Околозвездный диск

Околозвездный диск (или околозвездный диск ) — это аккреционный диск в форме тора , блина или кольца, состоящий из газа , пыли , планетезималей , астероидов или фрагментов столкновений на орбите вокруг звезды . Вокруг самых молодых звезд они являются резервуарами материала, из которого могут формироваться планеты. Вокруг зрелых звезд они указывают на то, что произошло формирование планетезималей , а вокруг белых карликов — на то, что планетарный материал пережил всю звездную эволюцию. Такой диск может проявлять себя по-разному.

Молодая звезда

Звезда SAO 206462 имеет необычный околозвездный диск.

Согласно широко распространенной модели звездообразования , иногда называемой небулярной гипотезой , молодая звезда ( протозвезда ) образуется в результате гравитационного коллапса кармана материи внутри гигантского молекулярного облака . Падающее вещество обладает некоторым угловым моментом , что приводит к образованию газового протопланетного диска вокруг молодой вращающейся звезды. Первый представляет собой вращающийся околозвездный диск из плотного газа и пыли, который продолжает питать центральную звезду. Она может содержать несколько процентов массы центральной звезды, главным образом в форме газа, который сам по себе состоит в основном из водорода . Основная фаза аккреции длится несколько миллионов лет, при этом темпы аккреции обычно составляют от 10 ^-7 до 10 ^-9 солнечных масс в год (темпы для типичных систем представлены в работе Хартманна и др. ^[2] ).

Диск постепенно остывает на так называемой звездной стадии Т Тельца . Внутри этого диска может происходить образование мелких пылевых частиц из камней и льда, которые могут коагулировать в планетезимали . Если диск достаточно массивен, начинаются безудержные срастания, приводящие к появлению планетарных зародышей. Считается, что образование планетных систем является естественным результатом звездообразования. Для формирования звезды, похожей на Солнце, обычно требуется около 100 миллионов лет.

Вокруг Солнечной системы

Пояс астероидов — резервуар малых тел Солнечной системы , расположенный между орбитами Марса и Юпитера. Это источник межпланетной пыли.
Пояс Эджворта-Койпера , за орбитой Нептуна.
Рассеянный диск , за орбитой Нептуна
Облака холмов ; только внутреннее облако Оорта имеет тороидальную форму. Внешнее облако Оорта имеет более сферическую форму.

Бинарная система

Попадание газа в двойную систему позволяет образовывать околозвездные и околозвездные диски. Образование такого диска произойдет в любой двойной системе , в которой падающий газ содержит некоторую степень углового момента. ^[4] Общий прогресс формирования диска наблюдается с увеличением уровня углового момента:

Околопервичный диск — это диск, который вращается вокруг главной (то есть более массивной) звезды двойной системы. ^[4] Этот тип диска образуется в результате аккреции , если в падающем газе присутствует какой-либо угловой момент. ^[4]
Околовторичный диск — это диск, который вращается вокруг вторичной (то есть менее массивной) звезды двойной звездной системы. Этот тип диска образуется только тогда, когда в падающем газе присутствует достаточно высокий уровень углового момента. Величина требуемого углового момента зависит от соотношения вторичной и первичной масс.
Круговой диск — это диск, который вращается вокруг как первичной, так и вторичной звезды. Такой диск сформируется позже, чем околопервичный и околовторичный диски, с внутренним радиусом, намного большим, чем радиус орбиты двойной системы . Циркулярный диск может образоваться с верхним пределом массы примерно 0,005 массы Солнца, ^[5] в этот момент двойная система, как правило, не может достаточно сильно возмутить диск, чтобы газ мог далее аккрецироваться на околопервичный и околовторичный диски. ^[4] Пример кругового диска можно увидеть вокруг звездной системы GG Тельца . ^[6]

После формирования околозвездного диска внутри околозвездного материала возникают спиральные волны плотности за счет дифференциального крутящего момента, возникающего из-за гравитации двойной системы. ^[4] Большинство этих дисков образуют осесимметричную плоскость бинарной системы, но такие процессы, как эффект Бардина-Петтерсона, ^[7] смещенное дипольное магнитное поле ^[8] и радиационное давление ^[9] могут вызвать значительное деформировать или наклонить диск до первоначально плоского состояния.

