Dysk protoplanetarny

Dysk protoplanetarny wokół HL Tauri

Protoplanetarnym dysku również circumstellar dysku lub Proplyd ( angielski skrót od dysku protoplanetarne ) jest pierścieniowy dysk wykonany z gazów i pyłu wokół protostar lub porównywalnego obiektu (Young gwiazdy, brązowy karzeł , obiekt masy planetarnym ). W rezultacie uważa się, że pochodzi z zapadającego się jądra chmury molekularnej .

opis

Nawet niewielki początkowy moment pędu w chmurze pierwotnym wystarczy, aby zapobiec powstawaniu pojedynczej gwiazdy. Zamiast tego, w zależności od siły turbulentnego tarcia , powstaje co najmniej podwójna lub wielokrotna gwiazda albo gwiazda z układem planetarnym .

W tym drugim przypadku przyjmuje się, że masa dysku protoplanetarnego stanowi od jednego do dziesięciu procent gwiazdy, przy czym zdecydowana większość momentu pędu pozostaje w dysku lub w układzie planetarnym. Mechanizm separacji - patrz dysk akrecyjny . Niewielka część momentu pędu jest również oddawana przez strumienie .

Dysk protoplanetarny ma zewnętrznie rozszerzoną strukturę. W obszarze wewnętrznym temperatura jest wystarczająco wysoka, aby cząsteczki kurzu mogły sublimować . W obszarach zewnętrznych grubą optycznie szybę można podzielić pionowo na kilka warstw:

  • najbardziej zewnętrzna warstwa absorbuje fotony z gwiazdy centralnej i z pola promieniowania międzygwiazdowego.
  • Światło podczerwone przenika z głębszych warstw , tak że temperatura spada w kierunku płaszczyzny centralnej, a cząsteczki zamarzają. Cząsteczki kurzu opadają na płaszczyznę środkową i mogą tam koagulować .

Rozwój do układu planetarnego

Procesy, które prowadzą od dysku protoplanetarnego do powstania planet, nie zostały jeszcze szczegółowo poznane. Istnieją zasadniczo dwa modele:

  • Koagulacja i akrecja: Symulacje pokazują, że cząsteczki pyłu międzygwiazdowego mogą koagulować , ale istnieją również różne procesy (rykoszet, odłamki), które uniemożliwiają ich wzrost do wielkości milimetra. Obecne badania próbują przełamać tę barierę za pomocą coraz dokładniejszych symulacji, a także uwzględniają elektryczność statyczną , błyskawice i namagnesowane cząstki. Bryły o średnicy kilku metrów grawitacyjnie zbierają kolejny materiał. Im większe ciało, tym szybciej i obszerniej zbiera kurz, przez co większe ciała rosną szybciej niż mniejsze ( proces ucieczki ). Kiedy uformowały się planetozymale wielkości gór , zapasy pyłu zostały w znacznym stopniu zużyte, więc dalszy wzrost opiera się na zderzeniach . Teoretycznie większe planetozymale powinny wyrosnąć na protoplanety, które oczyszczą obszar wokół ich orbity . Te planety gazowe would w tym modelu przez akrecji wynikającej z gazu do już poniesionych dużych ciał skalnych.
  • Niestabilność grawitacyjna: ucisk w dysku protoplanetarnym, który spełnia kryterium Jeansa , prowadzi do aglomeracji materii i ostatecznie do powstania planet. Jest to często stosowany model, zwłaszcza przy tworzeniu się planet gazowych. Zgodnie z symulacjami teoretycznymi planety gazowe mogą formować się z niestabilności gęstości spirali w dyskach protoplanetarnych w ciągu 1000 lat. Nie jest jasne, co powoduje takie niestabilności. Bardzo masywne dyski same stają się niestabilne, gdy ostygną i ciśnienie spada. Lokalne niestabilności mogą również wystąpić w dyskach o małej masie, jeśli obszar ten jest zagęszczony przez zewnętrzne zakłócenie, na przykład pobliską supernową .

