nebula}}
| style="background:#ffe0f1; border:1px solid silver; height:30px; padding-left:1em" | [[File:Accessories-text-editor.svg|18px|link=Wikipedia:Raccomandazioni e linee guida]] [[Wikipedia:Raccomandazioni e linee guida|Raccomandazioni e linee guida]]
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{{Formazione stellare}}
| style="background:#ffe5e0; border:1px solid silver; height:30px; padding-left:1em" | [[File:Copyright-problem.svg|18px|link=Wikipedia:Copyright]] [[Wikipedia:Copyright|Copyright]]
{{portale|fisica|stelle}}
|-
| style="background:#ffefe0; border:1px solid silver; height:30px; padding-left:1em" | [[File:Crystal Clear app ksirtet.svg|18px|link=Portale:Progetti]] [[Portale:Progetti|Progetti tematici]]
[[Categoria:Oggetti astronomici]]
|-
[[Categoria:Formazione stellare]]
| style="background:#fff8dc; border:1px solid silver; -moz-border-radius-bottomleft:12px; -webkit-border-bottom-left-radius:12px; border-bottom-left-radius:12px; height:30px; padding-left:1em" | [[File:Nuvola apps bookcase.svg|18px|link=Aiuto:Glossario]] [[Aiuto:Glossario|Glossario]]
|}Naturalmente un benvenuto anche da parte mia! Se avessi bisogno di qualcosa non esitare a contattarmi. [[Utente:Vale93b|<span style="color:green">'''Vale'''</span><span style="background:darkgreen"><span style="color:gold">'''93b'''</span></span>]] [[Discussioni utente:Vale93b|<span style="color:blue"><sup>'''Fatti sentire!'''</sup></span>]] 01:01, 2 lug 2019 (CEST)
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