Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Не путать с Протопланетной туманностью .
Изображение HL Tauri на большой миллиметровой матрице Atacama . [1] [2]

Протопланетное диск является вращающимся околозвёздным диском плотного газа и пыли , окружающим молодым новообразованного звезду, звездой Т Тельца или Хербига Ae / Be звезд . Протопланетный диск также можно рассматривать как аккреционный диск для самой звезды, потому что газы или другой материал могут падать с внутреннего края диска на поверхность звезды. Этот процесс не следует путать с процессом аккреции, который, как считается, создает сами планеты. Протопланетные фотоиспаряющие диски с внешней подсветкой называются проплидами .

В июле 2018 года было опубликовано первое подтвержденное изображение такого диска, содержащего зарождающуюся экзопланету , названную PDS 70b . [3] [4] [5]

Формирование [ править ]

Доля звезд, которые демонстрируют некоторые свидетельства наличия протопланетного диска в зависимости от звездного возраста (в миллионах лет). Образцы - это близлежащие молодые скопления и ассоциации. Рисунок взят из обзора Mamajek (2009). [6]

Протозвезды образуются из молекулярных облаков, состоящих в основном из молекулярного водорода . Когда часть молекулярного облака достигает критического размера, массы или плотности, оно начинает разрушаться под действием собственной силы тяжести . По мере того, как это коллапсирующее облако, называемое солнечной туманностью , становится более плотным, случайные движения газа, изначально присутствующие в облаке, в среднем отклоняются в пользу направления чистого углового момента туманности. Сохранение углового момента приводит к увеличению вращения по мере уменьшения радиуса туманности. Это вращение заставляет облако расплющиваться - так же, как формирование плоской пиццы из теста - и принимать форму диска. Это происходит потому, что центростремительное ускорениеот орбитального движения сопротивляется гравитационному притяжению звезды только в радиальном направлении, но облако остается свободным, чтобы схлопнуться в вертикальном направлении. В результате образуется тонкий диск, поддерживаемый давлением газа в вертикальном направлении. [7] Первоначальный коллапс длится около 100 000 лет. По истечении этого времени звезда достигает температуры поверхности, подобной температуре поверхности звезды главной последовательности той же массы, и становится видимой.

Теперь это звезда Т Тельца. Аккреция газа на звезду продолжается еще 10 миллионов лет [8], прежде чем диск исчезнет, ​​возможно, его унесет звездный ветер молодой звезды , или, возможно, он просто прекратит излучение после окончания аккреции. Возраст самого старого из обнаруженных протопланетных дисков составляет 25 миллионов лет. [9] [10]

Протопланетный диск. Моделирование спирального рукава и данные наблюдений. [11]

Протопланетные диски вокруг звезд типа Т Тельца отличаются от дисков, окружающих главные компоненты тесных двойных систем, своим размером и температурой. Протопланетного диска имеют радиусы до 1000 а.е. , а только их сокровенные части достигают температур выше 1000 К . Их очень часто сопровождают струи .

Протопланетные диски наблюдались вокруг нескольких молодых звезд в нашей галактике. Наблюдения космического телескопа Хаббла показали, что в туманности Ориона формируются проплиды и планетные диски . [12] [13]

Считается, что протопланетные диски представляют собой тонкие структуры с типичной вертикальной высотой, намного меньшей, чем радиус, и типичной массой, намного меньшей, чем центральная молодая звезда. [14]

В массе типичного протопланетарного диска преобладает газ, однако наличие пылинок играет важную роль в его эволюции. Зерна пыли защищают среднюю плоскость диска от энергетического излучения из космоса, которое создает мертвую зону, в которой больше не действует магнитовращательная нестабильность (МРТ). [15] [16]

Считается, что эти диски состоят из турбулентной оболочки из плазмы, также называемой активной зоной, которая охватывает обширную область покоящегося газа, называемую мертвой зоной. [16] Мертвая зона, расположенная в средней плоскости, может замедлить поток вещества через диск, что не позволяет достичь устойчивого состояния.

Выброс остатка сверхновой, производящий планетообразующий материал .