Oba scenariusze powstawania planet niekoniecznie muszą się wzajemnie wykluczać. Na przykład możliwe jest, że giganty gazowe są tworzone przez niestabilności grawitacyjne, podczas gdy planety podobne do Ziemi są tworzone przez akumulację planetozymali. Na przykład powstanie Urana i Neptuna byłoby możliwe dzięki niestabilności grawitacyjnej bez zaprzeczania ograniczonej długości życia dysków protoplanetarnych; W konwencjonalnym modelu koagulacji powstawanie zewnętrznych gigantów gazowych zajęłoby nawet kilkaset milionów lat, podczas gdy obserwacje sugerują, że dyski protoplanetarne ulegają zniszczeniu po mniej niż dziesięciu milionach lat. Z drugiej strony, wysoki udział cięższych pierwiastków, zwłaszcza w Uranie i Neptunie, przemawia przeciwko bezpośredniej formacji z niestabilności grawitacji, ponieważ prowadziłyby one raczej do składu podobnego do Słońca.

Dyski protoplanetarne wokół gwiazd ulegają zniszczeniu w ciągu mniej niż 10 milionów lat: gaz i cząstki mniejsze niż około 1 µm są wypychane z układu przez wiatr gwiazdowy i ciśnienie promieniowania , cząstki średniej wielkości do około 1 cm spadają na orbitach spiralnych z powodu do efektu Poyntinga-Robertsona w gwiazdę; przeżywają tylko większe cząstki. Dyski pyłowe, które zostały odkryte około starsze gwiazdy jak Vega od 1980 roku są zatem nie resztki Dysk Protoplanetarny; zamiast tego pył jest stale uzupełniany przez zderzenie asteroid . Pył w Układzie Słonecznym, który można zobaczyć w świetle zodiakalnym , pochodzi ze zderzenia planetoid i odgazowania komet i nie jest pozostałą częścią dysku protoplanetarnego.

Obserwacje

Pierwsze dyski protoplanetarne zostały zaobserwowane w 1994 roku przez C. Roberta O'Della i współpracowników Kosmicznego Teleskopu Hubble'a w Mgławicy Oriona ; w tym regionie gwiazdotwórczym około 50% wszystkich młodych gwiazd jest otoczonych dyskiem protoplanetarnym. W 1998 roku po raz pierwszy znaleziono dysk wokół masywnej gwiazdy. W 2003 r. Obrazy w podczerwieni były w stanie po raz pierwszy wykryć krystaliczne krzemiany w dysku protoplanetarnym , aw 2008 r. Nawet materiały organiczne , takie jak cyjanowodór , dwutlenek węgla i woda, zostały wykryte za pomocą spektroskopii IR (patrz AA Tauri , Cosmochemistry and chemical evolution ).

Zobacz też

literatura

  • A. Natta, V. Grinin, V. Mannings: Properties and Evolution of Disks around Pre-Main-Sequence Stars of Intermediate Mass . W: Protostars and Planets , IV, 2000, ISBN 0-8165-2059-3 , s.559 .
  • Antonella Natta: Dyski okołogwiazdowe w gwiazdach przedgwiazdowych . 2003, arxiv : astro-ph / 0304184

linki internetowe

Commons : Protoplanetary Disk  - zbiór obrazów, filmów i plików audio

Indywidualne dowody

  1. ↑ Lucio Mayer, Thomas Quinn, James Wadsley, Joachim Stadel: Formacja gigantycznych planet przez fragmentację dysków protoplanetarnych . W: Science , 298, 2002, str. 1756-1759, arxiv : astro-ph / 0311048
  2. ^ Alar Toomre : O grawitacyjnej stabilności dysku gwiazd . W: The Astrophysical Journal , 193, 1964, s. 1217–1238 (dotyczy dysków galaktycznych, ale często jest cytowany w powiązaniu z dyskami protoplanetarnymi)
  3. ^ Karl E. Haisch, Elizabeth A. Lada, Charles J. Lada: Disk Frequencies and Lifetimes in Young Clusters . W: The Astrophysical Journal , tom 553, str. L153-L156, arxiv : astro-ph / 0104347 .