Околозвездный диск

Накопление материи вокруг звезды

Околозвездные диски HD 141943 и HD 191089. Нижние изображения являются иллюстрациями реальных изображений выше. ^[1]

Околозвездный диск (или околозвездный диск ) — это тор , блин или кольцеобразный аккреционный диск вещества, состоящего из газа , пыли , планетезималей , астероидов или фрагментов столкновений на орбите вокруг звезды . Вокруг самых молодых звезд они являются резервуарами материала, из которого могут образоваться планеты. Вокруг зрелых звезд они указывают на то, что произошло формирование планетезималей , а вокруг белых карликов они указывают на то, что планетарный материал пережил всю звездную эволюцию. Такой диск может проявляться по-разному.

Молодая звезда

Звезда SAO 206462 имеет необычный околозвездный диск.

Согласно широко принятой модели звездообразования , иногда называемой небулярной гипотезой , молодая звезда ( протозвезда ) образуется в результате гравитационного коллапса кармана материи внутри гигантского молекулярного облака . Падающий материал обладает некоторым количеством углового момента , что приводит к образованию газообразного протопланетного диска вокруг молодой вращающейся звезды. Первый представляет собой вращающийся околозвездный диск из плотного газа и пыли, который продолжает питать центральную звезду. Он может содержать несколько процентов массы центральной звезды, в основном в виде газа, который сам по себе в основном является водородом . Основная фаза аккреции длится несколько миллионов лет, со скоростью аккреции, как правило, между 10−7 ^и 10−9 ^{солнечных} масс в год (скорости для типичных систем представлены в Hartmann et al. ^[2] ).

Иллюстрация динамики проплида

Диск постепенно остывает в так называемой стадии звезды T Тельца . Внутри этого диска может происходить образование мелких пылевых частиц из камней и льда, которые могут коагулировать в планетезимали . Если диск достаточно массивен, начинается неуправляемая аккреция, приводящая к появлению планетарных эмбрионов. Считается, что образование планетных систем является естественным результатом звездообразования. Для формирования звезды, подобной Солнцу, обычно требуется около 100 миллионов лет.

Вокруг Солнечной системы

Художественное представление переходного диска вокруг молодой звезды . ^[3]

• Пояс астероидов — скопление малых тел в Солнечной системе , расположенное между орбитами Марса и Юпитера. Является источником межпланетной пыли.
• Пояс Эджворта-Койпера , за орбитой Нептуна
• Рассеянный диск , за орбитой Нептуна
• Облако Хиллс ; только внутреннее облако Оорта имеет тороидоподобную форму. Внешнее облако Оорта имеет более сферическую форму.

Двоичная система

Двойной диск вокруг AK Scorpii , молодой системы в созвездии Скорпиона. Изображение диска получено с помощью ALMA .

Падение газа на двойную систему позволяет формировать околозвездные и околодвойные диски. Формирование такого диска произойдет для любой двойной системы , в которой падающий газ содержит некоторую степень углового момента. ^[4] Общая прогрессия формирования диска наблюдается с увеличением уровней углового момента:

• Околопервичный диск — это диск, который вращается вокруг первичной (т.е. 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 (т. е. менее массивной) звезды двойной звездной системы. Этот тип диска образуется только при наличии достаточно высокого уровня углового момента в падающем газе. Требуемое количество углового момента зависит от отношения массы вторичной к первичной. Иногда можно увидеть околовторичный диск, проходящий перед первичной.
• Циркумбинарный диск — это диск, который вращается вокруг как первичных, так и вторичных звезд. Такой диск сформируется позже, чем первичный и вторичный диски, с внутренним радиусом, намного большим, чем радиус орбиты двойной системы . Циркумбинарный диск может сформироваться с верхним пределом массы приблизительно в 0,005 солнечных масс, ^[5] в этот момент двойная система , как правило, не может возмущать диск достаточно сильно для того, чтобы газ мог далее аккрецироваться на первичный и вторичный диски. ^[4] Пример циркумбинарного диска можно увидеть вокруг звездной системы GG Tauri . ^[6]
• Учитывая формирование циркумбинарного диска, образование внутренней полости, окружающей двойную, неизбежно. Эта полость является результатом спиральных волн плотности, расположенных на резонансах Линдблада , в частности, внешних резонансах Линдблада. Точные резонансы, которые вырезают полость, зависят от эксцентриситета двойной , но в каждом случае размер полости пропорционален разделению двойной . ^[7] ${\displaystyle e_{b}}$ ${\displaystyle a_{b}}$

