stringtranslate.com

Протопланетный диск

Изображение HL Tauri , полученное с помощью большой миллиметровой решетки Атакамы [1] [2]

Протопланетный диск — это вращающийся околозвездный диск из плотного газа и пыли, окружающий молодую недавно образовавшуюся звезду, звезду типа Т Тельца или звезду Хербига Ae/Be . Протопланетный диск нельзя считать аккреционным диском , хотя эти два типа похожи. Хотя они похожи, аккреционный диск горячее и вращается гораздо быстрее. Он также встречается на черных дырах , а не на звездах. Этот процесс не следует путать с процессом аккреции, который, как считается, формирует сами планеты. Внешне освещенные фотоиспаряющиеся протопланетные диски называются проплидами .

Формирование

Эволюционная последовательность протопланетных дисков с субструктурами [3]
Изображение 2009 года, показывающее доли звезд, которые предполагают некоторые доказательства наличия протопланетного диска как функции их звездного возраста в миллионах лет; образцы представляют собой близлежащие молодые скопления и ассоциации. [4]

Протозвезды образуются из молекулярных облаков, состоящих в основном из молекулярного водорода . Когда часть молекулярного облака достигает критического размера, массы или плотности, оно начинает коллапсировать под действием собственной гравитации . По мере того, как это коллапсирующее облако, называемое солнечной туманностью , становится плотнее, случайные движения газа, изначально присутствовавшие в облаке, усредняются в пользу направления чистого углового момента туманности. Сохранение углового момента приводит к увеличению вращения по мере уменьшения радиуса туманности. Это вращение заставляет облако расплющиваться — подобно формированию плоской пиццы из теста — и принимать форму диска. Это происходит потому, что центростремительное ускорение от орбитального движения сопротивляется гравитационному притяжению звезды только в радиальном направлении, но облако остается свободным для коллапса в осевом направлении. Результатом является образование тонкого диска, поддерживаемого давлением газа в осевом направлении. [5] Первоначальный коллапс занимает около 100 000 лет. По истечении этого времени звезда достигает температуры поверхности, схожей с температурой звезды главной последовательности той же массы, и становится видимой.

Теперь это звезда типа T Тельца. Аккреция газа на звезду продолжается еще 10 миллионов лет, [6] прежде чем диск исчезает, возможно, будучи сдутым звездным ветром молодой звезды , или, возможно, просто прекращая испускать излучение после окончания аккреции. Возраст самого старого протопланетного диска, обнаруженного на сегодняшний день, составляет 25 миллионов лет. [7] [8]

Протопланетный диск. Моделируемый спиральный рукав против наблюдательных данных. [9]

Протопланетные диски вокруг звезд типа Т Тельца отличаются от дисков, окружающих основные компоненты тесных двойных систем, по своим размерам и температуре. Протопланетные диски имеют радиусы до 1000 а.е. , и только их самые внутренние части достигают температур выше 1000 К. Они очень часто сопровождаются джетами .

Протопланетные диски наблюдались вокруг нескольких молодых звезд в нашей галактике. Наблюдения космического телескопа Хаббл показали, что проплиды и планетарные диски формируются внутри туманности Ориона . [10] [11]

Предполагается, что протопланетные диски представляют собой тонкие структуры, типичная вертикальная высота которых намного меньше радиуса, а типичная масса намного меньше массы центральной молодой звезды. [12]

Масса типичного протопланетного диска определяется его газом, однако присутствие пылинок играет важную роль в его эволюции. Пылинки защищают среднюю плоскость диска от энергетического излучения из внешнего космоса, что создает мертвую зону, в которой магниторотационная неустойчивость (МРТ) больше не действует. [13] [14]

Считается, что эти диски состоят из турбулентной оболочки плазмы, также называемой активной зоной, которая охватывает обширную область покоящегося газа, называемую мертвой зоной. [14] Мертвая зона, расположенная в средней плоскости, может замедлять поток вещества через диск, что препятствует достижению устойчивого состояния.

Выброс остатков сверхновой , создающий материал для формирования планет .

