Околуѕвезден диск

Од Википедија — слободната енциклопедија
Прејди на прегледникот Прејди на пребарувањето
Околуѕврздените дискови ХД 141943 и ХД 191089.[1]

Околуѕвездениот диск е акумулација на материја во форма на тор, палачинка или прстен, составена од гас, прашина, планетезимали, астероиди или остатоци по судар во орбитата околу некоја ѕвезда. Кај најмладите ѕвезди, од материјалот во околуѕвездениот диск може да се создаваат планети. Кај зрелите ѕвезди тој укажува дека започнало создавањето на планетезимали, а кај белите џуџиња укажуваат дека планетарниот материјал опстанал во текот на целата ѕвездена еволуција.

Млада ѕвезда[уреди | уреди извор]

Ѕвездата САО 206462 има необичен околуѕвезден диск

 

Според општоприфатениот модел за создавање на ѕвезди, познат и како маглинска хипотеза, младата ѕвезда (протоѕвезда) се формира по гравитацискиот колапс на куп од материја во џиновски молекуларен облак. Материјалот кој е привлечен од гравитацијата има одреден алолен момент, и како последица на тоа се создава гасовит протопланетарен диск околу младата ѕвезда. Тоа е ѕвезден диск од густ гас и прашина кој кружи околу ѕвездата и кој продолжува да ја храни централната ѕвезда. Неговата маса обично е неколку проценти од масата на централната ѕвезда, а најголем удел во масата имаат гасовите од кои пак најзастапен е водородот. Главната фаза на насобирање трае неколку милиони години, со стапки на собирање најчесто меѓу 10−7 и 10−9 сончеви маси годишно (стапки за класични системи претставени од Хартман и др.[2] ).

Дискот постепено се лади до степен кој што е познат како фаза на Т Бик ѕвезда. Во внатрешноста на дискот може да се формираат зрнца од прашина составени од карпи и мраз, кои што можат да се згрутчат во планетизимали. Ако масата на дискот е доволно голема, од него почнуваат да се одвојуваат згрутчени тела, и како последица на тоа се појавуваат планетарни ембриони. Се смета дека планетарните системи се создаваат како природна последица од создавањето на ѕвезди. Создавањето на ѕвезди слични на Сонцето обично е процес кој трае околу 100 милиони години.

Околу Сончевиот Систем[уреди | уреди извор]

Уметничка слика за околуѕвезден диск околу млада ѕвезда.[3]

Бинарен систем[уреди | уреди извор]

Околубинарен диск околу AK Скорпии, млад систем во соѕвездието Скорпија. Сликата на дискот е направена од АЛМА .

Гравитациското привлекувањето на гас во бинарен систем овозможува создавање на околуѕвездени и околубинарни дискови. Ваков диск ќе се формира во секој бинарен систем во кој привлечениот гас има одреден степен на аголен момент.[4] Брзината на создавање на дискот е поголема при зголемување на нивото на аголниот момент:

  • Околупримарен диск е дискот кој орбитира околу примарната (т.е. поголемата) ѕвезда во бинарниот систем.[4] Вакви дискови ќе се формира со насобирање ако во гравитациски привлечениот гас има аголен момент.[4]
  • Околусекундарен диск е дискот кој орбитира околу секундарната (т.е. помалата) ѕвезда во бинарниот ѕвезден систем. Вакви дискови ќе се формира само тогаш кога ако во гравитациски привлечениот гас има аголен момент. Износот на потребниот аголен момент зависи од односот на масата меѓу секундарната и примарната ѕвезда.
  • Околубинарен диск е дискот кој орбитира околу двете (примарната и секундарната) ѕвезди. Ваков диск ќе се формира по формирањето на околупримарниот и околусекундарниот диск, со внатрешен пречник многу поголем од пречникот на орбитата на бинарниот систем. Масата на формираниот околубинарен диск може да биде со горна граница до приближно 0,005 сончеви маси,[5] и во таков случај бинарниот систем нема да може да го растрои дискот во доволна мера за гасот подоцна да се насобере во околупримарниот и околусекундарниот диск.[4] Ваков околубинарен диск може да се забележи околу ѕвездениот систем ГГ Таури.[6]

Откако ќе се формира околуѕвезден диск, во околуѕвездениот материјал под влијание на диференцијален вртежен момент, а поради гравитацијата на бинарните ѕвезди се создаваат густи спирални бранови.[4] Поголемиот дел од овие дискови се симетрични со оската на бинарната рамнина, но исто така поради одредени процеси како Бардин-Петерсоновиот ефект,[7] може неусогласеното диполно магнетно поле [8] и зрачниот притисок [9] да предизвикаат значително искривување или навалување на рамниот диск.