Изменчивость аккреции

Краткосрочная изменчивость

Ориентировочная временная шкала, которая управляет краткосрочной эволюцией аккреции на двойные в пределах циркумбинальных дисков, — это орбитальный период двойной системы . Аккреция во внутреннюю полость не является постоянной и меняется в зависимости от и поведения газа вдоль самой внутренней области полости. Для неэксцентричных двойных систем изменчивость аккреции совпадает с кеплеровским орбитальным периодом внутреннего газа, который образует комки, соответствующие внешним резонансам Линдблада. Этот период примерно в пять раз больше двойного орбитального периода. Для эксцентричных двойных систем период изменчивости аккреции такой же, как и двойного орбитального периода, поскольку каждый компонент двойной системы зачерпывает вещество из циркумбинального диска каждый раз, когда он достигает апоцентра своей орбиты. ^[7] ${\displaystyle P_{b}}$ ${\displaystyle e_{b}}$ ${\displaystyle m=1}$

Долгосрочная изменчивость

Эксцентричные двойные также видят изменчивость аккреции в вековых масштабах времени, в сотни раз превышающую период двойных. Это соответствует скорости прецессии апсид внутреннего края полости, которая развивает свой собственный эксцентриситет , вместе со значительной областью внутреннего циркумбинарного диска до . ^[7] Этот эксцентриситет может, в свою очередь, влиять на аккрецию внутренней полости, а также на динамику дальше в диске, такую ​​как формирование и миграция циркумбинарных планет . ${\displaystyle e_{d}}$ ${\displaystyle \sim 10a_{b}}$

Орбитальная эволюция

Первоначально считалось, что все двойные, расположенные в пределах циркумбинарного диска, будут эволюционировать в сторону орбитального распада из-за гравитационного момента циркумбинарного диска, в первую очередь из материала на самом внутреннем крае вырезанной полости. Этот распад больше не гарантируется, когда происходит аккреция с циркумбинарного диска на двойную, и может даже привести к увеличению двойных разделений. Динамика орбитальной эволюции зависит от параметров двойной, таких как отношение масс и эксцентриситет , а также термодинамики аккрецирующего газа. ^[7] ${\displaystyle q_{b}}$ ${\displaystyle e_{b}}$

Неправильно отрегулированные диски

После формирования околозвездного диска в околозвездном материале создаются спиральные волны плотности посредством дифференциального крутящего момента, вызванного гравитацией двойной звезды. ^[4] Большинство этих дисков формируются осесимметричными относительно плоскости двойной звезды, но такие процессы, как эффект Бардина-Петтерсона ^[8] , несоосное дипольное магнитное поле ^[9] и давление излучения ^[10], могут привести к значительному искривлению или наклону изначально плоского диска.

Убедительные доказательства наклонных дисков наблюдаются в системах Her X-1, SMC X-1 и SS 433 (среди прочих), где наблюдается периодическая блокировка рентгеновского излучения на линии прямой видимости в течение порядка 50–200 дней; это намного медленнее, чем период обращения двойной системы по орбите около 1 дня. ^[11] Считается, что периодическая блокировка является результатом прецессии околоосновного или околоосновного диска, которая обычно происходит ретроградно по отношению к двойной орбите в результате того же дифференциального крутящего момента, который создает спиральные волны плотности в осесимметричном диске.

Доказательства наклонных циркумбинарных дисков можно увидеть через искривленную геометрию внутри околозвездных дисков, прецессию протозвездных струй и наклонные орбиты околопланетных объектов (как видно в затменной двойной звезде TY CrA). ^[5] Для дисков, вращающихся вокруг двойной звезды с низким отношением вторичной массы к первичной, наклонный циркумбинарный диск будет испытывать жесткую прецессию с периодом порядка лет. Для дисков вокруг двойной звезды с отношением масс, равным единице, дифференциальные 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 звезд часто выровнены с орбитой двойных звезд. Двойные звезды с периодом более одного месяца обычно показывают несовпадение диска с орбитой двойных звезд. ^[12]

Пыль

Первичное облако газа и пыли, окружавшее молодую звезду HD 163296. [ ^13]

