Жас жұлдыздардың айналасындағы газ және шаң дискілері – планеталардың қалыптасу ортасы. Протопланеталық дискілер, проплидтер, протожұлдыздар туралы біліңіз.
Ағылшыншамен салыстырыңыз: абзацты басыңыз — түпнұсқа терезеде ашылады. Абзац астындағы EN түймесі оны мәтін ішінде көрсетеді.
Мазмұны
Кіріспе
Жаңа пайда болған жұлдызды қоршаған газ және шаң
Gas and dust surrounding a newly formed star
Протопланетарлық диск – жас, жаңадан пайда болған жұлдызды, Т-Тәүри жұлдызы немесе Гербиг Аэ/Бэ жұлдызының төңірегінде айналатын, тығыз газ бен шаңнан тұратын жұлдыздық диск. Протопланетарлық диск сондай-ақ жұлдыздың өзі үшін аккрециялық диск ретінде қарастырылуы мүмкін, себебі газ немесе басқа материалдар дискінің ішкі жиегінен жұлдыздың бетіне құлауы мүмкін. Бұл процесті планеталардың қалыптасуына байланысты аккреция процесімен шатастырмау керек. Сырттан жарықтандырылған фотобуғаттануға ұшыраған протопланетарлық дискілер проплидтер деп аталады.
A protoplanetary disk is a rotating circumstellar disc of dense gas and dust surrounding a young newly formed star, a T Tauri star, or Herbig Ae/Be star. The protoplanetary disk may also be considered an accretion disk for the star itself, because gases or other material may be falling from the inner edge of the disk onto the surface of the star. This process should not be confused with the accretion process thought to build up the planets themselves. Externally illuminated photo evaporating protoplanetary disks are called proplyds.
Құрылу
Протожұлдыздар негізінен молекулалық сутектен тұратын молекулалық бұлттардан пайда болады. Молекулалық бұлттың бір бөлігі белгілі бір өлшемге, массаға немесе тығыздыққа жеткенде, өзінің гравитациясының әсерінен құлап түсе бастайды. Бұл құлап жатқан бұлт, күн тұмандығы деп аталады, тығыздығы арта келе, бұлттағы бастапқы кездейсоқ газдардың қозғалысы тұмандықтың жалпы бұрыштық импульсінің бағытына қарай орташаланады. Бұрыштық импульстің сақталу заңы тұмандық радиусының кішіреюімен айналу жылдамдығының артуына себеп болады. Бұл айналу бұлттың жалпақтануына, дәл қамырдан пісірілген піцца сияқты, дискіге айналуына әкеледі. Себебі орбиталық қозғалыстан туындаған центростремителдік күш жұлдыздың гравитациялық тартымдылығына тек радиалды бағытта ғана қарсы тұрады, ал бұлт осьтік бағытта құлауға толықтай еркін болады. Нәтижесінде, осьтік бағытта газ қысымымен қолдау көрсетілетін жұқа дискі пайда болады. Алғашқы құлау шамамен 100 000 жылға созылады. Осы уақыттан кейін жұлдыздың беткі температурасы сол массадағы негізгі тізбек жұлдызының температурасына жуықтап, көзге көрінеді. Осы кезде ол Т-Таури жұлдызы болып табылады. Жұлдызға газ жиналуы тағы 10 миллион жылға жуық жалғасады, содан