Dysk protoplanetarny - Protoplanetary disk
Protoplanetarnym tarcza jest obrotowa circumstellar płyta gęstego gazu i pyłów otaczający młodych nowo utworzonego gwiazdy, gwiazdę T Tauri lub Herbiga ae / Be gwiazda . Dysk protoplanetarny można również uznać za dysk akrecyjny dla samej gwiazdy, ponieważ gazy lub inny materiał mogą spadać z wewnętrznej krawędzi dysku na powierzchnię gwiazdy. Procesu tego nie należy mylić z procesem akrecji, który ma na celu budowę samych planet. Zewnętrznie oświetlone fotoparujące dyski protoplanetarne nazywane są proplydami .
W lipcu 2018 roku zgłoszono pierwszy potwierdzony obraz takiego dysku, zawierający rodzącą się egzoplanetę o nazwie PDS 70b .
Tworzenie
Protogwiazdy powstają z obłoków molekularnych składających się głównie z wodoru cząsteczkowego . Kiedy część obłoku molekularnego osiąga krytyczny rozmiar, masę lub gęstość, zaczyna się zapadać pod wpływem własnej grawitacji . Gdy ta zapadająca się chmura, zwana mgławicą słoneczną , staje się gęstsza, przypadkowe ruchy gazu pierwotnie obecne w obłoku uśredniają się na korzyść kierunku wypadkowego momentu pędu mgławicy. Zachowanie momentu pędu powoduje wzrost rotacji wraz ze zmniejszaniem się promienia mgławicy. Ta rotacja powoduje, że chmura spłaszcza się – podobnie jak formowanie płaskiej pizzy z ciasta – i przyjmuje formę dysku. Dzieje się tak, ponieważ przyspieszenie dośrodkowe wynikające z ruchu orbitalnego przeciwstawia się przyciąganiu grawitacyjnemu gwiazdy tylko w kierunku promieniowym, ale obłok może się zapadać w kierunku pionowym. W rezultacie powstaje cienki krążek wspierany przez ciśnienie gazu w kierunku pionowym. Początkowy upadek trwa około 100 000 lat. Po tym czasie gwiazda osiąga temperaturę powierzchni zbliżoną do gwiazdy ciągu głównego o tej samej masie i staje się widoczna.
Teraz jest gwiazdą T Tauri. Akrecja gazu na gwieździe trwa przez kolejne 10 milionów lat, zanim dysk zniknie, być może został zdmuchnięty przez wiatr gwiazdowy młodej gwiazdy , a może po prostu przestaje emitować promieniowanie po zakończeniu akrecji. Najstarszy odkryty dysk protoplanetarny ma 25 milionów lat.
Dyski protoplanetarne wokół gwiazd T Tauri różnią się od dysków otaczających główne składniki bliskich układów podwójnych pod względem wielkości i temperatury. Dysk Protoplanetarny mają promienie do 1000 AU , a jedynie ich najskrytsze części osiągnąć temperaturę powyżej 1000 K . Bardzo często towarzyszą im odrzutowce .
Dyski protoplanetarne zaobserwowano wokół kilku młodych gwiazd w naszej galaktyce. Obserwacje przez Kosmiczny Teleskop Hubble'a pokazały, że w Mgławicy Oriona powstają proplydy i dyski planetarne .
Uważa się, że dyski protoplanetarne są cienkimi strukturami o typowej wysokości w pionie znacznie mniejszej niż promień io typowej masie znacznie mniejszej niż centralna młoda gwiazda.
Masa typowego dysku protoplanetarnego jest zdominowana przez jego gaz, jednak obecność ziaren pyłu odgrywa główną rolę w jego ewolucji. Ziarna pyłu osłaniają środkową płaszczyznę dysku przed promieniowaniem energetycznym z kosmosu, które tworzy martwą strefę, w której nie działa już niestabilność magnetorotacyjna (MRI).
Uważa się, że dyski te składają się z turbulentnej otoczki plazmy, zwanej również strefą aktywną, która otacza rozległy obszar gazu w stanie spoczynku zwany strefą martwą. Martwa strefa zlokalizowana w płaszczyźnie środkowej może spowolnić przepływ materii przez dysk, co uniemożliwia osiągnięcie stanu ustalonego.
Układ planetarny
Nebular hipoteza powstawania Układu Słonecznego opisuje jak Dysk Protoplanetarny Uważa się, że przekształci się układów planetarnych. Oddziaływania elektrostatyczne i grawitacyjne mogą powodować akrecję ziaren pyłu i lodu w dysku w planetozymale . Proces ten konkuruje z wiatrem gwiazdowym , który wypycha gaz z układu, oraz grawitacją ( akrecja ) i naprężeniami wewnętrznymi ( lepkość ), które wciągają materię do centralnej gwiazdy T Tauri. Planetozymale stanowią budulec zarówno planet ziemskich, jak i olbrzymów.
