Околозвездный диск

Накопление вещества вокруг звезды

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

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 в основном состоит 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] ).

Иллюстрация динамики проплида

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

Переходный диск вокруг молодой звезды в представлении художника . ^[3]

• 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

Круговой диск вокруг AK Скорпиона , молодой системы в созвездии Скорпиона. Образ диска был сделан с помощью ALMA .

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 превышающим 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 окружного диска можно увидеть вокруг звездной системы GG Тельца . ^[6]
• Учитывая формирование циркумбинарного диска, образование внутренней полости, окружающей двойную систему, неизбежно. Эта полость является результатом спиральных волн плотности, расположенных в резонансах Линдблада , в частности во внешних резонансах Линдблада. Точные резонансы, вырезающие полость, зависят от эксцентриситета двойной системы , но в каждом случае размер полости пропорционален расстоянию между двумя парами . ^[7] ${\displaystyle e_{b}}$ ${\displaystyle a_{b}}$

Изменчивость аккреции

Краткосрочная изменчивость

Ориентировочным временным масштабом, который управляет краткосрочной эволюцией аккреции на двойные системы внутри околодвойных дисков, является орбитальный период двойной системы . Аккреция во внутреннюю полость не является постоянной и варьируется в зависимости от поведения газа в самой внутренней области полости. Для неэксцентрических двойных систем переменность аккреции совпадает с кеплеровским орбитальным периодом внутреннего газа, в котором образуются сгустки, соответствующие внешним резонансам Линдблада. Этот период примерно в пять раз превышает период обращения двойной системы. Для эксцентрических двойных систем период изменчивости аккреции равен орбитальному периоду двойной системы из-за того, что каждый компонент двойной системы черпает вещество из околодвойного диска каждый раз, когда он достигает апоцентра своей орбиты. ^[7] ${\displaystyle P_{b}}$ ${\displaystyle e_{b}}$ ${\displaystyle m=1}$

Долгосрочная изменчивость

Эксцентричные двойные системы также наблюдают изменчивость аккреции в вековых временных масштабах, в сотни раз превышающую бинарный период. Это соответствует скорости апсидальной прецессии внутреннего края полости, развивающей собственный эксцентриситет вместе со значительной областью внутреннего циркумбинарного диска до . ^[7] Этот эксцентриситет, в свою очередь, может повлиять на аккрецию внутренней полости, а также на динамику дальше в диске, например, на формирование и миграцию планет по окружности . ${\displaystyle e_{d}}$ ${\displaystyle \sim 10a_{b}}$

Орбитальная эволюция

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

Неправильно выровненные диски

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, ^[8] смещенное дипольное магнитное поле ^[9] и радиационное давление ^[10] могут вызвать значительное деформировать или наклонить до изначально плоского диска.

Убедительные доказательства наклонных дисков наблюдаются в системах Her X-1, SMC X-1 и SS 433 (среди прочих), где наблюдается периодическое блокирование рентгеновского излучения на луче зрения порядка 50– 200 дней; намного медленнее, чем двойная орбита системы, составляющая ~ 1 день. ^[11] Считается, что периодическая блокировка возникает в результате прецессии периферийного или циркумбинарного 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 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. ^[12]

Пыль

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

• 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. ^[14]
• 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

Протопланетный диск AS 209. ^[15]

Стадии околозвездных дисков относятся к структуре и основному составу диска в разные периоды его эволюции. Стадии включают в себя фазы, когда диск состоит преимущественно 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: ^[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 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

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

Диссипация вещества — один из процессов, ответственных за эволюцию околозвездных дисков. Вместе с информацией о массе центральной звезды наблюдения за диссипацией вещества на разных стадиях околозвездного диска могут быть использованы 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. ^{[18] [19]}

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, ^[20] фотоиспарение материала рентгеновскими или УФ -фотонами центральной звезды ( звездный ветер ) ^[21] или динамическое влияние гигантской планеты, формирующейся внутри диска ^[22] 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. ^[23]

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 излучаемого излучения увеличивается до миллиметровой области электромагнитного спектра . Сообщается, что средняя масса пыли для этого региона составляет ~ 10 ^-5 масс Солнца. ^[24] 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. ^[25]

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 . ^[26] Это уравнение предполагает осесимметричную симметрию диска, 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 диска, молекулярная, турбулентная или другая, переносит угловой момент наружу диска, а большую часть массы внутрь, в конечном итоге аккумулируясь на центральный объект. ^[26] Аккреция массы на звезду выражается через вязкость диска : 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 «пятна» представляет собой среднюю плоскость диска.

