Protoplanetary disk

Protoplanetary disk

Protoplanetární disk je rotující cirkumstelární disk hustého plynu a prachu obklopující mladou nově vzniklou hvězdu, hvězdu T Tauri nebo hvězdu Herbig Ae/Be . Protoplanetární disk může být také považován za akreční disk pro samotnou hvězdu, protože plyny nebo jiný materiál mohou padat z vnitřního okraje disku na povrch hvězdy. Tento proces by neměl být zaměňován s akrečním procesem, o kterém se předpokládá, že vytváří samotné planety. Externě osvětlené foto-vypařovací protoplanetární disky se nazývají proplydy .

V červenci 2018 byl nahlášen první potvrzený snímek takového disku obsahujícího vznikající exoplanetu s názvem PDS 70b

formace

Zlomek hvězd, které vykazují určitý důkaz existence protoplanetárního disku jako funkce hvězdného stáří (v milionech let). Vzorky jsou blízké mladé klastry a asociace. Obrázek převzat z recenze Mamajek (2009).

Protostars se tvoří z molekulárních mraků sestávat primárně z molekulárního vodíku . Když část molekulárního mraku dosáhne kritické velikosti, hmotnosti nebo hustoty, začne se hroutit vlastní gravitací . Jak se tento hroutící se oblak, nazývaný sluneční mlhovina , stává hustším, náhodné pohyby plynu původně přítomné v oblaku se průměrují ve prospěch směru čistého momentu hybnosti mlhoviny. Zachování momentu hybnosti způsobí, že se rotace zvýší, když se poloměr mlhoviny sníží. Tato rotace způsobí, že se oblak zplošťuje - podobně jako když se z těsta tvoří plochá pizza - a získá tvar disku. K tomu dochází v důsledku dostředivého zrychleníz orbitálního pohybu odolává gravitačnímu působení hvězdy pouze v radiálním směru, ale mrak zůstává volný ke kolapsu ve vertikálním směru. Výsledkem je vytvoření tenkého disku podporovaného tlakem plynu ve vertikálním směru. Počáteční kolaps trvá asi 100 000 let. Po této době dosáhne hvězda povrchové teploty podobné teplotě hvězdy hlavní posloupnosti stejné hmotnosti a stane se viditelnou.

Nyní je to hvězda T Tauri. Narůstání plynu na hvězdu pokračuje dalších 10 milionů let, než disk zmizí, možná ho odfoukne hvězdný vítr mladé hvězdy , nebo možná jednoduše přestane vyzařovat záření poté, co akrece skončí. Nejstarší dosud objevený protoplanetární disk je starý 25 milionů let.

Protoplanetární disk. Simulované spirální rameno vs. pozorovaná data.

Protoplanetární disky kolem hvězd T Tauri se liší od disků obklopujících primární komponenty blízkých binárních systémů s ohledem na jejich velikost a teplotu. Protoplanetární disky mají poloměry až 1000 AU a pouze jejich nejvnitřnější části dosahují teplot nad 1000 K . Velmi často je doprovází tryskáče .

Protoplanetární disky byly pozorovány kolem několika mladých hvězd v naší galaxii. Pozorování Hubbleovým vesmírným dalekohledem ukázala, že se v mlhovině v Orionu tvoří proplydy a planetární disky .

Protoplanetární disky jsou považovány za tenké struktury s typickou vertikální výškou mnohem menší než poloměr a typickou hmotností mnohem menší než centrální mladá hvězda.

Hmotě typického protoplanetárního disku dominuje jeho plyn, nicméně hlavní roli v jeho vývoji má přítomnost prachových zrn. Prachová zrna chrání střední rovinu disku před energetickým zářením z vesmíru, které vytváří mrtvou zónu, ve které již nepůsobí magnetorotační nestabilita (MRI).

Předpokládá se, že tyto disky sestávají z turbulentního obalu plazmy, nazývaného také aktivní zóna, která obklopuje rozsáhlou oblast klidového plynu nazývanou mrtvá zóna. Mrtvá zóna umístěná ve střední rovině může zpomalit tok hmoty přes disk, což znemožňuje dosažení ustáleného stavu.

Vyvržení zbytku supernovy produkující materiál tvořící planetu .

Planetární systém

Protoplanetární disk obklopující mladou hvězdu Elias 2-27 , která se nachází asi 450 světelných let daleko.

Mlhovinová hypotéza vzniku sluneční soustavy popisuje, jak se předpokládá, že se protoplanetární disky vyvíjejí do planetárních systémů. Elektrostatické a gravitační interakce mohou způsobit, že se prachová a ledová zrna v disku shlukují do planetesimál . Tento proces soutěží s hvězdným větrem , který vyžene plyn ze systému, a gravitací ( narůstání ) a vnitřním napětím ( viskozita ), které vtahují materiál do centrální hvězdy T Tauri. Planetesimály tvoří stavební kameny pozemských i obřích planet.

Předpokládá se, že některé měsíce Jupitera, Saturnu a Uranu vznikly z menších cirkuplanetárních analogů protoplanetárních disků. Vznik planet a měsíců v geometricky tenkých discích bohatých na plyn a prach je důvodem, proč jsou planety uspořádány v rovině ekliptiky . Desítky milionů let po zformování Sluneční soustavy obsahovalo několik vnitřních AU Sluneční soustavy pravděpodobně desítky těles o velikosti Měsíce až Marsu, která se akretovala a konsolidovala do terestrických planet, které nyní vidíme. Měsíc Země pravděpodobně vznikl poté, co protoplaneta velikosti Marsu šikmo srazila proto-Zemi ~ 30 milionů let po zformování Sluneční soustavy.

Troskové disky

Umělcův dojem z vodní sněhové čáry kolem hvězdy V883 Orionis .

Kolem mnoha blízkých hvězd byly nalezeny na plyn chudé disky cirkumstelárního prachu - většina z nich má stáří v rozmezí ~10 milionů let (např . Beta Pictoris , 51 Ophiuchi ) až miliardy let (např . Tau Ceti ). Tyto systémy se obvykle označují jako " debris disky ". Vzhledem k vyššímu stáří těchto hvězd a krátké době života mikrometrových prachových zrn kolem hvězd v důsledku odporu Poyntinga Robertsona , srážkám a radiačnímu tlaku (obvykle stovky až tisíce let) se má za to, že tento prach pochází ze srážek. planetesimál (např . asteroidy , komety ). Proto ty suťové kotoučekolem těchto příkladů (např . Vega , Alphecca , Fomalhaut , atd.) nejsou skutečně "protoplanetární", ale představují pozdější fázi evoluce disku, kde jsou extrasolární analogy pásu asteroidů a Kuiperova pásu domovem kolizí mezi planetesimálami, při nichž dochází ke vzniku prachu.

Vztah k abiogenezi

Hlavní články: Abiogeneze a panspermie

Na základě nedávných studií počítačového modelu se složité organické molekuly nezbytné pro život mohly zformovat v protoplanetárním disku prachových zrn obklopujících Slunce před vznikem Země. Podle počítačových studií se stejný proces může vyskytovat také u jiných hvězd , které získávají planety . (Viz také mimozemské organické molekuly ).