Альфапедия

околозвездный диск

редактировать
околозвездные диски и

A околозвездный диск (или 130>околозвездный диск ) представляет собой тор, блины или кольцеобразные скопления материи, состоящей из газа, пыли, планетезимали, астероиды или фрагменты столкновения на орбите вокруг звезды. Вокруг самых молодых звезд они являются резервуарами материала, из которого могут образовываться планеты. Они указывают на то, что вокруг зрелых звезд имело место образование планетезималей, а вокруг белых карликов они указывают на то, что планетарный материал пережил всю звездную эволюцию. Такой диск может проявлять себя по-разному.

Содержание

  • 1 Молодая звезда
  • 2 Вокруг Солнечной системы
  • 3 Бинарная система
  • 4 Пыль
  • 5 Этапы
  • 6 Рассеяние и эволюция диска
  • 7 См. Также
  • 8 Ссылки
  • 9 Внешние ссылки

Молодая звезда

Файл: A Stars Spiral.ogv Воспроизвести медиа Звезда SAO 206462 имеет необычный околозвездный диск

Согласно широко принятой модели образование звезды, иногда называемое гипотезой туманности, молодая звезда (протозвезда ) образуется в результате гравитационного коллапса кармана материи внутри гигантской молекулярной облако. Падающий материал обладает некоторым количеством углового момента, что приводит к образованию газообразного протопланетного диска вокруг молодой вращающейся звезды. Первый представляет собой вращающийся околозвездный диск из плотного газа и пыли, который продолжает питать центральную звезду. Он может содержать несколько процентов от массы центральной звезды, в основном в виде газа, который сам по себе в основном является водородом. Основная фаза аккреции длится несколько миллионов лет, со скоростью аккреции обычно от 10 до 10 солнечных масс в год (скорости для типичных систем, представленные в Hartmann et al.).

Диск постепенно остывает в так называемой стадии звезды Т Тельца. Внутри этого диска может происходить образование мелких пылинок из камней и льда, которые могут коагулировать в планетезимали. Если диск достаточно массивен, начинаются неконтролируемые наросты, в результате которых появляются планетарные эмбрионы. Считается, что образование планетных систем является естественным результатом звездообразования. Для образования звезды, похожей на Солнце, требуется около 100 миллионов лет.

Вокруг Солнечной системы

Художник изображает переходный диск вокруг молодой звезды.

двоичной системой

Окружным диском вокруг AK Скорпиона, молодой системы в созвездии Скоприус. Изображение диска было получено с помощью ALMA.

. Нападение газа на двойную систему позволяет образовывать околозвездные и околозвездные диски. Формирование такого диска будет происходить для любой двойной системы, в которой падающий газ содержит некоторую степень углового момента. Общая прогрессия формирования диска наблюдается с увеличением уровня углового момента:

  • Окружной первичный диск - это тот, который вращается вокруг главной (то есть более массивной) звезды двойной системы. Этот тип диска образуется в результате аккреции, если в падающем газе присутствует какой-либо угловой момент.
  • Вторичный диск - это диск, который вращается вокруг вторичной (т.е. менее массивной) звезды двойной звезды. система. Этот тип диска образуется только тогда, когда в падающем газе присутствует достаточно высокий уровень углового момента. Величина необходимого углового момента зависит от отношения масс вторичной к первичной.
  • Круговой диск - это диск, который вращается вокруг как первичных, так и вторичных звезд. Такой диск сформируется позже, чем окружные первичные и вторичные диски, с внутренним радиусом, намного большим, чем радиус орбиты двойной системы . Окружной диск может формироваться с верхним пределом массы приблизительно 0,005 солнечной массы, в этот момент двойная система обычно неспособна достаточно сильно возмущать диск, чтобы газ в дальнейшем аккрецировался на окружные первичные и окружные вторичные диски. Пример околозвездного диска можно увидеть вокруг звездной системы GG Tauri.

После того, как околозвездный диск сформировался, внутри околозвездного материала создаются спиральные волны плотности за счет дифференциального крутящего момента из-за гравитации двойной системы. Большинство этих дисков образуют осесимметричную двойную плоскость, но это возможно для таких процессов, как эффект Бардина-Петтерсона, смещенное магнитное поле диполя и радиационное давление, чтобы вызвать значительную деформацию или наклон к начальному уровню. плоский диск.