• Диски обломков состоят из планетезималей вместе с мелкой пылью и небольшим количеством газа, образующегося в результате их столкновений и испарения. Первоначальный газ и мелкие частицы пыли были рассеяны или аккумулированы в планеты. ^[14]
• Зодиакальное облако или межпланетная пыль — это вещество в Солнечной системе, образующееся в результате столкновений астероидов и испарения комет, которое наблюдатели на Земле видят как полосу рассеянного света вдоль эклиптики перед восходом или после захода Солнца.
• Экзодиакальная пыль — это пыль вокруг другой звезды (не Солнца), расположенной в месте, аналогичном месту расположения Зодиакального света в Солнечной системе.

Этапы

Протопланетный диск AS 209. ^[15]

Стадии в околозвездных дисках относятся к структуре и основному составу диска в разные моменты его эволюции. Стадии включают фазы, когда диск состоит в основном из частиц субмикронного размера, эволюцию этих частиц в зерна и более крупные объекты, агломерацию более крупных объектов в планетезимали и рост и орбитальную эволюцию планетезималей в планетные системы, такие как наша Солнечная система или многие другие звезды.

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

Основные этапы эволюции околозвездных дисков: ^[16]

• 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 этой стадии диск демонстрирует значительное снижение содержания газа и пыли и обладает свойствами, промежуточными между протопланетными и осколочными дисками.
• Диски обломков : На этой стадии околозвездный диск представляет собой разреженный пылевой диск, содержащий небольшое количество газа или даже не содержащий его вообще. Он характеризуется временем жизни пыли ^{[ необходимо уточнение ]} меньшим, чем возраст диска, что указывает на то, что диск является диском второго поколения, а не первичным.

Рассеивание и эволюция диска

Изображение пояса астероидов Фомальгаута, полученное космическим телескопом Джеймса Уэбба ^[17] с аннотациями НАСА.

Рассеивание материала является одним из процессов, ответственных за эволюцию околозвездных дисков. Вместе с информацией о массе центральной звезды, наблюдение за рассеиванием материала на разных стадиях околозвездного диска может быть использовано для определения временных масштабов, вовлеченных в его эволюцию. Например, наблюдения за процессом рассеивания в переходных дисках (дисках с большими внутренними отверстиями) оценивают средний возраст околозвездного диска примерно в 10 млн лет. ^{[18] [19]}

Процесс диссипации и его продолжительность на каждом этапе не до конца понятны. Для объяснения дисперсии в околозвездных дисках было предложено несколько механизмов с различными предсказаниями наблюдаемых свойств дисков. Такие механизмы, как уменьшение непрозрачности пыли из-за роста зерен ^{[20] ,} фотоиспарение материала рентгеновскими или ультрафиолетовыми фотонами от центральной звезды ( звездный ветер ) ^[21] или динамическое влияние гигантской планеты, формирующейся внутри диска ^[22], являются некоторыми из процессов, которые были предложены для объяснения диссипации.

Диссипация — это процесс, который происходит непрерывно в околозвездных дисках на протяжении всей жизни центральной звезды, и в то же время, на той же стадии, это процесс, который присутствует в разных частях диска. Диссипацию можно разделить на внутреннюю дисковую диссипацию, среднюю дисковую диссипацию и внешнюю дисковую диссипацию, в зависимости от рассматриваемой части диска. ^[23]

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

Рассеивание в середине диска происходит в средней части 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 , действительно в средней инфракрасной области, что делает очень сложным обнаружение и предсказание временных рамок рассеяния этой области. Исследования, проведенные для определения временных рамок рассеяния в этой области, дают широкий диапазон значений, предсказывая временные шкалы от менее 10 до 100 млн лет.