Изображения околозвездного диска обломков вокруг АС, красного карлика, размером 4,44 и 3,56 микрона.

Протопланетные диски и диски обломков можно получить разными методами. Если диск рассматривать с ребра, диск иногда может блокировать свет звезды, и диск можно наблюдать напрямую, без коронографа или других передовых методов (например, туманность Гамбургер Гомеса или туманность Летающая тарелка ^[27] ). Другие диски, видимые с ребра (например, Beta Pictoris или AU Microscopii ) и диски, видимые лицом (например, IM Lupi или AB Aurigae ), требуют коронографа, адаптивной оптики или дифференциальных изображений, чтобы получить изображение диска с помощью телескопа. Эти оптические и инфракрасные наблюдения, например, с помощью SPHERE , обычно позволяют получить изображение света звезды, рассеянного на поверхности диска, и проследить небольшие частицы пыли микронного размера. С другой стороны, радиорешетки, такие как ALMA, могут отображать более крупные пылинки миллиметрового размера, находящиеся в средней плоскости диска. ^[28] Радиорешетки, подобные ALMA, также могут обнаруживать узкое излучение газа диска. Это может определить скорость газа внутри и вокруг диска. ^[29]

Смотрите также

• Список разрешенных околозвездных 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 — звезда разрушает планетезималь , образуя пылевой диск.

