Протопланетные диски вокруг молодых звезд

Введение

Газ и пыль вокруг новообразованной звезды

Протопланетный диск — это вращающийся околозвездный диск плотного газа и пыли, окружающий молодую новообразованную звезду, звезду Т Тельца или звезду Хербига Ae/Be. Протопланетный диск также может рассматриваться как аккреционный диск самой звезды, поскольку газы или другой материал могут падать с внутреннего края диска на поверхность звезды. Этот процесс не следует путать с процессом аккреции, который, как считается, приводит к формированию планет. Внешне освещенные фотоиспаряющиеся протопланетные диски называются проплидами.

Формирование

Протозвезды формируются из молекулярных облаков, состоящих в основном из молекулярного водорода. Когда часть молекулярного облака достигает критического размера, массы или плотности, она начинает сжиматься под действием собственной гравитации. По мере того как это сжимающееся облако, называемое солнечной туманностью, становится плотнее, случайные движения газа, изначально присутствующие в облаке, усредняются в пользу направления чистого углового момента туманности. Сохранение углового момента приводит к увеличению скорости вращения по мере уменьшения радиуса туманности. Это вращение заставляет облако сплющиваться — подобно тому, как из теста формируют плоскую пиццу — и принимать форму диска. Это происходит потому, что центростремительное ускорение, вызванное орбитальным движением, противодействует гравитационному притяжению звезды только в радиальном направлении, но облако остается свободным для сжатия в осевом направлении. В результате формируется тонкий диск, поддерживаемый давлением газа в осевом направлении. Начальное сжатие занимает около 100 000 лет. После этого звезда достигает температуры поверхности, аналогичной температуре звезды главной последовательности той же массы, и становится видимой. Теперь это звезда Т Тельца. Аккреция газа на звезду продолжается еще 10 миллионов лет, прежде чем диск исчезнет, возможно, рассеянный звездным ветром молодой звезды, или, возможно, просто прекратив излучение после завершения аккреции. Старейшему обнаруженному протопланетному диску 25 миллионов лет. Протопланетные диски вокруг звезд Т Тельца отличаются от дисков, окружающих первичные компоненты близких двойных систем, по своим размерам и температуре. Протопланетные диски имеют радиусы до 1000 а.е., и только их внутренние части достигают температур выше 1000 К. Они очень часто сопровождаются струями (джетами). Протопланетные диски были обнаружены вокруг нескольких молодых звезд в нашей галактике. Наблюдения космического телескопа Хаббл показали, что в туманности Ориона формируются проплиды и планетарные диски. Считается, что протопланетные диски представляют собой тонкие структуры с типичной вертикальной высотой, значительно меньшей радиуса, и типичной массой, значительно меньшей массы центральной молодой звезды. Масса типичного протопланетного диска в основном состоит из газа, однако присутствие пылевых зерен играет важную роль в его эволюции. Пылевые зерна экранируют среднюю плоскость диска от энергетического излучения из космоса, создавая «мертвую зону», в которой больше не работает магниторотационная нестабильность (МРН). Предполагается, что эти диски состоят из турбулентной оболочки плазмы, также называемой активной зоной, которая окружает обширную область покоящегося газа, называемую «мертвой зоной». Небулярная гипотеза формирования Солнечной системы описывает, как, как полагают, протопланетные диски эволюционируют в планетарные системы. Электростатические и гравитационные взаимодействия могут привести к аккреции пыли и ледяных зерен в диске в планетезимали. Этот процесс конкурирует со звездным ветром, который выталкивает газ из системы, и гравитацией (аккрецией) и внутренними напряжениями (вязкостью), которые притягивают материал к центральной звезде Т Тельца. Планетезимали являются строительными блоками как земных, так и гигантских планет. Считается, что некоторые спутники Юпитера, Сатурна и Урана сформировались из меньших, циркумпланетных аналогов протопланетных дисков. Формирование планет и спутников в геометрически тонких, богатых газом и пылью дисках является причиной того, что планеты расположены в плоскости эклиптики. Десятки миллионов лет после формирования Солнечной системы внутренняя область в несколько а.е. Солнечной системы, вероятно, содержала десятки тел размером с Луну или Марс, которые аккрецировали и консолидировались в земные планеты, которые мы видим сейчас. Луна Земли, вероятно, сформировалась после косого столкновения протопланеты размером с Марс с протоземлей примерно через 30 миллионов лет после формирования Солнечной системы.

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.

Диски отломков

Диски околозвездной пыли с низким содержанием газа обнаружены вокруг многих близлежащих звезд, возраст большинства из которых находится в диапазоне от ~10 миллионов лет (например, Бета Пикторис, 51 Офиуха) до миллиардов лет (например, Тау Кита). Эти системы обычно называют "дисками обломков". Учитывая более поздний возраст этих звезд и короткий срок жизни пылевых зерен размером в микрометры вокруг звезд из-за эффекта Пойнтинга-Робертсона, столкновений и давления излучения (обычно сотни – тысячи лет), предполагается, что эта пыль образуется в результате столкновений планетезималей (например, астероидов, комет). Таким образом, диски обломков вокруг этих примеров (например, Вега, Альфекка, Фомалхаут и др.) не являются истинно "протопланетными", а представляют собой более позднюю стадию эволюции диска, где экзопланетные аналоги пояса астероидов и пояса Койпера являются местом столкновений планетезималей, генерирующих пыль.

Связь с абиогенезом

Основываясь на недавних исследованиях компьютерных моделей, сложные органические молекулы, необходимые для жизни, могли сформироваться в протопланетном диске пылевых зерен, окружающем Солнце до образования Земли. Согласно компьютерным исследованиям, этот же процесс может происходить и вокруг других звезд, которые формируют планеты. Тень создается протопланетным диском, окружающим звезду HBC 672 в туманности. Файл:Молодая планета создает сцену. Протопланетный диск AS 209 расположен в молодой звездообразующей области Офиуха. Изображение:Накормить звезду-ребенка пыльным гамбургером. Протопланетный диск HH 212. Файл:Весенняя уборка в молодой звездной системе. Наблюдая за пыльными протопланетными дисками, ученые исследуют первые этапы формирования планет. Изображение: Бульвар Сломанных Колец. Концентрические кольца вокруг молодой звезды HD 141569A, расположенной примерно в 370 световых годах от нас. Изображение:NASA 14114 HubbleSpaceTelescope DebrisDisks 20140424. jpg. Обломковые диски, обнаруженные на изображениях молодых звезд HD 141943 и HD 191089 (изображения сверху; схема геометрии снизу). Изображение:Протопланетный диск HH 30. Протопланетный диск HH 30 в созвездии Тельца излучает красноватый звездный выброс. Изображение: Художественное представление о молодой звезде, окруженной протопланетным диском. Изображение протопланетного диска. Изображение: M42proplyds. Проплайд в туманности Ориона. Изображение: Художественное представление диска вокруг молодой звезды. Видео показывает эволюцию диска вокруг молодой звезды, такой как HL Tauri (концепция художника). Изображение: Окружающий диск вокруг GW Orionis.