Рассеивание внешнего диска происходит в областях между 50 и 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 ^{солнечных} масс. ^[24] Исследования более старых дисков обломков ( ^107–109 лет ) предполагают ^, что масса пыли составляет всего 10−8 ^{солнечных} масс, что подразумевает, что диффузия во внешних дисках происходит в течение очень длительного времени. ^[25]

Как уже упоминалось, околозвездные диски не являются равновесными объектами, а вместо этого постоянно развиваются. Эволюция поверхностной плотности диска, которая представляет собой количество массы на единицу площади, после того как объемная плотность в определенном месте в диске была интегрирована по вертикальной структуре, определяется как: где — радиальное местоположение в диске, а — вязкость в месте . ^[26] Это уравнение предполагает осесимметричную симметрию в диске, но совместимо с любой вертикальной структурой диска. ${\displaystyle \Sigma }$ ${\displaystyle {\frac {\partial \Sigma }{\partial t}}={\frac {3}{r}}{\frac {\partial }{\partial r}}\left[r^{1/2}{\frac {\partial }{\partial r}}\nu \Sigma r^{1/2}\right]}$ ${\displaystyle r}$ ${\displaystyle \nu }$ ${\displaystyle r}$

Вязкость в диске, будь то молекулярная, турбулентная или иная, переносит угловой момент наружу в диске и большую часть массы внутрь, в конечном итоге аккрецируя на центральный объект. ^[26] Аккреция массы на звезду в терминах вязкости диска выражается: где - внутренний радиус. ${\displaystyle {\dot {M}}}$ ${\displaystyle \nu }$ ${\displaystyle {\dot {M}}=3\pi \nu \Sigma \left[1-{\sqrt {\frac {r_{\text{in}}}{r}}}\right]^{-1}}$ ${\displaystyle r_{\text{in}}}$

Прямая визуализация

Гамбургер Гомеса, где яркие «булочки» — это рассеянный свет звезды на поверхности диска. Красновато-темная «котлета» представляет собой среднюю плоскость диска.

Изображения на 4,44 и 3,56 микрон околозвездного осколочного диска вокруг AU mic, красного карлика

Протопланетные диски и диски мусора можно визуализировать разными методами. Если диск виден с ребра, диск иногда может блокировать свет звезды, и диск можно наблюдать напрямую без коронографа или других передовых методов (например, туманность Гамбургер Гомеса или Летающая тарелка ^[27] ). Другие диски, видимые с ребра (например, Бета Живописца или AU Микроскопа ) и диски, видимые плашмя (например, IM Волка или AB Возничего ), требуют коронографа, адаптивной оптики или дифференциальных изображений для получения изображения диска с помощью телескопа. Эти оптические и инфракрасные наблюдения, например, с помощью SPHERE , обычно делают изображение света звезды, рассеиваемого на поверхности диска, и отслеживают мелкие частицы пыли микронного размера. С другой стороны, радиорешетки, такие как ALMA, могут отображать более крупные миллиметровые частицы пыли, обнаруженные в средней плоскости диска. ^[28] Радиорешетки, такие как ALMA, также могут обнаруживать узкое излучение от газа диска. Это может выявить скорость газа внутри и вокруг диска. ^[29] В некоторых случаях протопланетный диск, видимый с ребра (например, CK 3 ^{[30] [31]} или ASR 41 ^[32] ), может отбрасывать тень на окружающий пылевой материал. Эта отбрасываемая тень работает как игра теней , и проекция диска намного больше, чем истинный размер диска. ^[30]

Смотрите также

• Список разрешенных околозвездных дисков
• Список транзитных околовторичных дисков
• Аккреционный диск
• Околозвездная оболочка
• Разрушенная планета
• Экзоастероид
• Экзопланета
• Формирование и эволюция Солнечной системы
• диск Питера Пэна
• Звезда Табби − странно тускнеющая звезда
• WD 1145+017 - планетезималь, разрушающая звезду , создающая пылевой диск

