Околозвездный диск

Околозвездный диск (или околозвездный диск ) — это форме тора , блина или кольца, аккреционный диск в состоящий из газа , пыли , планетезималей , астероидов или фрагментов столкновений на орбите вокруг звезды . Вокруг самых молодых звезд они являются резервуарами материала, из которого могут формироваться планеты. Вокруг зрелых звезд они указывают на то, что планетезималей произошло формирование , а вокруг белых карликов — на то, что планетарный материал пережил всю звездную эволюцию. Такой диск может проявлять себя по-разному.

Молодая звезда

Звезда SAO 206462 имеет необычный околозвездный диск.

Согласно широко распространенной модели звездообразования , иногда называемой небулярной гипотезой , молодая звезда ( протозвезда ) образуется в результате гравитационного коллапса кармана материи внутри гигантского молекулярного облака . Падающее вещество обладает некоторым угловым моментом , что приводит к образованию газового протопланетного диска вокруг молодой вращающейся звезды. Первый представляет собой вращающийся околозвездный диск из плотного газа и пыли, который продолжает питать центральную звезду. Она может содержать несколько процентов массы центральной звезды, главным образом в форме газа, который сам по себе состоит в основном из водорода . Основная фаза аккреции длится несколько миллионов лет, при этом темпы аккреции обычно составляют от 10 ⁻⁷ и 10 ⁻⁹ солнечных масс в год (скорости для типичных систем, представленные в Hartmann et al. ^{[ 2 ]}).

Диск постепенно остывает на так называемой звездной стадии Т Тельца . Внутри этого диска может происходить образование мелких пылевых частиц из камней и льда, которые могут коагулировать в планетезимали . Если диск достаточно массивен, начинаются безудержные срастания, приводящие к появлению планетарных зародышей. Считается, что образование планетных систем является естественным результатом звездообразования. Для формирования звезды, похожей на Солнце, обычно требуется около 100 миллионов лет.

Вокруг Солнечной системы

Пояс астероидов — резервуар малых тел Солнечной системы , расположенный между орбитами Марса и Юпитера. Это источник межпланетной пыли.
Пояс Эджворта-Койпера , за орбитой Нептуна.
Рассеянный диск , за орбитой Нептуна
Облака холмов ; только внутреннее облако Оорта имеет тороидальную форму. Внешнее облако Оорта имеет более сферическую форму.

Двоичная система

Попадание газа в двойную систему позволяет образовывать околозвездные и околозвездные диски. Образование такого диска произойдет в любой двойной системе , в которой падающий газ содержит некоторую степень углового момента. ^{[ 4 ]} Общий прогресс формирования диска наблюдается с увеличением уровня углового момента:

Околопервичный диск — это диск, который вращается вокруг главной (то есть более массивной) звезды двойной системы. ^{[ 4 ]} Этот тип диска образуется в результате аккреции , если в падающем газе присутствует какой-либо угловой момент. ^{[ 4 ]}
Околовторичный диск — это диск, который вращается вокруг вторичной (то есть менее массивной) звезды двойной звездной системы. Этот тип диска образуется только тогда, когда в падающем газе присутствует достаточно высокий уровень углового момента. Величина требуемого углового момента зависит от соотношения вторичной и первичной масс. Иногда можно увидеть вторичный диск, проходящий перед основным.
Круговой диск — это диск, который вращается вокруг как первичной, так и вторичной звезды. Такой диск сформируется позже, чем околопервичный и околовторичный диски, с внутренним радиусом, намного превышающим радиус орбиты двойной системы . Может образоваться круговой диск с верхним пределом массы примерно 0,005 массы Солнца. ^{[ 5 ]} в этот момент двойная система , как правило, не может достаточно сильно возмутить диск, чтобы газ мог далее аккрецироваться на первичный и околовторичный диски. ^{[ 4 ]} Пример кругового диска можно увидеть вокруг звездной системы GG Тельца . ^{[ 6 ]}
Учитывая формирование циркумбинарного диска, образование внутренней полости, окружающей двойную систему, неизбежно. Эта полость является результатом спиральных волн плотности, расположенных в резонансах Линдблада , в частности во внешних резонансах Линдблада. Точные резонансы, вырезающие полость, зависят от эксцентриситета двойной системы. $e_{b}$ , но в каждом случае размер полости пропорционален бинарному разделению $a_{b}$ . ^{[ 7 ]}