Uważa się, że niektóre księżyce Jowisza, Saturna i Urana powstały z mniejszych, okołoplanetarnych odpowiedników dysków protoplanetarnych. Powstawanie planet i księżyców w geometrycznie cienkich, bogatych w gaz i pyły dyskach jest powodem, dla którego planety układają się w płaszczyźnie ekliptyki . Dziesiątki milionów lat po utworzeniu Układu Słonecznego, kilka wewnętrznych jednostek astronomicznych Układu Słonecznego prawdopodobnie zawierało dziesiątki ciał o rozmiarach od księżyca do Marsa, które akreowały i konsolidowały się w planety ziemskie, które teraz widzimy. Księżyc Ziemi prawdopodobnie uformował się po tym, jak protoplaneta wielkości Marsa ukośnie uderzyła w proto-Ziemię około 30 milionów lat po utworzeniu Układu Słonecznego.
Dyski gruzowe
Ubogie w gaz dyski pyłu okołogwiazdowego zostały znalezione wokół wielu pobliskich gwiazd — większość z nich ma wiek w zakresie ~10 milionów lat (np. Beta Pictoris , 51 Ophiuchi ) do miliardów lat (np. Tau Ceti ). Systemy te są zwykle określane jako „ dyski szczątkowe ”. Biorąc pod uwagę starszy wiek tych gwiazd oraz krótkie czasy życia mikrometrowych ziaren pyłu wokół gwiazd z powodu oporu Poyntinga Robertsona , zderzeń i ciśnienia promieniowania (zwykle setki do tysięcy lat), uważa się, że pył ten pochodzi z kolizji planetozymali (np. asteroidy , komety ). Stąd dyski szczątków wokół tych przykładów (np. Vega , Alphecca , Fomalhaut itp.) nie są tak naprawdę „protoplanetarne”, ale reprezentują późniejszy etap ewolucji dysków, gdzie pozasłoneczne analogi pasa asteroid i pasa Kuipera są domem dla zderzeń generujących pył między planetozymalami.
Związek z abiogenezą
W oparciu o ostatnie badania modeli komputerowych , złożone cząsteczki organiczne niezbędne do życia mogły powstać w dysku protoplanetarnym z ziaren pyłu otaczających Słońce przed powstaniem Ziemi. Według badań komputerowych ten sam proces może zachodzić również wokół innych gwiazd, które nabywają planety . (Patrz także Pozaziemskie cząsteczki organiczne ).
Galeria
Dysk protoplanetarny HH 212 .
Koncentryczne pierścienie wokół młodej gwiazdy HD 141569A , znajdującej się w odległości około 370 lat świetlnych.
Dyski gruzu wykryte na zdjęciach HST młodych gwiazd, HD 141943 i HD 191089 - zdjęcia u góry; geometria na dole.
Dysk protoplanetarny HH- 30 w tarczy Byka emituje czerwonawy gwiezdny dżet .
A proplyd w Mgławicy Oriona .
Film pokazuje ewolucję dysku wokół młodej gwiazdy, takiej jak HL Tauri (koncepcja artysty).
Obraz tarczy obwodowej wokół GW Orionis .
Zobacz też
- Dysk akrecyjny
- Dysk okołoplanetarny – akumulacja materii wokół planety
- Dysk gruzowy
- Zakłócona planeta
- Powstawanie i ewolucja Układu Słonecznego
- Obiekt Herbiga-Haro
- Hipoteza mgławicowa
- Q-PACE , misja kosmiczna badająca akrecję
- Układ planetarny
Bibliografia
Dalsza lektura
- Davis, Sanford S. (2006). „Nowy model obfitości pary wodnej i lodu w mgławicy protoplanetarnej”. Amerykańskie Towarzystwo Astronomiczne, spotkanie DPS nr 38, #66.07 . 38 : 617. Kod bib : 2006DPS ....38.6607D ..
- Barrado y Navascues, D. (1998). „Grupa ruchoma Castor: Wiek Fomalhauta i Vegi” . Astronomia i astrofizyka . 339 (3): 831–839. arXiv : astro-ph/9905243 . Kod Bib : 1998A&A...339..831B . Zarchiwizowane od oryginału w dniu 2007-09-29 . Źródło 2007-06-22 .
- Kalas, Paweł ; Graham, J.; Clampin, M. (2005). „Układ planetarny jako źródło struktury w pasie pyłowym Fomalhauta”. Natura . 435 (7045): 1067–70. arXiv : astro-ph/0506574 . Kod bib : 2005Natur.435.1067K . doi : 10.1038/nature03601 . PMID 15973402 .
- Williams, JP; Cieza, LA (2011). „Dyski protoplanetarne i ich ewolucja”. Roczny Przegląd Astronomii i Astrofizyki . 49 : 67. arXiv : 1103.0556 . Kod Bibcode : 2011ARA&A..49...67W . doi : 10.1146/annurev-astro-081710-102548 .
- Armitage, PJ (2011). „Dynamika dysków protoplanetarnych”. Roczny Przegląd Astronomii i Astrofizyki . 49 : 195-236. arXiv : 1011,1496 . Kod bib : 2011ARA&A..49..195A . doi : 10.1146/annurev-astro-081710-102521 .