Навалени дискови можат да се видат (покрај другите) во системите на Her X-1, SMC X-1 и SS 433, каде што е забележана периодично попречување на емисиите на рендгенски зраци со времетрање од 50 до 200 дена; многу поспоро од бинарната орбита на системот од приближно 1 ден.[10] Се верува дека периодичното попречување е резултат на прецесијата на околупримарните или околубинарните дискови, кои обично се движат ретроградно од бинарната орбита поради истиот оној диференцијален вртежен момент кој ги создава густите спирални бранови кај дисковите симетрични на оската.

Навалените околубинарни дискови може да се појават поради искривување на геометрискиот облик на околуѕвездените дискови, прецесија на протоѕвездени млазови и навалените орбити на околупланетарните тела (како што е примерот со затемнетата бинарна ѕвезда TY CrA).[5] За дискови кои орбитираат околу бинарен систем каде што соодносот меѓу масата на секундарната и примарната ѕвезда е низок, навалениот околубинарен диск ќе биде подложен на цврста прецесија во период од неколку години. Кај дисковите кои орбитираат околу бинарен систем каде што соодносот меѓу масата на секундарната и примарната ѕвезда е приближно еден, диференцијалните вртежи ќе бидат доволно силни за внатрешноста на дискот да биде поделена на два или повеќе одвоени дискови со прецесија.[11]

Во една студија од 2020 година при која биле користени податоци од АЛМА покажале дека степенот на порамнување на околубинарниот диск со орбитата на бинарните ѕвезди во голема мера зависи од орбиталниот период на ѕвездите. Колку е пократок орбиталниот период на бинарниот ѕвезден систем толку ќе биде поголемо порамнувањето на орбитата на околубинарниот диск со орбитата на бинарната ѕвезда.[12]

Прашина[уреди | уреди извор]

Првобитен облак од гас и прашина што ја опкружува младата ѕвезда ХД 163296 .[13]
  • Остаточните дискови се составени од планетезимали, ситна прашина и мала количина гас кој настанува при нивните меѓусебни судири и со испарување. Првобитниот гас и малите честички биле исфрлени од дискот или се здружиле во планети.[14]
  • Зодијачки облак (или меѓупланетарна прашина) е материјалот во Сончевиот Систем кој настанал од судири меѓу астероиди и испарување на комети. Од Земјата може да се види како лента од расеана светлина долж еклиптиката пред изгрејсонце или по зајдисонце.
  • Вонзодијачката прашина е зодијачка прашина околу ѕвезда вон Сончевиот Систем.

Фази[уреди | уреди извор]

Протопланетарен диск АС 209.[15]

Фазите кај околуѕвездените дискови се однесуваат на структурата и составот на дискот во различни периоди од неговата еволуција. Во фази на дискот спаѓаат оние фази кога тој е претежно составен од честички помали од еден микрон, окрупнувањето на тие честички во зрна и поголеми телца, здружувањето на поголемите телца во планезимали и растот и орбиталната еволуција на планетезималите во планетарни системи, како нашиот Сончевиот Систем и многу други ѕвездени системи.

Главните фази во создавањето на околуѕвездени дискови се:[16]

  • Протопланетарни дискови: Во оваа фаза во дисковите има големи количества првобитен материјал (на пример, гас и прашина), а дисковите имаат доволно маса за да може од него да се создаваат планети.
  • Преодни дискови: Во оваа фаза, присуството на гас и прашина во дискот значително се намалува, и дискот има својства помеѓу протопланетарен и остаточен диск.
  • Остаточни дискови: Во оваа фаза, околуѕвездениот диск е со проретчена прашина и има мали количини на гас или воопшто нема гас. Се карактеризира со тоа прашината во него е помлада од самиот диск, што укажува дека дискот е од втора генерација наместо првобитна.

Расејување и еволуција на дискот[уреди | уреди извор]

В1247 Орионис е млада, жешка ѕвезда опкружена со динамичен прстен од гас и прашина.[17]

Расејувањето на материјалите е еден од процесите кои придонесуваат за еволуцијата на околуѕвездените дискови. За да се одреди староста на околуѕвездениот диск, покрај информацијата за масата на централната ѕвезда може и да се земе предвид и фазата на расејување на материјалот во него. На пример, ако во преодните дискови (дискови со големи внатрешни дупки) е започнат процес на расејување тогаш просечната старост на околуѕвездениот диск се проценува на околу 10 милиони години.[18][19]