Убедительные свидетельства наклонных дисков наблюдаются в системах Her X-1, SMC X-1 и SS 433 (среди прочих), где наблюдается периодическое блокирование рентгеновского излучения на линии прямой видимости порядка 50– 200 дней; намного медленнее, чем двойная орбита системы, составляющая ~ 1 день. ^[10] Считается, что периодическая блокировка возникает в результате прецессии околопервичного или циркумбинарного диска, которая обычно происходит ретроградно по отношению к двойной орбите в результате того же самого дифференциального крутящего момента, который создает спиральные волны плотности в осесимметричном диске.

Доказательства наклона околозвездных дисков можно увидеть через искривленную геометрию внутри околозвездных дисков, прецессию протозвездных струй и наклонные орбиты околопланетных объектов (как это видно в затменной двойной системе TY CrA). ^[5] Для дисков, вращающихся вокруг двойной двойной массы с низким отношением вторичной к первичной масс, наклоненный околодвойной диск будет подвергаться жесткой прецессии с периодом порядка лет. Для дисков вокруг двойной системы с соотношением масс, равным единице, дифференциальные крутящие моменты будут достаточно сильными, чтобы разорвать внутреннюю часть диска на два или более отдельных прецессирующих диска. ^[5]

Исследование 2020 года с использованием данных ALMA показало, что циркумбинарные диски вокруг короткопериодических двойных систем часто выровнены по орбите двойной системы. Двойные системы с периодом более одного месяца обычно демонстрировали несовпадение диска с орбитой двойной системы. ^[11]

Пыль

Диски обломков состоят из планетезималей, мелкой пыли и небольшого количества газа, образующегося в результате их столкновений и испарения. Исходный газ и мелкие частицы пыли были рассеяны или накоплены в планетах. ^[13]
Зодиакальное облако или межпланетная пыль — это материал в Солнечной системе, созданный в результате столкновений астероидов и испарения комет, который наблюдатели на Земле видят в виде полосы рассеянного света вдоль эклиптики перед восходом или после захода солнца.
Экзодиакальная пыль — это пыль вокруг звезды, отличной от Солнца, в месте, аналогичном местоположению Зодиакального света в Солнечной системе.

Этапы

Стадии околозвездных дисков относятся к структуре и основному составу диска в разные периоды его эволюции. Стадии включают в себя фазы, когда диск состоит в основном из частиц субмикронного размера, эволюцию этих частиц в зерна и более крупные объекты, скопление более крупных объектов в планетезимали , а также рост и орбитальную эволюцию планетезималей в планетные системы, подобные нашей. Солнечная система или многие другие звезды.

Иллюстрация художника, дающая простой обзор основных областей протопланетного диска, очерченных линией сажи и инея.

Основные этапы эволюции околозвездных дисков: ^[15]

Протопланетные диски : на этой стадии присутствуют большие количества первичного материала (например, газа и пыли), а диски достаточно массивны, чтобы иметь потенциал для формирования планет.
Переходные диски: на этом этапе в диске наблюдается значительное уменьшение присутствия газа и пыли, и он демонстрирует свойства протопланетного диска и диска обломков.
Диски обломков : на этой стадии околозвездный диск представляет собой разреженный пылевой диск, содержащий небольшое количество газа или даже не содержащий его вообще. Он характеризуется тем, что время жизни пыли ^{[ необходимы разъяснения ]} меньше возраста диска, что указывает на то, что диск принадлежит ко второму поколению, а не к изначальному.

Диссипация и эволюция диска

Диссипация вещества — один из процессов, ответственных за эволюцию околозвездных дисков. Вместе с информацией о массе центральной звезды наблюдение диссипации вещества на разных стадиях околозвездного диска может быть использовано для определения временных рамок его эволюции. Например, наблюдения за процессом диссипации в переходных дисках (дисках с большими внутренними отверстиями) оценивают средний возраст околозвездного диска примерно в 10 млн лет. ^[17]^[18]

Процесс диссипации и его продолжительность на каждой стадии изучены недостаточно. Для объяснения дисперсии в околозвездных дисках было предложено несколько механизмов с разными предсказаниями наблюдаемых свойств дисков. Такие механизмы, как уменьшение непрозрачности пыли из-за роста зерен, ^[19] фотоиспарение материала рентгеновскими или УФ -фотонами центральной звезды ( звездный ветер ) ^[20] или динамическое влияние гигантской планеты, формирующейся внутри диска ^[21] Вот некоторые из процессов, которые были предложены для объяснения диссипации.