Изменчивость аккреции

Краткосрочная изменчивость

Ориентировочным временным масштабом, который управляет краткосрочной эволюцией аккреции на двойные системы в околодвойных дисках, является орбитальный период двойной системы. $P_{b}$ . Прирост во внутреннюю полость не постоянен и варьируется в зависимости от $e_{b}$ и поведение газа в самой внутренней области полости. Для неэксцентрических двойных систем изменчивость аккреции совпадает с кеплеровским орбитальным периодом внутреннего газа, в котором образуются сгустки, соответствующие $m=1$ внешние Линдбладовские резонансы. Этот период примерно в пять раз превышает период обращения двойной системы. Для эксцентрических двойных систем период изменчивости аккреции равен орбитальному периоду двойной системы из-за того, что каждый компонент двойной системы черпает вещество из околодвойного диска каждый раз, когда он достигает апоцентра своей орбиты. ^{[ 7 ]}

Долгосрочная изменчивость

Эксцентричные двойные системы также наблюдают изменчивость аккреции в вековых временных масштабах, в сотни раз превышающую бинарный период. Это соответствует скорости апсидальной прецессии внутреннего края полости, развивающей собственный эксцентриситет. $e_{d}$ , а также значительная область внутреннего циркумбинарного диска до $\sim 10a_{b}$ . ^{[ 7 ]} Этот эксцентриситет, в свою очередь, может повлиять на аккрецию внутренней полости, а также на динамику дальше в диске, например, на формирование и миграцию планет по окружности .

Орбитальная эволюция

Первоначально считалось, что все двойные системы, расположенные внутри окружного диска, будут эволюционировать в сторону орбитального распада из-за гравитационного момента окружного диска, в первую очередь из материала на самом внутреннем краю вырезанной полости. Этот распад больше не гарантируется, когда происходит аккреция циркумбинарного диска на двойную систему, и может даже привести к увеличению разделения двойных систем. Динамика орбитальной эволюции зависит от параметров двойной системы, таких как отношение масс. $q_{b}$ и эксцентричность $e_{b}$ , а также термодинамика аккрецирующего газа. ^{[ 7 ]}

Неправильно выровненные диски

После формирования околозвездного диска внутри околозвездного материала возникают спиральные волны плотности за счет дифференциального крутящего момента, возникающего из-за гравитации двойной системы. ^{[ 4 ]} Большинство этих дисков образуют осесимметричную двойную плоскость, но это возможно для таких процессов, как эффект Бардина-Петтерсона. ^{[ 8 ]} смещенное дипольное магнитное поле ^{[ 9 ]} и радиационное давление ^{[ 10 ]} чтобы вызвать значительную деформацию или наклон первоначально плоского диска.

Убедительные доказательства наклонных дисков наблюдаются в системах Her X-1, SMC X-1 и SS 433 (среди прочих), где наблюдается периодическое блокирование рентгеновского излучения на луче зрения порядка 50– 200 дней; намного медленнее, чем двойная орбита системы, составляющая ~ 1 день. ^{[ 11 ]} Считается, что периодическая блокировка возникает в результате прецессии первичного или циркумбинарного диска, которая обычно происходит ретроградно по отношению к двойной орбите в результате того же дифференциального крутящего момента, который создает спиральные волны плотности в осесимметричном диске.

Доказательства наклона околозвездных дисков можно увидеть через искривленную геометрию внутри околозвездных дисков, прецессию протозвездных струй и наклонные орбиты околопланетных объектов (как это видно в затменной двойной системе TY CrA). ^{[ 5 ]} Для дисков, вращающихся вокруг двойной двойной массы с низким отношением вторичной и первичной масс, наклоненный круговой диск будет подвергаться жесткой прецессии с периодом порядка лет. Для дисков вокруг двойной системы с соотношением масс, равным единице, дифференциальные крутящие моменты будут достаточно сильными, чтобы разорвать внутреннюю часть диска на два или более отдельных прецессирующих диска. ^{[ 5 ]}

Исследование 2020 года с использованием данных ALMA показало, что циркумбинарные диски вокруг короткопериодических двойных систем часто выровнены по орбите двойной системы. Двойные системы с периодом более одного месяца обычно демонстрировали несовпадение диска с орбитой двойной системы. ^{[ 12 ]}

Пыль

Диски обломков состоят из планетезималей, мелкой пыли и небольшого количества газа, образующегося в результате их столкновений и испарения. Исходный газ и мелкие частицы пыли были рассеяны или накоплены в планетах. ^{[ 14 ]}
Зодиакальное облако или межпланетная пыль — это материал в Солнечной системе, созданный в результате столкновений астероидов и испарения комет, который наблюдатели на Земле видят в виде полосы рассеянного света вдоль эклиптики перед восходом или после захода солнца.
Экзодиакальная пыль — это пыль вокруг звезды, отличной от Солнца, в месте, аналогичном местоположению Зодиакального света в Солнечной системе.