Вещественные доказательства наклона дисков наблюдаются в системах Her X-1, SMC X-1 и SS 433 (среди прочих), где периодическое перекрытие прямой видимости рентгеновскими лучами выбросы наблюдаются порядка 50–200 дней; намного медленнее, чем двойная орбита системы ~ 1 день. Считается, что периодическая блокировка является результатом прецессии окружного первичного или окружного диска, которая обычно происходит ретроградно к бинарной орбите в результате того же самого дифференциального момента, который создает спиральные волны плотности в осесимметричном диске.

Доказательства наклона околозвездных дисков можно увидеть через искривленную геометрию внутри околозвездных дисков, прецессию протозвездных джетов и наклонные орбиты околопланетных объектов (как видно в затменной двойной системе TY CrA). Для дисков, вращающихся вокруг двойной двойной системы с низким отношением вторичной массы к первичной, наклонный круговой диск будет претерпевать жесткую прецессию с периодом порядка нескольких лет. Для дисков, вращающихся вокруг двоичной системы с отношением масс, равным единице, дифференциальные крутящие моменты будут достаточно сильными, чтобы разорвать внутреннюю часть диска на два или более отдельных прецессирующих диска.

Исследование 2020 года с использованием ALMA данные показали, что окружные диски вокруг двоичных файлов с коротким периодом часто совпадают с орбитой двоичных файлов. Двойные системы с периодом более одного месяца обычно демонстрировали смещение диска с орбитой двойной системы.

Пыль

Первородное облако газа и пыли, окружающее молодую звезду.
  • Диски обломков состоят из планетезималей вместе с мелкой пылью и небольшими количествами газа, образующимися в результате их столкновений и испарения. Исходный газ и мелкие частицы пыли были рассеяны или накоплены в планетах.
  • Зодиакальное облако или межпланетная пыль - это материал в Солнечной системе, созданный столкновениями астероидов и испарением кометы. наблюдатели на Земле в виде полосы рассеянного света вдоль эклиптики до восхода или после захода солнца.
  • Экзозодиакальная пыль - это пыль вокруг другой звезды, а не Солнца, в месте, аналогичном месту зодиакального света в Солнечной системе. 218>Этапы Протопланетный диск.

    Этапы в околозвездных дисках относятся к структуре и основному составу диска в разные периоды его эволюции. Этапы включают фазы, когда диск состоит в основном из частиц субмикронных размеров, эволюция этих частиц в зерна и более крупные объекты, агломерация более крупных объектов в планетезимали, а также рост и орбитальная эволюция планетезималей в планетные системы, такие как наша Солнечная система или многие другие звезды.

    Основные стадии эволюции околозвездных дисков:

    • Протопланетные диски : на этой стадии присутствуют большие количества первичного материала (например, газа и пыли), а диски достаточно массивны, чтобы иметь потенциал для быть планетообразующими.
    • Переходные диски: На этом этапе диск демонстрирует значительное уменьшение присутствия газа и пыли и демонстрирует свойства протопланетного диска и диска обломков.
    • Диски обломков : В этом Этап околозвездный диск представляет собой тонкий пылевой диск, содержащий небольшие количества газа или даже не содержащий газа. Он характеризуется тем, что его возраст меньше возраста диска, что указывает на то, что диск принадлежит ко второму поколению, а не к изначальному.

    Диссипация и эволюция диска

    - молодая горячая звезда, окруженная динамичным кольцом из газа и пыли.

    Рассеяние вещества - один из процессов, ответственных за эволюцию околозвездных дисков. Вместе с информацией о массе центральной звезды, наблюдение за диссипацией материала на разных стадиях околозвездного диска может быть использовано для определения временных масштабов, участвующих в его эволюции. Например, наблюдения за процессом диссипации в переходных дисках (дисках с большими внутренними отверстиями) оценивают средний возраст околозвездного диска примерно в 10 млн лет.

    Процесс диссипации и его продолжительность на каждой стадии изучены недостаточно.. Для объяснения дисперсии в околозвездных дисках было предложено несколько механизмов с разными предсказаниями наблюдаемых свойств дисков. Такие механизмы, как уменьшение непрозрачности пыли из-за роста зерен, фотоиспарение материала под действием рентгеновских лучей или УФ фотонов центральной звезды (звездный ветер ) или динамическое влияние гигантской планеты, формирующейся внутри диска, - вот некоторые из процессов, которые были предложены для объяснения диссипации.