Диссипация — процесс, происходящий непрерывно в околозвездных дисках на протяжении всего времени жизни центральной звезды, и в то же время для одной и той же стадии — процесс, присутствующий в разных частях диска. Диссипацию можно разделить на диссипацию внутреннего диска, диссипацию в середине диска и диссипацию внешнего диска, в зависимости от рассматриваемой части диска. ^[22]

Внутренняя диссипация диска происходит во внутренней части диска (<0,05–0,1 ЕД ). Поскольку она находится ближе всего к звезде, эта область также является самой горячей, поэтому присутствующий там материал обычно излучает излучение в ближней инфракрасной области электромагнитного спектра . Исследование излучения очень горячей пыли, присутствующей в этой части диска, показывает, что существует эмпирическая связь между аккрецией из диска на звезду и выбросами в истечение.

Диссипация среднего диска происходит в области среднего диска (1-5 а.е. ) и характеризуется наличием гораздо более холодного материала, чем во внутренней части диска. Следовательно, излучение, испускаемое из этой области, имеет большую длину волны , даже в средней инфракрасной области, что очень затрудняет обнаружение и прогнозирование временных масштабов рассеяния этой области. Исследования, проведенные для определения временных масштабов диссипации в этом регионе, дают широкий диапазон значений, предсказывая временные рамки от менее 10 до 100 млн лет.

Рассеяние внешнего диска происходит в областях между 50–100 а.е. , где температуры намного ниже, а длина волны испускаемого излучения увеличивается до миллиметровой области электромагнитного спектра . Сообщается, что средняя масса пыли для этого региона составляет ~ 10 ^-5 масс Солнца. ^[23] Исследования старых дисков обломков (10 ⁷ - 10 ⁹ лет) предполагают, что массы пыли составляют всего 10 ^-8 солнечных масс, подразумевая, что диффузия во внешних дисках происходит в очень длительном временном масштабе. ^[24]

Как уже упоминалось, околозвездные диски не являются равновесными объектами, а постоянно развиваются. Эволюция поверхностной плотности диска, которая представляет собой количество массы на единицу площади после интегрирования объемной плотности в определенном месте диска по вертикальной структуре, определяется следующим образом: где - радиальное местоположение в диск и вязкость в данном месте . ^[25] Это уравнение предполагает осесимметричную симметрию диска, но совместимо с любой вертикальной структурой диска. $\Сигма$ ${\frac {\partial \Sigma }{\partial t}}={\frac {3}{r}}{\frac {\partial }{\partial r}}\left[r^{1/2}{\frac {\partial }{\partial r}}\nu \Sigma r^{1/2}\right]$ $r$ $\nu$ $r$

Вязкость в диске, будь то молекулярная, турбулентная или другая, переносит угловой момент наружу диска, а большую часть массы внутрь, в конечном итоге аккумулируясь на центральный объект. ^[25] Аккреция массы на звезду выражается через вязкость диска : где – внутренний радиус. ${\dot {M}}$ $\nu$ ${\dot {M}}=3\pi \nu \Sigma \left[1-{\sqrt {\frac {r_{\text{in}}}{r}}}\right]^{-1}$ $r_{\text{in}}$

Смотрите также

Аккреционный диск
Околозвездная оболочка
Разрушенная планета
экзоастероид
Внесолнечная планета
Формирование и эволюция Солнечной системы
диск Питера Пэна
KIC 8462852 — Звезда Табби — странно тускнеющая звезда.
WD 1145+017 — звезда разрушает планетезималь , образуя пылевой диск.

Внешние ссылки

Викискладе есть медиафайлы, связанные с околозвездными дисками .

Маккейб, Каер (30 мая 2007 г.). «Каталог разрешенных околозвездных дисков». Лаборатория реактивного движения НАСА . Проверено 17 июля 2007 г.
Галерея изображений пылевых дисков (от Пола Каласа , «Сайт обучения околозвездным дискам)»