Планетарная система [ править ]

Протопланетный диск, окружающий молодую звезду Элиас 2-27 , расположенную на расстоянии 450 световых лет от нас. [17]

Небулярная гипотеза формирования Солнечной системы описывает , как протопланетные диски эволюционируют в планетарные системы. Электростатические и гравитационные взаимодействия могут привести к тому, что частицы пыли и льда в диске срастутся в планетезимали . Этот процесс конкурирует со звездным ветром , который вытесняет газ из системы, а также гравитацией ( аккрецией ) и внутренними напряжениями ( вязкостью ), которые втягивают материал в центральную звезду Т Тельца. Планетезимали составляют строительные блоки как планет земной группы, так и планет-гигантов. [18] [19]

Считается, что некоторые спутники Юпитера, Сатурна и Урана образовались из меньших околопланетных аналогов протопланетных дисков. [20] [21] Формирование 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 а.е. Солнечной системы, вероятно, содержали десятки тел размером от Луны до Марса, которые аккрецировались и консолидировались в планеты земной группы, которые мы сейчас видим. Луна Земли, вероятно, образовалась после того, как протопланета размером с Марс косо ударилась о протоземлю примерно через 30 миллионов лет после образования Солнечной системы.

Диски для мусора [ править ]

Впечатление художника от водной снежной линии вокруг звезды V883 Orionis . [22]

Бедные газом диски околозвездной пыли были обнаружены вокруг многих ближайших звезд, возраст большинства из которых составляет от ~ 10 миллионов лет (например, Beta Pictoris , 51 Ophiuchi ) до миллиардов лет (например, Tau Ceti ). Эти системы обычно называют « дисками для мусора ». Учитывая более старый возраст этих звезд и короткое время жизни пылевых частиц микрометрового размера вокруг звезд из-за сопротивления Пойнтинга Робертсона , столкновений и радиационного давления (обычно от сотен до тысяч лет), считается, что эта пыль является результатом столкновений планетезималей (например, астероидов , комет ). Отсюда и диски мусоравокруг этих примеров (например , Vega , Alphecca , Фомальгаут и т.д.), вероятно , на самом деле не «протопланетного», но представляют собой более позднюю стадию эволюции диска , где внесолнечных аналоги пояса астероидов и пояса Койпера являются домом для столкновений пылевых генерирующим между планетезималях.

Связь с абиогенезом [ править ]

Основные статьи: абиогенез и панспермия

Основываясь на недавних исследованиях компьютерных моделей , сложные органические молекулы, необходимые для жизни, могли образоваться в протопланетном диске из пылинок, окружающих Солнце, до образования Земли. [23] Согласно компьютерным исследованиям, этот же процесс может происходить и вокруг других звезд, которые приобретают планеты . [23] (См. Также Внеземные органические молекулы ).

Галерея [ править ]

  • 20 протопланетных дисков, захваченных проектом High Angular Resolution Project (DSHARP). [24]

  • Тень создается протопланетным диском, окружающим звезду HBC 672 внутри туманности. [25]

  • Протопланетный диск AS 209 расположен в области звездообразования молодого Змееносца . [26]

  • Протопланетный диск HH 212 . [27]

  • Наблюдая за пыльными протопланетными дисками, ученые исследуют первые шаги формирования планет. [28]

  • Концентрические кольца вокруг молодой звезды HD 141569A , удаленной от нас на 370 световых лет. [29]

  • Диски обломков обнаружены на HST- изображениях молодых звезд, HD 141943 и HD 191089 - изображения вверху; геометрия внизу. [30]

  • Протопланетный диск HH- 30 в Тельце - диск излучает красноватую звездную струю .

  • Отпечаток художника от протопланетного диска.

  • Объект в туманности Ориона .

  • Воспроизвести медиа

    Видео показывает эволюцию диска вокруг такой молодой звезды, как HL Tauri (авторская концепция).

  • Изображение окружного диска вокруг GW Orionis . [31]

См. Также [ править ]

  • Аккреционный диск
  • Кругопланетный диск  - скопление частиц вокруг планеты, образующее луну.
  • Диск для мусора
  • Нарушенная планета
  • Формирование и эволюция Солнечной системы
  • Объект Хербига – Аро
  • Небулярная гипотеза
  • Q-PACE , космический корабль для изучения аккреции
  • Планетная система

Ссылки [ править ]