Планетная система

Иллюстрация художника, дающая простой обзор основных областей протопланетного диска, очерченных линией сажи и инея, которая, например, наблюдалась вокруг звезды V883 Ориона . [15]

Небулярная гипотеза формирования солнечной системы описывает, как протопланетные диски, как полагают, эволюционируют в планетные системы. Электростатические и гравитационные взаимодействия могут привести к тому, что частицы пыли и льда в диске будут аккрецироваться в планетезимали . Этот процесс конкурирует со звездным ветром , который выталкивает газ из системы, и гравитацией ( аккрецией ) и внутренними напряжениями ( вязкостью ), которые втягивают материал в центральную звезду T Тельца. Планетезимали представляют собой строительные блоки как земных, так и гигантских планет. [16] [17]

Модель протопланетного диска

Некоторые из лун Юпитера , Сатурна и Урана , как полагают, образовались из меньших, околопланетных аналогов протопланетных дисков. [18] [19] Образование планет и лун в геометрически тонких, богатых газом и пылью дисках является причиной того, что планеты расположены в плоскости эклиптики . Спустя десятки миллионов лет после образования Солнечной системы, внутренние несколько астрономических единиц Солнечной системы, вероятно, содержали десятки тел размером с луну или Марс, которые аккрецировали и консолидировались в планеты земной группы, которые мы сейчас видим. Луна Земли, вероятно, образовалась после того, как протопланета размером с Марс косо ударилась о прото-Землю примерно через 30 миллионов лет после образования Солнечной системы.

Диски для мусора

Бедные газом диски околозвездной пыли были обнаружены вокруг многих близлежащих звезд, большинство из которых имеют возраст в диапазоне от ~10 миллионов лет (например, Бета Живописца , 51 Змееносца ) до миллиардов лет (например, Тау Кита ). Эти системы обычно называют « дисками мусора ». Учитывая более старый возраст этих звезд и короткое время жизни микрометровых пылевых частиц вокруг звезд из-за сопротивления Пойнтинга Робертсона , столкновений и давления излучения (обычно от сотен до тысяч лет), считается, что эта пыль возникла в результате столкновений планетезималей (например, астероидов , комет ). Следовательно, диски мусора вокруг этих примеров (например, Веги , Альфекки , Фомальгаута и т. д.) не являются «протопланетными», а представляют собой более позднюю стадию эволюции диска, где внесолнечные аналоги пояса астероидов и пояса Койпера являются местом столкновений планетезималей, приводящих к образованию пыли.

Отношение к абиогенезу

На основе последних исследований компьютерных моделей , сложные органические молекулы, необходимые для жизни, могли образоваться в протопланетном диске пылевых частиц , окружавших Солнце до образования Земли. [20] Согласно компьютерным исследованиям, этот же процесс может происходить и вокруг других звезд , которые приобретают планеты . [20] (См. также Внеземные органические молекулы .)

Галерея

Смотрите также

На Викискладе есть медиафайлы по теме «Протопланетные диски».