    Диссипация - это процесс, который непрерывно происходит в околозвездных дисках на протяжении всей жизни центральной звезды, и в то же время, на одной и той же стадии, это процесс, который присутствует в разных частях диска. Рассеивание можно разделить на рассеяние на внутреннем диске, рассеянии в середине диска и рассеяние на внешнем диске, в зависимости от рассматриваемой части диска.

    Рассеивание внутреннего диска происходит во внутренней части диска (< 0.05 – 0.1 AU ). Поскольку она находится ближе всего к звезде, эта область также является самой горячей, поэтому присутствующий там материал обычно испускает излучение в ближней инфракрасной области электромагнитного спектра . Изучение излучения, испускаемого очень горячей пылью, присутствующей в этой части диска, показывает, что существует эмпирическая связь между аккрецией диска на звезду и выбросами при истечении.

    Рассеяние в средней части диска, происходит в средней части диска (1-5 AU ) и характеризуется наличием гораздо более холодного материала, чем во внутренней части диска. Следовательно, излучение, испускаемое из этой области, имеет большую длину волны , действительно в средней инфракрасной области, что делает очень трудным обнаружение и прогнозирование временной шкалы рассеяния в этой области. Исследования, проведенные для определения шкалы времени рассеяния в этой области, предоставляют широкий диапазон значений, прогнозируя временные рамки от менее 10 до 100 млн лет.

    Рассеяние внешнего диска происходит в областях от 50 до 100 AU, где температуры намного ниже, а длина волны испускаемого излучения увеличивается до миллиметровой области электромагнитного поля. спектр. Сообщается, что средняя масса пыли для этой области составляет ~ 10 масс Солнца. Исследования более старых дисков обломков (10–10 лет) показывают, что масса пыли составляет всего 10 масс Солнца, подразумевая, что диффузия во внешних дисках происходит в очень долгом масштабе времени.

    Как уже упоминалось, околозвездные диски не являются объектами равновесия, а постоянно развиваются. Эволюция поверхностной плотности Σ {\ displaystyle \ Sigma}\ Sigma диска, которая представляет собой количество массы на единицу площади, поэтому после интегрирования объемной плотности в конкретном месте на диске над вертикальной структурой задается выражением: ∂ Σ ∂ t = 3 r ∂ ∂ r [r 1/2 ∂ ∂ r ν Σ r 1/2] {\ displaystyle {\ frac {\ partial \ Sigma} { \ partial t}} = {\ frac {3} {r}} {\ frac {\ partial} {\ partial r}} \ left [r ^ {1/2} {\ frac {\ partial} {\ partial r }} \ nu \ Sigma r ^ {1/2} \ right]}{\ frac {\ partial \ Sigma} {\ partial t}} = {\ frac {3} {r} } {\ frac {\ partial} {\ partial r}} \ left [r ^ {1/2} {\ frac {\ partial} {\ partial r}} \ nu \ Sigma r ^ {1/2} \ right ] где r {\ displaystyle r}r - радиальное положение на диске, а ν {\ displaystyle \ nu}\ nu - вязкость в точке r {\ displaystyle r}r . Это уравнение предполагает осесимметричную симметрию в диске, но совместимо с любой вертикальной структурой диска.

    Вязкость в диске, будь то молекулярная, турбулентная или другая, переносит угловой момент наружу в диске и большую часть массы внутрь, в конечном итоге усиливаясь на центральный объект. Прирост массы на звезду M ˙ {\ displaystyle {\ dot {M}}}{\ dot {M}} с точки зрения вязкости диска ν {\ displaystyle \ nu}\ nu выражается следующим образом: M ˙ = 3 π ν Σ [1 - r in r] - 1 {\ displaystyle {\ dot {M}} = 3 \ pi \ nu \ Sigma \ left [1 - {\ sqrt {\ frac {r _ {\ text {in}}} {r}}} \ right] ^ {- 1}}{\ dot {M}} = 3 \ pi \ nu \ Sigma \ left [1 - {\ sqrt {\ frac {r _ {\ text {in}}} {r}}} \ right] ^ {- 1} где r in {\ displaystyle r _ {\ text {in}}}r _ {\ text {in}} - внутренний радиус.

    См. Также

    Ссылки

    Внешние ссылки

    Wikimedia У Commons есть носители, относящиеся к околозвездным дискам.
Последняя правка сделана 2021-05-15 08:27:55
Содержание доступно по лицензии CC BY-SA 3.0 (если не указано иное).
Обратная связь: support@alphapedia.ru
Соглашение
О проекте