Не е добро познат процесот на расејување и неговото времетраење во различните фази. Предложени се неколку процеси кои влијаат на својствата на набљудуваните дискови, преку кои може да се одреди староста на дисковите. Предложени процеси за да се објасни расејувањето се: намалување на провидноста на прашината поради растот на зрната,[20] фотоиспарување на материјалот поради рендген или УВ фотоните од централната ѕвезда (ѕвезден ветер),[21] или динамичкото влијание на создавањето на џиновска планета во дискот.[22]

Расејувањета е континуиран процес во околуѕвездените дискови кој трае во текот животниот век на централната ѕвезда, а истовремено, за истата фаза, е процес кој се одвива во различни делови од дискот. Расејувањето, во зависност од делот од дискот што се расејува, се дели на:[23] расејување на внатрешниот диск, расејување на средината на дискот и расејување на надворешниот диск.

Расејување на внатрешниот диск се јавува кај внатрешниот дел од дискот (на растојание од 0,05 до 0,1 ). Овој регион е најжежок затоа што е најблиску до ѕвездата, а материјалот кој го има во него обично емитира краткобраново зрачење во близу-инфрацрвено подрачје од електромагнетниот спектар. Истражувањата на зрачењето што го емитира врелата прашина во тој дел од дискот покажуваат дека има емпириска врска меѓу насобирањето од дискот во ѕвездата и исфрлањата при одлив.

Расејување на средниот диск, се јавува во регионот на средниот диск (од 1 до 5 ) и се карактеризира со присуство на многу поладен материјал од оној во внатрешниот дел на дискот. Следствено, зрачењето емитувано од овој регион има поголема бранова должина, во среднобраново инфрацрвено подрачје, што го отежнува откривањето и предвидувањето на ерата на расејување во овој регион. Направените истражувања за да се одреди периодот на расејувањето во овој регион даваат широкока временска рамка од помалку од 10 до 100 милиони години.

Расејување на надворешниот диск се јавува во региони од 50 до 100, каде што има многу пониски температури, а брановата должина на емитираното зрачење се зголемува до милиметарското подрачје од електромагнетниот спектар. Масата на прашина во овој регион просечно изнесува ~ 10−5 сончеви маси.[24] Испитувањата[25] на постарите остаточни дискови (од 107 до 109 години) наведуваат дека масата на прашина во нив е 10−8 сончеви маси, што значи дека расејувањето во надворешните дискови се одвива во многу долг временски период.

Околуѕвездените дискови не се тела кои се во рамнотежа, туку постојано еволуираат. Еволуцијата на густината на површината на дискот , која се пресметува како количина маса по единица површина, па откако густината на волуменот на одредено место во дискот се интегрирана преку вертикалната структура, се прикажува како: каде е местоположбата на пречникот во дискот, е вискозноста во точката .[26] Оваа равенка претпоставува дека дисковите се симетрични со оската на ротација, но може да се применува за секоја вертикална структура од дискот.

Вискозноста во дискот, без разлика дали е молекуларна, турбулентна или поинаква, го пренесува аголниот момент нанадвор во дискот, а поголемиот дел од масата навнатре, и на крајот ги насобира во централен објект.[26] Насобирањето на масата во ѕвездата при вискозност на дискот се изразува како: каде што е внатрешниот радиус.

Поврзано[уреди | уреди извор]

Наводи[уреди | уреди извор]