Ссылки

1. "Окружные звездные диски HD 141943 и HD 191089". Изображения ESA/Hubble . Получено 29 апреля 2014 г.
2. Хартманн, Л.; Кальве, Н .; Гуллбринг, Э.; Д'Алессио, П. (1998). «Аккреция и эволюция дисков типа Т Тельца». The Astrophysical Journal . 495 (1): 385–400. Bibcode : 1998ApJ...495..385H. doi : 10.1086/305277 .
3. "ALMA раскрывает места строительства планет" . Получено 21 декабря 2015 г.
4. Bate, M; Bonnell, A (1997). "Аккреция во время формирования двойной звезды - II. Газовая аккреция и формирование диска". MNRAS . 285 (1): 33–48. Bibcode :1997MNRAS.285...33B. doi : 10.1093/mnras/285.1.33 .
5. Larwood, JD; Papaloizou, JCB (1997). "Гидродинамический отклик наклонного циркумбинарного диска: линейная теория и нелинейное численное моделирование". MNRAS . 285 (2): 288. arXiv : astro-ph/9609145 . Bibcode :1997MNRAS.285..288L. doi : 10.1093/mnras/285.2.288 .
6. C. Roddier; F. Roddier; MJ Northcott; JE Graves; K. Jim (1996). «Адаптивная оптическая визуализация GG Tauri: оптическое обнаружение циркумбинарного кольца». The Astrophysical Journal . 463 : 326–335. Bibcode : 1996ApJ...463..326R. doi : 10.1086/177245.
7. Лай, Донг; Муньос, Диего Дж. (2023-08-18). «Циркумбинарная аккреция: от двойных звезд до массивных двойных черных дыр». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 61 (1): 517–560. arXiv : 2211.00028 . Bibcode : 2023ARA&A..61..517L. doi : 10.1146/annurev-astro-052622-022933. ISSN  0066-4146.
8. JM Bardeen; JA Petterson (1975). "Эффект Лензе-Тирринга и аккреционные диски вокруг черных дыр Керра". The Astrophysical Journal Letters . 195 : L65–L67. Bibcode : 1975ApJ...195L..65B. doi : 10.1086/181711 .
9. C. Terquem; JCB Papaloizou (2000). "Отклик аккреционного диска на наклонный диполь с применением к AA Tau". Астрономия и астрофизика . 360 : 1031. arXiv : astro-ph/0006113 . Bibcode : 2000A&A...360.1031T.
10. JE Pringle (1996). «Самовозбужденное искривление аккреционных дисков». MNRAS . 281 (1): 357–361. Bibcode :1996MNRAS.281..357P. doi : 10.1093/mnras/281.1.357 .
11. PR Maloney; MC Begelman (1997). «Происхождение искривленных прецессирующих аккреционных дисков в рентгеновских двойных системах». The Astrophysical Journal Letters . 491 (1): L43–L46. arXiv : astro-ph/9710060 . Bibcode : 1997ApJ...491L..43M. doi : 10.1086/311058. hdl : 2060/19980058823. S2CID  16725007.
12. "Странные орбиты планетарных дисков 'Татуина'". Национальная радиоастрономическая обсерватория . Получено 21.03.2020 .
13. "Planets in the Making". www.eso.org . Получено 26 декабря 2016 г. .
14. Клар, Хуберт; Бранднер, Вольфганг (2006). Формирование планеты . Издательство Кембриджского университета . п. 25. ISBN 0-521-86015-6.
15. "Safe havens for young planets". www.eso.org . Получено 4 февраля 2019 г. .
16. Хьюз, Эми (2010). "Структура и эволюция околозвездного диска с помощью разрешенных субмиллиметровых наблюдений" (PDF) . Получено 2 февраля 2016 г. .
17. Адкинс, Джейми (2023-05-08). «Уэбб ищет пояс астероидов Фомальгаута и находит гораздо больше». NASA . Получено 2023-05-08 .
18. Мамаек, Эрик (2009). «Начальные условия формирования планет: время жизни первичных дисков». Труды конференции AIP . 1158 : 3–10. arXiv : 0906.5011 . Bibcode : 2009AIPC.1158....3M. doi : 10.1063/1.3215910. S2CID  16660243.
19. Cieza, L; et al. (2007). "Обзор spitzer c2d слабых линий звезд типа T Tauri. II Новые ограничения на временную шкалу для формирования планет". The Astrophysical Journal . 667 (1): 308–328. arXiv : 0706.0563 . Bibcode :2007ApJ...667..308C. doi :10.1086/520698. S2CID  14805330.