  1. ^ Джонатан Уэбб (2014-11-06). «Формирование планеты запечатлено на фото» . BBC .
  2. ^ «Рождение планет показано с удивительной детальностью в« Лучшем изображении когда - либо » ALMA » . НРАО. 2014-11-06. Архивировано из оригинала на 2014-11-06.
  3. ^ Персонал (2 июля 2018 г.). «Первое подтвержденное изображение новорожденной планеты, полученное с помощью ESO VLT - Spectrum, показывает облачную атмосферу» . EurekAlert! . Проверено 2 июля 2018 .
  4. ^ Мюллер, а .; и другие. «Орбитальные и атмосферные характеристики планеты в промежутке переходного диска PDS 70» ( PDF ) . ESO . Проверено 2 июля 2018 .
  5. ^ Кепплер, М .; и другие. «Обнаружение компаньона планетарной массы в промежутке переходного диска вокруг PDS 70» ( PDF ) . ESO . Проверено 2 июля 2018 .
  6. ^ Mamajek, EE; Усуда, Томонори; Тамура, Мотохайд; Исии, Мики (2009). «Начальные условия формирования планет: время жизни изначальных дисков». Материалы конференции AIP . 1158 : 3–10. arXiv : 0906.5011 . Bibcode : 2009AIPC.1158 .... 3M . DOI : 10.1063 / 1.3215910 .
  7. Перейти ↑ Pringle, JE (1981). «Аккреционные диски в астрофизике». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 19 : 137–162. Bibcode : 1981ARA & A..19..137P . DOI : 10.1146 / annurev.aa.19.090181.001033 .
  8. ^ Mamajek, EE; Мейер, MR; Hinz, PM; Хоффманн, ВФ; Коэн, М. и Хора, Дж. Л. (2004). «Ограничение срока службы околозвездных дисков в зоне земных планет: исследование в среднем инфракрасном диапазоне 30-летней давности ассоциации Tucana-Horologium». Astrophysical Journal . 612 (1): 496–510. arXiv : astro-ph / 0405271 . Bibcode : 2004ApJ ... 612..496M . DOI : 10.1086 / 422550 .
  9. ^ Белый, RJ & Hillenbrand, LA (2005). "Долгоживущий аккреционный диск вокруг обедненной литием двойной звезды Т Тельца". Astrophysical Journal . 621 (1): L65 – L68. arXiv : astro-ph / 0501307 . Bibcode : 2005ApJ ... 621L..65W . DOI : 10.1086 / 428752 .
  10. ^ Каин, Фрейзер; Хартманн, Ли (3 августа 2005 г.). «Планетарный диск, который отказывается расти (интервью с Ли Хартманном об открытии)» . Вселенная сегодня . Проверено 1 июня 2013 года .
  11. ^ "Протопланетный диск: моделирование спирального рукава против данных наблюдений" . Проверено 30 октября 2015 года .
  12. ^ Ricci, L .; Робберто, М .; Содерблом, Д.Р. (2008). "ТЕЛЕСКОП HUBBLE SPACE / УЛУЧШЕННАЯ КАМЕРА ДЛЯ ИССЛЕДОВАНИЯ АТЛАС ПРОТОПЛАНЕТАРНЫХ ДИСКОВ В БОЛЬШЕЙ НЕБУЛЕ ОРИОНА" . Астрономический журнал . 136 (5): 2136–2151. DOI : 10.1088 / 0004-6256 / 136/5/2136 . ISSN 0004-6256 . 
  13. ^ О'делл, CR; Вонг, Кван (1996). "Картирование туманности Ориона космическим телескопом Хаббла. I. Обзор звезд и компактных объектов". Астрономический журнал . 111 : 846. DOI : 10,1086 / 117832 . ISSN 0004-6256 . 
  14. Перейти ↑ Armitage, Philip J. (2011). «Динамика протопланетных дисков». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 49 : 195–236. arXiv : 1011.1496 . Bibcode : 2011ARA & A..49..195A . DOI : 10.1146 / annurev-astro-081710-102521 .
  15. ^ Balbus, Стивен А .; Хоули, Джон Ф. (1991). «Мощная локальная сдвиговая неустойчивость в слабо намагниченных дисках. I - Линейный анализ. II - Нелинейная эволюция». Астрофизический журнал . 376 : 214–233. Bibcode : 1991ApJ ... 376..214B . DOI : 10.1086 / 170270 .
  16. ^ a b Гэмми, Чарльз (1996). «Слоистая аккреция в Т-образных дисках Тельца». Астрофизический журнал . 457 : 355. Bibcode : 1996ApJ ... 457..355G . DOI : 10.1086 / 176735 .
  17. ^ "Спирали с сказкой, чтобы рассказать" . www.eso.org . Проверено 6 октября +2016 .
  18. ^ Лиссауэр, JJ; Hubickyj, O .; D'Angelo, G .; Боденхаймер, П. (2009). «Модели роста Юпитера с учетом тепловых и гидродинамических ограничений». Икар . 199 (2): 338–350. arXiv : 0810.5186 . Bibcode : 2009Icar..199..338L . DOI : 10.1016 / j.icarus.2008.10.004 .
  19. ^ D'Angelo, G .; Weidenschilling, SJ; Лиссауэр, JJ; Боденхаймер, П. (2014). «Рост Юпитера: усиление аккреции ядра за счет объемной маломассивной оболочки». Икар . 241 : 298–312. arXiv : 1405.7305 . Bibcode : 2014Icar..241..298D . DOI : 10.1016 / j.icarus.2014.06.029 .
  20. ^ Canup, Робин М .; Уорд, Уильям Р. (30 декабря 2008 г.). Происхождение Европы и галилеевых спутников . Университет Аризоны Press . п. 59. arXiv : 0812.4995 . Bibcode : 2009euro.book ... 59C . ISBN 978-0-8165-2844-8.
  21. ^ D'Angelo, G .; Подолак, М. (2015). «Захват и эволюция планетезималей в круговых дисках». Астрофизический журнал . 806 (1): 29 стр. arXiv : 1504.04364 . Bibcode : 2015ApJ ... 806..203D . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 806/2/203 .
  22. ^ "Звездная вспышка показывает линию водного снега" . Проверено 15 июля 2016 года .
  23. ^ a b Московиц, Клара (29 марта 2012 г.). «Строительные блоки жизни могли образоваться в пыли вокруг молодого солнца» . Space.com . Проверено 30 марта 2012 года .
  24. ^ "Идеальный голос в DSHARP в ALMA" . www.eso.org . Проверено 28 января 2019 .
  25. ^ "Хаббл показывает космическую Тень Летучей мыши в Хвосте Змеи" . www.spacetelescope.org . Проверено 5 ноября 2018 .
  26. ^ "Молодая планета создает сцену" . www.eso.org . Проверено 26 февраля 2018 .
  27. ^ "Кормление звезды младенца пыльным гамбургером" . www.eso.org . Дата обращения 15 мая 2017 .
  28. ^ "Весенняя уборка в младенческой звездной системе" . www.eso.org . Проверено 3 апреля 2017 года .
  29. ^ "Бульвар разорванных колец" . Проверено 21 июня +2016 .
  30. ^ Харрингтон, JD; Вильярд, Рэй (24 апреля 2014 г.). "ВЫПУСК 14-114" Астрономическая криминалистика обнаруживает планетные диски в архиве Хаббла НАСА " . НАСА . Архивировано 25 апреля 2014 года . Проверено 25 апреля 2014 .
  31. ^ Би, Цзяцин; и другие. (2020). "GW Ori: Взаимодействие между тройной звездной системой и ее круговым диском в действии" . Астрофизический журнал . 895 (1). L18. arXiv : 2004.03135 . Bibcode : 2020ApJ ... 895L..18B . DOI : 10.3847 / 2041-8213 / ab8eb4 .