  1. „Circumstellar Disks HD 141943 and HD 191089“. ESA/Hubble images. Посетено на 29 April 2014.
  2. Hartmann, L; Calvet, N; Gullbring, E; D’Alessio, P (1998). „Accretion and the Evolution of T Tauri Disks“. The Astrophysical Journal. 495: 385–400. Bibcode:1998ApJ...495..385H. doi:10.1086/305277.
  3. „ALMA Reveals Planetary Construction Sites“. Посетено на 21 December 2015.
  4. 4,0 4,1 4,2 4,3 4,4 Bate, M; Bonnell, A (1997). „Accretion during binary star formation - II. Gaseous accretion and disc formation“. MNRAS. 285: 33–48. Bibcode:1997MNRAS.285...33B. doi:10.1093/mnras/285.1.33.
  5. 5,0 5,1 Larwood, J.D.; Papaloizou, J.C.B. (1997). „The hydrodynamical response of a tilted circumbinary disc: linear theory and non-linear numerical simulations“. MNRAS. 285 (2): 288. arXiv:astro-ph/9609145. Bibcode:1997MNRAS.285..288L. doi:10.1093/mnras/285.2.288.
  6. C. Roddier; F. Roddier; M. J. Northcott; J. E. Graves; K. Jim (1996). „Adaptive optics imaging of GG Tauri: Optical detection of the circumbinary ring“. The Astrophysical Journal. 463: 326–335. Bibcode:1996ApJ...463..326R. doi:10.1086/177245.
  7. J. M. Bardeen; J. A. Petterson (1975). „The Lense-Thirring effect and accretion discs around Kerr black holes“. The Astrophysical Journal Letters. 195: L65–L67. Bibcode:1975ApJ...195L..65B. doi:10.1086/181711.
  8. C. Terquem; J. C. B. Papaloizou (2000). „The response of an accretion disc to an inclined dipole with application to AA Tau“. Astronomy and Astrophysics. arXiv:astro-ph/0006113. Bibcode:2000A&A...360.1031T.
  9. J. E. Pringle (1996). „Self-induced warping of accretion discs“. MNRAS. 281: 357–361. Bibcode:1996MNRAS.281..357P. doi:10.1093/mnras/281.1.357.
  10. P. R. Maloney; M. C. Begelman (1997). „The origin of warped, precessing accretion disks in X-ray binaries“. The Astrophysical Journal Letters. 491: L43–L46. arXiv:astro-ph/9710060. Bibcode:1997ApJ...491L..43M. doi:10.1086/311058.
  11. Larwood, J.D.; Papaloizou, J.C.B. (1997). „The hydrodynamical response of a tilted circumbinary disc: linear theory and non-linear numerical simulations“. MNRAS. 285 (2): 288. arXiv:astro-ph/9609145. Bibcode:1997MNRAS.285..288L. doi:10.1093/mnras/285.2.288.
  12. „The Strange Orbits of 'Tatooine' Planetary Disks“. National Radio Astronomy Observatory (англиски). Посетено на 2020-03-21.
  13. „Planets in the Making“. www.eso.org. Посетено на 26 December 2016.
  14. Klahr, Hubert; Brandner, Wolfgang (2006). Planet Formation. Cambridge University Press. стр. 25. ISBN 0-521-86015-6.
  15. „Safe havens for young planets“. www.eso.org (англиски). Посетено на 4 February 2019.
  16. Hughes, Amy (2010). „Circumstellar Disk Structure and Evolution through Resolved Submillimeter Observations“ (PDF). Посетено на 2 February 2016.
  17. „Caught in a Dust Trap“. www.eso.org. Посетено на 16 October 2017.
  18. Mamajek, Eric (2009). „Initial Conditions of Planet Formation: Lifetimes of Primordial Disks“. AIP Conference Proceedings. 1158: 3. arXiv:0906.5011. Bibcode:2009AIPC.1158....3M. doi:10.1063/1.3215910.
  19. Cieza, L; и др. (2007). „The spitzer c2d survey of weak-line T Tauri stars. II New constraints on the timescale for planet building“. The Astrophysical Journal. 667: 308–328. arXiv:0706.0563. Bibcode:2007ApJ...667..308C. doi:10.1086/520698.
  20. Uzpen, B; и др. (2008). „A glimpse into the Nature of Galactic Mid-IR Excess“. The Astrophysical Journal. 685: 1157–1182. arXiv:0807.3982. Bibcode:2008ApJ...685.1157U. doi:10.1086/591119.
  21. Clarke, C; Gendrin, A; Sotomayor, M (2001). „The dispersal of circumstellar discs: the role of the ultraviolet switch“. MNRAS. 328: 485–491. Bibcode:2001MNRAS.328..485C. doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04891.x.
  22. Bryden, G.; и др. (1999). „Tidally Induced Gap Formation in Protostellar Disks: Gap Clearing and Suppression of Protoplanetary Growth“. The Astrophysical Journal. 514: 344–367. Bibcode:1999ApJ...514..344B. doi:10.1086/306917.
  23. Hillenbrand, L.A. (2005). "Observational Constraints on Dust Disk Lifetimes: Implications for Planet Formation". MISSING LINK.. 
  24. Eisner, J.A.; Carpenter, J.M. (2003). „Distribution of circumstellar disk masses in the young cluster NGC 2024“. The Astrophysical Journal. 598: 1341–1349. arXiv:astro-ph/0308279. Bibcode:2003ApJ...598.1341E. doi:10.1086/379102.
  25. Wyatt, Mark (2008). „Evolution of Debris Disks“. Annu. Rev. Astron. Astrophys. 46: 339. Bibcode:2008ARA&A..46..339W. doi:10.1146/annurev.astro.45.051806.110525.
  26. 26,0 26,1 Armitage, Philip (2011). „Dynamics of Protoplanetary Disks“. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 49: 195–236. arXiv:1011.1496. Bibcode:2011ARA&A..49..195A. doi:10.1146/annurev-astro-081710-102521.

Надворешни врски[уреди | уреди извор]