кейін дискі жоғалады – мүмкін жас жұлдыздың жұлдыздық желдерінің әсерінен тарап кетеді, немесе жиналу тоқтағаннан кейін сәуле шығаруын тоқтатады. Қазірге дейін табылған ең көне протопланеталық дискінің жасы 25 миллион жылды құрайды. Т-Таури жұлдыздарының айналасындағы протопланеталық дискілер, олардың мөлшері мен температурасы жағынан жақын екі жұлдызды жүйелердің негізгі компоненттерін қоршап тұрған дискілерден ерекшеленеді. Протопланеталық дискілердің радиусы 1000 АЕ-ге дейін жетеді, ал олардың ішкі бөліктері ғана 1000 К-ден жоғары температураға жетеді. Олар көбінесе ағындармен бірге табылады. Галактикамыздағы бірнеше жас жұлдыздардың айналасында протопланеталық дискілер байқалды. Хаббл ғарыш телескобының бақылаулары Орион тұмандығында проплидтер мен планеталық дискілердің қалыптасып жатқанын көрсетті. Протопланеталық дискілер жұқа құрылымдар болып есептеледі, олардың тік биіктігі радиусынан әлдеқайда кіші, ал массасы орталық жас жұлдыздан әлдеқайда төмен. Типтік протопланеталық дискінің массасының көп бөлігін газ құрайды, бірақ шаң бөлшектерінің болуы оның эволюциясында маңызды рөл атқарады. Шаң бөлшектері дискінің ортаңғы жазықтығын сыртқы кеңістіктен келетін энергетикалық сәулеленуден қорғайды, нәтижесінде магниттік ротациялық тұрақсыздықтың (МРТ) жұмыс істемейтін "өлген аймағы" пайда болады. Бұл дискілер плазманың турбулентті қабығынан тұрады деп есептеледі, бұл "белсенді аймақ" деп те аталады, ол "өлген аймақ" деп аталатын тыныш газдың кең аймағын қамтиды. Күн жүйесінің қалыптасуы туралы тұмандық гипотезасы протопланеталық дискілердің планеталық жүйелерге қалай дамитынын сипаттайды. Электростатикалық және гравитациялық өзара әрекеттесулер дискідегі шаң мен мұз бөлшектерін планеталық денелерге біріктіруіне мүмкіндік береді. Бұл процесс, газды жүйеден шығаратын жұлдыздық желге, сондай-ақ материалды орталық Т-Таури жұлдызына тартатын гравитацияға (аккрецияға) және ішкі кернеулерге (иілгіштікке) қарсы тұрады. Планеталық денелер жер және газ гигант планеталарының құрылыс блоктарын құрайды. Юпитер, Сатурн және Уранның кейбір серіктері протопланеталық дискілердің кіші, планеталардың айналасындағы аналогтарынан пайда болған деп саналады. Газ бен шаңға толы, геометриялық жағынан жұқа дискілерде планеталар мен айлардың қалыптасуы планеталардың эклиптикалық жазықтықта орналасуын түсіндіреді. Күн жүйесі қалыптасқаннан кейін ондаған миллион жыл өткен соң, Күн жүйесінің ішкі бірнеше АЕ-інде Марс көлеміндегі ондаған денелер болған, олар бірігіп, қазіргі кездегі жер планеталарын құраған. Жердің Ай планетасы Күн жүйесі қалыптасқаннан кейін 30 миллион жыл өткен соң, Марс көлеміндегі протопланетаның Жерге көлденең соқтығысуынан пайда болған болуы мүмкін.