Дальнейшее чтение [ править ]

  • Дэвис, Сэнфорд С. (2006). «Новая модель водяного пара и изобилия льда в протопланетной туманности». Американское астрономическое общество, заседание DPS № 38, № 66.07 . 38 : 617. Bibcode : 2006DPS .... 38.6607D ..
  • Баррадо-и-Navascues, Д. (1998). «Группа движения Кастора: эпоха Фомальгаута и Веги» . Астрономия и астрофизика . 339 (3): 831–839. arXiv : astro-ph / 9905243 . Bibcode : 1998a & A ... 339..831B . Архивировано из оригинала на 2007-09-29 . Проверено 22 июня 2007 .
  • Калас, Пол ; Graham, J .; Клэмпин, М. (2005). «Планетная система как источник структуры в пылевом поясе Фомальгаута». Природа . 435 (7045): 1067–70. arXiv : astro-ph / 0506574 . Bibcode : 2005Natur.435.1067K . DOI : 10,1038 / природа03601 . PMID  15973402 .
  • Уильямс, JP; Сьеса, Лос-Анджелес (2011). «Протопланетные диски и их эволюция». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 49 : 67. arXiv : 1103.0556 . Bibcode : 2011ARA & A..49 ... 67W . DOI : 10.1146 / annurev-astro-081710-102548 .
  • Армитаж, П.Дж. (2011). «Динамика протопланетных дисков». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 49 : 195–236. arXiv : 1011.1496 . Bibcode : 2011ARA & A..49..195A . DOI : 10.1146 / annurev-astro-081710-102521 .