Рекомендации

1. "Околозвездные диски HD 141943 и HD 191089" . Снимки ЕКА/Хаббла . Проверено 29 апреля 2014 г.
2. Хартманн, Л; Кальве, Н. ; Галлбринг, Э; Д'Алессио, П. (1998). «Аккреция и эволюция дисков Т Тельца». Астрофизический журнал . 495 (1): 385–400. Бибкод : 1998ApJ...495..385H. дои : 10.1086/305277 .
3. «ALMA раскрывает планетарные строительные площадки» . Проверено 21 декабря 2015 г.
4. Бейт, М; Боннелл, А. (1997). «Аккреция при образовании двойных звезд - II. Газовая аккреция и образование дисков». МНРАС . 285 (1): 33–48. Бибкод : 1997MNRAS.285...33B. дои : 10.1093/mnras/285.1.33 .
5. Ларвуд, JD; Папалоизу, JCB (1997). «Гидродинамический отклик наклонного кругового диска: линейная теория и нелинейное численное моделирование». МНРАС . 285 (2): 288. arXiv : astro-ph/9609145 . Бибкод : 1997MNRAS.285..288L. дои : 10.1093/mnras/285.2.288 .
6. К. Роддье; Ф. Роддье; М. Дж. Норткотт; Дж. Э. Грейвс; К. Джим (1996). «Адаптивная оптика визуализации Г. Г. Тельца: оптическое обнаружение околоконтурного кольца». Астрофизический журнал . 463 : 326–335. Бибкод : 1996ApJ...463..326R. дои : 10.1086/177245.
7. Лай, Донг; Муньос, Диего Х. (18 августа 2023 г.). «Окружная аккреция: от двойных звезд до массивных двойных черных дыр». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 61 (1): 517–560. arXiv : 2211.00028 . Бибкод : 2023ARA&A..61..517L. doi : 10.1146/annurev-astro-052622-022933. ISSN  0066-4146.
8. Дж. М. Бардин; Дж. А. Петтерсон (1975). «Эффект Лензе-Тирринга и аккреционные диски вокруг черных дыр Керра». Письма астрофизического журнала . 195 : Л65–Л67. Бибкод : 1975ApJ...195L..65B. дои : 10.1086/181711 .
9. К. Теркем; JCB Папалоизу (2000). «Отклик аккреционного диска на наклонный диполь применительно к АА Тау». Астрономия и астрофизика . 360 : 1031. arXiv : astro-ph/0006113 . Бибкод : 2000A&A...360.1031T.
10. Дж. Э. Прингл (1996). «Самоиндуцированное искривление аккреционных дисков». МНРАС . 281 (1): 357–361. Бибкод : 1996MNRAS.281..357P. дои : 10.1093/mnras/281.1.357 .
11. PR Мэлони; МК Бегельман (1997). «Происхождение искривленных прецессирующих аккреционных дисков в рентгеновских двойных системах». Письма астрофизического журнала . 491 (1): L43–L46. arXiv : astro-ph/9710060 . Бибкод : 1997ApJ...491L..43M. дои : 10.1086/311058. hdl : 2060/19980058823. S2CID  16725007.
12. «Странные орбиты планетарных дисков Татуина» . Национальная радиоастрономическая обсерватория . Проверено 21 марта 2020 г.
13. «Планеты в процессе создания». www.eso.org . Проверено 26 декабря 2016 г.
14. Клар, Хуберт; Бранднер, Вольфганг (2006). Формирование планеты . Издательство Кембриджского университета . п. 25. ISBN 0-521-86015-6.
15. «Безопасные убежища для молодых планет». www.eso.org . Проверено 4 февраля 2019 г. .
16. Хьюз, Эми (2010). «Структура и эволюция околозвездного диска посредством разрешенных субмиллиметровых наблюдений» (PDF) . Проверено 2 февраля 2016 г.
17. Адкинс, Джейми (8 мая 2023 г.). «Уэбб ищет пояс астероидов Фомальгаута и находит гораздо больше». НАСА . Проверено 8 мая 2023 г.
18. Мамаек, Эрик (2009). «Начальные условия формирования планет: время жизни первичных дисков». Материалы конференции AIP . 1158 : 3–10. arXiv : 0906.5011 . Бибкод : 2009AIPC.1158....3M. дои : 10.1063/1.3215910. S2CID  16660243.
19. Сьеза, Л; и другие. (2007). «Обзор Spitzer c2d звезд слабой линии T Тельца. II Новые ограничения на сроки строительства планет». Астрофизический журнал . 667 (1): 308–328. arXiv : 0706.0563 . Бибкод : 2007ApJ...667..308C. дои : 10.1086/520698. S2CID  14805330.
20. Узпен, Б; и другие. (2008). «Взгляд на природу галактического избытка среднего ИК-диапазона». Астрофизический журнал . 685 (2): 1157–1182. arXiv : 0807.3982 . Бибкод : 2008ApJ...685.1157U. дои : 10.1086/591119. S2CID  17412712.
21. Кларк, К; Гендрин, А; Сотомайор, М. (2001). «Рассеяние околозвездных дисков: роль ультрафиолетового переключателя». МНРАС . 328 (2): 485–491. Бибкод : 2001MNRAS.328..485C. дои : 10.1046/j.1365-8711.2001.04891.x .
22. Брайден, Г.; и другие. (1999). «Вызванное приливами образование разрывов в протозвездных дисках: очистка разрывов и подавление протопланетного роста». Астрофизический журнал . 514 (1): 344–367. Бибкод : 1999ApJ...514..344B. дои : 10.1086/306917. S2CID  121394271.
23. Хилленбранд, Луизиана (2005). «Наблюдательные ограничения на время жизни пылевого диска: последствия для формирования планет». arXiv : astro-ph/0511083 .
24. Эйснер, Дж. А.; Карпентер, Дж. М. (2003). «Распределение масс околозвездных дисков в молодом скоплении NGC 2024». Астрофизический журнал . 598 (2): 1341–1349. arXiv : astro-ph/0308279 . Бибкод : 2003ApJ...598.1341E. дои : 10.1086/379102. S2CID  478399.
25. Вятт, Марк (2008). «Эволюция обломочных дисков». Анну. Преподобный Астрон. Астрофизика . 46 : 339–383. Бибкод : 2008ARA&A..46..339W. doi : 10.1146/annurev.astro.45.051806.110525.
26. Армитидж, Филип (2011). «Динамика протопланетных дисков». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 49 (1): 195–236. arXiv : 1011.1496 . Бибкод : 2011ARA&A..49..195A. doi : 10.1146/annurev-astro-081710-102521. S2CID  55900935.
27. информация@eso.org. «Протопланетный диск летающей тарелки около 2MASS J16281370-2431391». www.eso.org . Проверено 13 марта 2024 г.
28. Авенхаус, Хеннинг; Куанц, Саша П.; Гаруфи, Антонио; Перес, Себастьян; Касасс, Симон; Пинте, Кристоф; Бертранг, Геза Х.-М.; Касерес, Клаудио; Бенисти, Мириам; Доминик, Карстен (01 августа 2018 г.). «Диски вокруг звезд Т Тельца со СФЕРОЙ (DARTTS-S). I. Поляриметрическое изображение SPHERE/IRDIS восьми выдающихся дисков Т Тельца». Астрофизический журнал . 863 (1): 44. arXiv : 1803.10882 . Бибкод : 2018ApJ...863...44A. дои : 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.

Внешние ссылки

• 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)»