Protostars form from molecular clouds consisting primarily of molecular hydrogen. When a portion of a molecular cloud reaches a critical size, mass, or density, it begins to collapse under its own gravity. As this collapsing cloud, called a solar nebula, becomes denser, random gas motions originally present in the cloud average out in favor of the direction of the nebula's net angular momentum. Conservation of angular momentum causes the rotation to increase as the nebula radius decreases. This rotation causes the cloud to flatten out—much like forming a flat pizza out of dough—and take the form of a disk. This occurs because centripetal acceleration from the orbital motion resists the gravitational pull of the star only in the radial direction, but the cloud remains free to collapse in the axial direction. The outcome is the formation of a thin disc supported by gas pressure in the axial direction. The initial collapse takes about 100,000 years. After that time the star reaches a surface temperature similar to that of a main sequence star of the same mass and becomes visible. It is now a T Tauri star. Accretion of gas onto the star continues for another 10 million years, before the disk disappears, perhaps being blown away by the young star's stellar wind, or perhaps simply ceasing to emit radiation after accretion has ended. The oldest protoplanetary disk yet discovered is 25 million years old. Protoplanetary disks around T Tauri stars differ from the disks surrounding the primary components of close binary systems with respect to their size and temperature. Protoplanetary disks have radii up to 1000 AU, and only their innermost parts reach temperatures above 1000 K. They are very often accompanied by jets. Protoplanetary disks have been observed around several young stars in our galaxy. Observations by the Hubble Space Telescope have shown proplyds and planetary disks to be forming within the Orion Nebula. Protoplanetary disks are thought to be thin structures, with a typical vertical height much smaller than the radius, and a typical mass much smaller than the central young star. The mass of a typical proto planetary disk is dominated by its gas, however, the presence of dust grains has a major role in its evolution. Dust grains shield the mid plane of the disk from energetic radiation from outer space that creates a dead zone in which the magnetorotational instability (MRI) no longer operates. It is believed that these disks consist of a turbulent envelope of plasma, also called the active zone, that encases an extensive region of quiescent gas called the dead zone.]] The nebular hypothesis of solar system formation describes how protoplanetary disks are thought to evolve into planetary systems. Electrostatic and gravitational interactions may cause the dust and ice grains in the disk to accrete into planetesimals. This process competes against the stellar wind, which drives the gas out of the system, and gravity (accretion) and internal stresses (viscosity), which pulls material into the central T Tauri star. Planetesimals constitute the building blocks of both terrestrial and giant planets. Some of the moons of Jupiter, Saturn, and Uranus are believed to have formed from smaller, circumplanetary analogs of the protoplanetary disks. The formation of planets and moons in geometrically thin, gas and dust rich disks is the reason why the planets are arranged in an ecliptic plane. Tens of millions of years after the formation of the Solar System, the inner few AU of the Solar System likely contained dozens of moon to Mars sized bodies that were accreting and consolidating into the terrestrial planets that we now see. The Earth's moon likely formed after a Mars sized protoplanet obliquely impacted the proto Earth ~30 million years after the formation of the Solar System.
Қалдық дискілері
Көптеген жақын жұлдыздардың айналасында жұлдыздар шаңының газға кедей дискілері табылды, олардың көпшілігі шамамен 10 миллион жыл (мысалы, Бета Пикторис, 51 Офиуки) мен миллиардтаған жыл (мысалы, Тау Сети) аралығында жасқа ие. Бұл жүйелер көбінесе "қалдық дискілер" деп аталады. Бұл жұлдыздардың қарттығын және Poynting-Robertson сүйреуі, соқтығысулар және сәулелену қысымы салдарынан жұлдыздар маңындағы микрометрлік шаң бөлшектерінің қысқа ғұмырын (әдетте жүздерден мыңдарға дейін жыл) ескере отырып, осы шаң планеталық денелердің (мысалы, астероидтар, кометалар) соқтығысуынан пайда болған деп саналады. Сондықтан осы мысалдардағы (мысалы, Вега, Альфекка, Фомалхаут және т.б.) қалдық дискілер шын мәнінде "протопланеталық" емес, астероидтық белдеу мен Койпер белдеуінің экзопланеталық аналогтары планеталар арасында шаң тудыратын соқтығысулар орын алатын дискінің эволюциясының кейінгі сатысын көрсетеді.
Gas poor disks of circumstellar dust have been found around many nearby stars—most of which have ages in the range of ~10 million years (e. g. Beta Pictoris, 51 Ophiuchi) to billions of years (e. g. Tau Ceti). These systems are usually referred to as "debris disks". Given the older ages of these stars, and the short lifetimes of micrometer sized dust grains around stars due to Poynting Robertson drag, collisions, and radiation pressure (typically hundreds to thousands of years), it is thought that this dust is from the collisions of planetesimals (e. g. asteroids, comets). Hence the debris disks around these examples (e. g. Vega, Alphecca, Fomalhaut, etc.) are not truly "protoplanetary", but represent a later stage of disk evolution where extrasolar analogs of the asteroid belt and Kuiper belt are home to dust generating collisions between planetesimals.