Ссылки

  1. ^ Джонатан Уэбб (2014-11-06). «Формирование планеты, запечатленное на фото». BBC .
  2. ^ "Рождение планет раскрыто в поразительных подробностях на ALMA's 'Лучшем изображении всех времен'". NRAO. 2014-11-06. Архивировано из оригинала 2014-11-06.
  3. ^ "Early Evolution of Planetary Disk Structures Seen for the First Time". Национальная радиоастрономическая обсерватория . Получено 18 февраля 2024 г.
  4. ^ Мамаек, Э. Э.; Усуда, Томонори; Тамура, Мотохиде; Ишии, Мики (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.
  5. ^ Pringle, JE (1981). «Аккреционные диски в астрофизике». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 19 : 137–162. Bibcode :1981ARA&A..19..137P. doi :10.1146/annurev.aa.19.090181.001033.
  6. ^ Мамаек, Э.Э.; Мейер, MR; Хинц, премьер-министр; Хоффманн, ВФ; Коэн М. и Хора Дж. Л. (2004). «Ограничение времени жизни околозвездных дисков в зоне планет земной группы: исследование ассоциации Тукана-Часы в среднем инфракрасном диапазоне возрастом 30 млн лет». Астрофизический журнал . 612 (1): 496–510. arXiv : astro-ph/0405271 . Бибкод : 2004ApJ...612..496M. дои : 10.1086/422550. S2CID  16366683.
  7. ^ Уайт, Р. Дж. и Хилленбранд, Л. А. (2005). «Долгоживущий аккреционный диск вокруг обедненной литием двойной звезды типа Т Тельца». The Astrophysical Journal . 621 (1): L65–L68. arXiv : astro-ph/0501307 . Bibcode : 2005ApJ...621L..65W. doi : 10.1086/428752. S2CID  17532904.
  8. ↑ Cain, Fraser; Hartmann, Lee (3 августа 2005 г.). «Планетный диск, который отказывается расти (интервью с Lee Hartmann об открытии)». Universe Today . Получено 1 июня 2013 г.
  9. ^ "Протопланетный диск: смоделированный спиральный рукав против наблюдательных данных" . Получено 30 октября 2015 г.
  10. ^ Риччи, Л.; Робберто, М.; Содерблом, Д. Р. (2008). «Космический телескоп Хаббл/Усовершенствованная камера для обзоров атласа протопланетных дисков в Большой туманности Ориона». The Astronomical Journal . 136 (5): 2136–2151. Bibcode : 2008AJ....136.2136R. doi : 10.1088/0004-6256/136/5/2136. ISSN  0004-6256. S2CID  123470043.
  11. ^ О'делл, CR; Вонг, Кван (1996). «Картографирование туманности Ориона космическим телескопом Хаббл. I. Обзор звезд и компактных объектов». The Astronomical Journal . 111 : 846. Bibcode : 1996AJ....111..846O. doi : 10.1086/117832 . ISSN  0004-6256.
  12. ^ Армитидж, Филип Дж. (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.
  13. ^ Balbus, Steven A.; Hawley, John F. (1991). «Мощная локальная сдвиговая неустойчивость в слабо намагниченных дисках. I — Линейный анализ. II — Нелинейная эволюция». Astrophysical Journal . 376 : 214–233. Bibcode : 1991ApJ...376..214B. doi : 10.1086/170270. Архивировано из оригинала 2020-12-02.
  14. ^ ab Gammie, Charles (1996). "Layered Accretion In T Tauri Disks". Astrophysical Journal . 457 : 355. Bibcode : 1996ApJ...457..355G. doi : 10.1086/176735. Архивировано из оригинала 2021-11-17.
  15. ^ "Звездная вспышка показывает линию водного снега" . Получено 15 июля 2016 г. .
  16. ^ Lissauer, JJ; Hubickyj, O.; D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. (2009). «Модели роста Юпитера, включающие тепловые и гидродинамические ограничения». Icarus . 199 (2): 338–350. arXiv : 0810.5186 . Bibcode :2009Icar..199..338L. doi :10.1016/j.icarus.2008.10.004. S2CID  18964068.
  17. ^ D'Angelo, G.; Weidenschilling, SJ; Lissauer, JJ; Bodenheimer, P. (2014). "Рост Юпитера: усиление аккреции ядра объемной маломассивной оболочкой". Icarus . 241 : 298–312. arXiv : 1405.7305 . Bibcode :2014Icar..241..298D. doi :10.1016/j.icarus.2014.06.029. S2CID  118572605.
  18. ^ Кэнап, Робин М.; Уорд, Уильям Р. (2008-12-30). Происхождение Европы и галилеевых спутников . Издательство Университета Аризоны . стр. 59. arXiv : 0812.4995 . Bibcode : 2009euro.book...59C. ISBN 978-0-8165-2844-8.
  19. ^ D'Angelo, G.; Podolak, M. (2015). "Захват и эволюция планетезималей в циркумювиальных дисках". The Astrophysical Journal . 806 (1): 29 стр. arXiv : 1504.04364 . Bibcode : 2015ApJ...806..203D. doi : 10.1088/0004-637X/806/2/203. S2CID  119216797.
  20. ^ ab Moskowitz, Clara (29 марта 2012 г.). «Строительные блоки жизни могли образоваться в пыли вокруг молодого Солнца». Space.com . Получено 30 марта 2012 г. .
  21. ^ "Pitch perfect in DSHARP at ALMA". www.eso.org . Получено 28 января 2019 г. .
  22. ^ «Хаббл обнаружил космическую тень летучей мыши в хвосте змеи». www.spacetelescope.org . Получено 5 ноября 2018 г.
  23. ^ "Молодая планета создает сцену". www.eso.org . Получено 26 февраля 2018 г. .
  24. ^ «Кормление звезды-малыша пыльным гамбургером». www.eso.org . Получено 15 мая 2017 г. .
  25. ^ «Весенняя уборка в молодой звездной системе». www.eso.org . Получено 3 апреля 2017 г. .
  26. ^ "Бульвар Разбитых Колец" . Получено 21 июня 2016 г.
  27. ^ Харрингтон, Дж. Д.; Виллар, Рэй (24 апреля 2014 г.). "RELEASE 14-114 Astronomical Forensics Uncover Planetary Disks in NASA's Hubble Archive". NASA . Архивировано из оригинала 25.04.2014 . Получено 25.04.2014 .
  28. ^ Би, Цзяцин и др. (2020). «GW Ori: Взаимодействие между тройной звездной системой и ее окружным диском в действии». The Astrophysical Journal . 895 (1). L18. arXiv : 2004.03135 . Bibcode : 2020ApJ...895L..18B . doi : 10.3847/2041-8213/ab8eb4 .

[1]

Дальнейшее чтение

  1. ^ "Главная | Центр астрофизики | Гарвард и Смитсоновский институт". www.cfa.harvard.edu . Получено 01.08.2024 .