20. Uzpen, B; et al. (2008). «Взгляд на природу галактического избытка в среднем ИК-диапазоне». The Astrophysical Journal . 685 (2): 1157–1182. arXiv : 0807.3982 . Bibcode : 2008ApJ...685.1157U. doi : 10.1086/591119. S2CID  17412712.
21. Кларк, C; Джендрин, A; Сотомайор, M (2001). «Рассеивание околозвездных дисков: роль ультрафиолетового переключателя». MNRAS . 328 (2): 485–491. Bibcode :2001MNRAS.328..485C. doi : 10.1046/j.1365-8711.2001.04891.x .
22. Брайден, Г. и др. (1999). «Формирование приливно-индуцированных зазоров в протозвездных дисках: устранение зазоров и подавление протопланетного роста». The Astrophysical Journal . 514 (1): 344–367. Bibcode :1999ApJ...514..344B. doi :10.1086/306917. S2CID  121394271.
23. Хилленбранд, LA (2005). «Ограничения наблюдений за временем жизни пылевых дисков: последствия для формирования планет». arXiv : astro-ph/0511083 .
24. Эйснер, JA; Карпентер, JM (2003). «Распределение масс околозвездного диска в молодом скоплении NGC 2024». The Astrophysical Journal . 598 (2): 1341–1349. arXiv : astro-ph/0308279 . Bibcode : 2003ApJ...598.1341E. doi : 10.1086/379102. S2CID  478399.
25. Уайетт, Марк (2008). «Эволюция осколочных дисков». Annu. Rev. Astron. Astrophys . 46 : 339–383. Bibcode :2008ARA&A..46..339W. doi :10.1146/annurev.astro.45.051806.110525.
26. Armitage, Philip (2011). «Динамика протопланетных дисков». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 49 (1): 195–236. arXiv : 1011.1496 . Bibcode :2011ARA&A..49..195A. doi :10.1146/annurev-astro-081710-102521. S2CID  55900935.
27. [email protected]. "Протопланетный диск Летающей тарелки вокруг 2MASS J16281370-2431391". www.eso.org . Получено 13.03.2024 .
28. Авенхаус, Хеннинг; Кванц, Саша П.; Гаруфи, Антонио; Перес, Себастьян; Касассус, Саймон; Пинте, Кристоф; Бертранг, Геза Х. -М.; Касерес, Клаудио; Бенисти, Мириам; Доминик, Карстен (01.08.2018). "Диски вокруг звезд типа Т Тельца с помощью SPHERE (DARTTS-S). I. Поляриметрическое изображение восьми выдающихся дисков типа Т Тельца с помощью SPHERE/IRDIS". The Astrophysical Journal . 863 (1): 44. arXiv : 1803.10882 . Bibcode :2018ApJ...863...44A. doi : 10.3847/1538-4357/aab846 . ISSN  0004-637X.
29. Пинте, К.; ван дер Плас, Г.; Менар, Ф.; Прайс, диджей; Кристианс, В.; Хилл, Т.; Ментиплей, Д.; Гински, К.; Шоке, Э.; Бёлер, Ю.; Дюшен, Ж.; Перес, С.; Касасс, С. (01 августа 2019 г.). «Кинематическое обнаружение планеты, прорезающей брешь в протопланетном диске». Природная астрономия . 3 (12): 1109–1114. arXiv : 1907.02538 . Бибкод : 2019NatAs...3.1109P. дои : 10.1038/s41550-019-0852-6. ISSN  2397-3366. S2CID  195820690.
30. Pontoppidan, KM; Dullemond, CP (2005-05-01). «Проекция околозвездных дисков на их окружение». Astronomy and Astrophysics . 435 (2): 595–610. arXiv : astro-ph/0502103 . Bibcode : 2005A&A...435..595P. doi : 10.1051/0004-6361:20042059. ISSN  0004-6361.
31. Pontoppidan, Klaus M.; Green, Joel D.; Pauly, Tyler A.; Salyk, Colette; DePasquale, Joseph (2020-06-01). "Изменчивость Большой Дисковой Тени в Змеях". The Astrophysical Journal . 896 (2): 169. arXiv : 2006.05965 . Bibcode :2020ApJ...896..169P. doi : 10.3847/1538-4357/ab91ae . ISSN  0004-637X.
32. Hodapp, Klaus W.; Walker, Christina H.; Reipurth, Bo; Wood, Kenneth; Bally, John; Whitney, Barbara A.; Connelley, Michael (2004-01-01). "Диск тени вокруг молодой звезды ASR 41 в NGC 1333". The Astrophysical Journal . 601 (1): L79–L82. arXiv : astro-ph/0312256 . Bibcode : 2004ApJ...601L..79H. doi : 10.1086/381732. ISSN  0004-637X.

Внешние ссылки

• МакКейб, Каер (30 мая 2007 г.). «Каталог разрешенных околозвездных дисков». NASA JPL . Получено 17 июля 2007 г.
• Галерея изображений пылевых дисков (от Пола Каласа , "Circumstellar Disk Learning Site")