Абиогенезге қатысы
Соңғы компьютерлік модельдер зерттеулеріне сүйенсек, өмір үшін қажетті күрделі органикалық молекулалар Жердің пайда болуына дейін Күнді қоршаған шаң бөлшектерінен тұратын протопланеталық дискіде пайда болған болуы мүмкін. Компьютерлік зерттеулерге сәйкес, планеталар пайда болған басқа жұлдыздардың айналасында да осындай процесс жүруі мүмкін. Файл:Cosmic shadow of HBC 672. jpg|HBC 672 жұлдызының айналасындағы протопланеталық дискінің көлеңкесі. Файл:Young planet creates a scene. jpg|Жас планета сахна жасайды. Файл:Young planet creates a scene. jpg|АС 209 протопланеталық дискі жас Офиух жұлдызын қалыптастыру аймағында орналасқан. Сурет: Сәби жұлдызды шаңды гамбургермен тамақтандыру. Файл:HH 212 protoplanetary disk. jpg|HH 212 протопланеталық дискісі. Файл:Spring Cleaning in an Infant Star System. jpg|Жас жұлдыз жүйесінде көктемгі тазалау. Сурет: Планеталардың пайда болуының алғашқы кезеңдерін зерттеу үшін ғалымдар шаңды протопланеталық дисктерді зерттейді. Сурет: Бұзылған сақиналар бульвары. Сурет: HD 141569A жұлдызының айналасындағы концентрлі сақиналар, 370 жарық жылы қашықтықта орналасқан. Сурет:NASA 14114 HubbleSpaceTelescope DebrisDisks 20140424. jpg|Жас жұлдыздардың HST суреттеріндегі қалдық дискілер, HD 141943 және HD 191089 суреттері жоғарыда; геометриясы төменде. Сурет: HH 30 протопланеталық дискі. jpg|Тараздағы HH 30 протопланеталық дискі қызғылт жұлдыздық ағын шығарады. Сурет: Арт-суретшінің протопланеталық дискпен қоршалған жұлдызшаның бейнесі. Сурет: Протопланеталық диск. Сурет: M42proplyds. jpg|Орион тұмандылығындағы проплид. Сурет: Жас жұлдыздың айналасындағы диск. ogv|HL Tauri сияқты жас жұлдыздың айналасындағы диск эволюциясының видеосы (суретшінің тұжырымдамасы). Сурет: GW Orionis 2. jpg|GW Orionis айналасындағы үш жұлдызды дисктің суреті.
Based on recent computer model studies, the complex organic molecules necessary for life may have formed in the protoplanetary disk of dust grains surrounding the Sun before the formation of the Earth. According to the computer studies, this same process may also occur around other stars that acquire planets. File:Cosmic shadow of HBC 672. jpg|A shadow is created by the protoplanetary disc surrounding the star HBC 672 within the nebula. File:Young planet creates a scene. jpg|Protoplanetary disc AS 209 nestled in the young Ophiuchus star forming region. Image:Feeding a Baby Star with a Dusty Hamburger. jpg|Protoplanetary disk HH 212. File:Spring Cleaning in an Infant Star System. jpg|By observing dusty protoplanetary discs, scientists investigate the first steps of planet formation. Image:Boulevard of Broken Rings. jpg|Concentric rings around young star HD 141569A, located some 370 light years away. Image:NASA 14114 HubbleSpaceTelescope DebrisDisks 20140424. jpg|Debris disks detected in HST images of young stars, HD 141943 and HD 191089 images at top; geometry at bottom. Image:Protoplanetary disk HH 30. jpg|Protoplanetary disk HH 30 in Taurus disk emits the reddish stellar jet. Image:Artist’s Impression of a Baby Star Still Surrounded by a Protoplanetary Disc. jpg|Artist's impression of a protoplanetary disk. Image:M42proplyds. jpg|A proplyd in the Orion Nebula. Image:Artist's impression of the disc around a young star. ogv|Video shows the evolution of the disc around a young star like HL Tauri (artist concept). Image:GW Orionis 2. jpg|Image of the circumtrinary disc around GW Orionis.