Этапы

Стадии околозвездных дисков относятся к структуре и основному составу диска в разные периоды его эволюции. Стадии включают в себя фазы, когда диск состоит в основном из частиц субмикронного размера, эволюцию этих частиц в зерна и более крупные объекты, скопление более крупных объектов в планетезимали , а также рост и орбитальную эволюцию планетезималей в планетные системы, подобные нашей. Солнечная система или многие другие звезды.

Иллюстрация художника, дающая простой обзор основных областей протопланетного диска, очерченных линией сажи и инея.

Основные этапы эволюции околозвездных дисков: ^{[ 16 ]}

Протопланетные диски : на этой стадии присутствуют большие количества первичного материала (например, газа и пыли), а диски достаточно массивны, чтобы иметь потенциал для формирования планет.
Переходные диски: на этом этапе в диске наблюдается значительное уменьшение присутствия газа и пыли, и он демонстрирует свойства протопланетного диска и диска обломков.
Диски обломков : на этой стадии околозвездный диск представляет собой разреженный пылевой диск, содержащий небольшое количество газа или даже не содержащий его вообще. Характеризуется продолжительностью жизни пыли ^{[ нужны разъяснения ]} меньше, чем возраст диска, что указывает на то, что диск принадлежит второму поколению, а не изначальному.

Диссипация и эволюция диска

Диссипация вещества — один из процессов, ответственных за эволюцию околозвездных дисков. Вместе с информацией о массе центральной звезды наблюдения за диссипацией вещества на разных стадиях околозвездного диска могут быть использованы для определения временных рамок 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. ^{[ 18 ]}^{[ 19 ]}

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, ^{[ 20 ]} фотоиспарение материала рентгеновскими или УФ- фотонами центральной звезды ( звездный ветер ), ^{[ 21 ]} или динамическое влияние планеты-гиганта, формирующейся внутри диска ^{[ 22 ]} Вот некоторые из процессов, которые были предложены для объяснения диссипации.

Диссипация — процесс, происходящий непрерывно в околозвездных дисках на протяжении всего времени жизни центральной звезды, и в то же время для одной и той же стадии — процесс, присутствующий в разных частях диска. Диссипацию можно разделить на диссипацию внутреннего диска, диссипацию в середине диска и диссипацию внешнего диска, в зависимости от рассматриваемой части диска. ^{[ 23 ]}

Внутренняя диссипация диска происходит во внутренней части диска (<0,05–0,1 ЕД ). Поскольку она находится ближе всего к звезде, эта область также является самой горячей, поэтому присутствующий там материал обычно излучает излучение в ближней инфракрасной области электромагнитного спектра . Исследование излучения очень горячей пыли, присутствующей в этой части диска, показывает, что существует эмпирическая связь между аккрецией из диска на звезду и выбросами в истечение.

Диссипация среднего диска происходит в области среднего диска (1-5 а.е. ) и характеризуется наличием гораздо более холодного материала, чем во внутренней части диска. Следовательно, излучение, испускаемое из этой области, имеет большую длину волны , особенно в средней инфракрасной области, что очень затрудняет обнаружение и прогнозирование временных масштабов рассеяния этой области. Исследования, проведенные для определения временных масштабов диссипации в этом регионе, дают широкий диапазон значений, предсказывая временные рамки от менее 10 до 100 млн лет.

Рассеяние внешнего диска происходит в областях между 50–100 а.е. , где температуры намного ниже, а длина волны излучаемого излучения увеличивается до миллиметровой области электромагнитного спектра . Сообщается, что средняя масса пыли для этого региона составляет ~ 10 ⁻⁵ солнечные массы. ^{[ 24 ]} Исследования старых дисков обломков (10 ⁷ - 10 ⁹ лет) предполагают, что масса пыли составляет всего 10 ⁻⁸ массы Солнца, а это означает, что диффузия во внешних дисках происходит в течение очень длительного времени. ^{[ 25 ]}

Как уже упоминалось, околозвездные диски не являются равновесными объектами, а постоянно развиваются. Эволюция поверхностной плотности $\Sigma$ массы диска, которая представляет собой количество массы на единицу площади после интегрирования объемной плотности в определенном месте диска по вертикальной структуре, определяется выражением: ${\frac {\partial \Sigma }{\partial t}}={\frac {3}{r}}{\frac {\partial }{\partial r}}\left[r^{1/2}{\frac {\partial }{\partial r}}\nu \Sigma r^{1/2}\right]$ где $r$ - радиальное расположение в диске и $\nu$ вязкость в месте $r$ . ^{[ 26 ]} Это уравнение предполагает осесимметричную симметрию диска, но совместимо с любой вертикальной структурой диска.

Вязкость диска, молекулярная, турбулентная или другая, переносит угловой момент наружу диска, а большую часть массы внутрь, в конечном итоге аккумулируясь на центральный объект. ^{[ 26 ]} Аккреция массы на звезду ${\dot {M}}$ по вязкости диска $\nu$ выражается: ${\dot {M}}=3\pi \nu \Sigma \left[1-{\sqrt {\frac {r_{\text{in}}}{r}}}\right]^{-1}$ где $r_{\text{in}}$ это внутренний радиус.

Прямая визуализация

Протопланетные диски и диски обломков можно получить разными методами. Если диск смотреть с ребра, диск иногда может блокировать свет звезды, и его можно наблюдать напрямую, без коронографа или других передовых методов (например, туманность Гамбургер Гомеса или туманность Летающая тарелка). ^{[ 27 ]}). Другие диски, видимые с ребра (например, Beta Pictoris или AU Microscopii ) и диски, видимые лицом (например, IM Lupi или AB Aurigae ), требуют коронографа, адаптивной оптики или дифференциальных изображений, чтобы получить изображение диска с помощью телескопа. Эти оптические и инфракрасные наблюдения, например, с помощью SPHERE , обычно позволяют получить изображение света звезды, рассеянного на поверхности диска, и проследить небольшие частицы пыли микронного размера. С другой стороны, радиорешетки, такие как ALMA, могут отображать более крупные пылинки миллиметрового размера, находящиеся в средней плоскости диска. ^{[ 28 ]} Радиорешетки, подобные ALMA, также могут обнаруживать узкое излучение газа диска. Это может определить скорость газа внутри и вокруг диска. ^{[ 29 ]}

См. также

Список разрешенных околозвездных дисков
Список транзитных околовторичных дисков
Аккреционный диск
Околозвездная оболочка
Разрушенная планета
экзоастероид
Экзопланета
Формирование и эволюция Солнечной системы
диск Питера Пэна
Звезда Табби — странно тускнеющая звезда.
WD 1145+017 — звезда разрушает планетезималь , образуя пылевой диск.

Ссылки

^ «Околозвездные диски HD 141943 и HD 191089» . Снимки ЕКА/Хаббла . Проверено 29 апреля 2014 г.
^ Хартманн, Л; Кальве, Н. ; Галлбринг, Э; Д'Алессио, П. (1998). «Аккреция и эволюция дисков Т Тельца» . Астрофизический журнал . 495 (1): 385–400. Бибкод : 1998ApJ...495..385H . дои : 10.1086/305277 .
^ «ALMA раскрывает планетарные строительные площадки» . Проверено 21 декабря 2015 г.
^ Перейти обратно: ^а ^б ^с ^д ^и Бейт, М; Боннелл, А. (1997). «Аккреция при образовании двойных звезд – II. Газовая аккреция и образование дисков» . МНРАС . 285 (1): 33–48. Бибкод : 1997MNRAS.285...33B . дои : 10.1093/mnras/285.1.33 .
^ Перейти обратно: ^а ^б ^с Ларвуд, доктор юридических наук; Папалоизу, JCB (1997). «Гидродинамический отклик наклоненного кругового диска: линейная теория и нелинейное численное моделирование» . МНРАС . 285 (2): 288. arXiv : astro-ph/9609145 . Бибкод : 1997MNRAS.285..288L . дои : 10.1093/mnras/285.2.288 .
^ К. Роддье; Ф. Роддье; М. Дж. Норткотт; Дж. Э. Грейвс; К. Джим (1996). «Адаптивная оптика визуализации Г. Г. Тельца: оптическое обнаружение околоконтурного кольца». Астрофизический журнал . 463 : 326–335. Бибкод : 1996ApJ...463..326R . дои : 10.1086/177245 .
^ Перейти обратно: ^а ^б ^с ^д Лай, Донг; Муньос, Диего Х. (18 августа 2023 г.). «Окружная аккреция: от двойных звезд до массивных двойных черных дыр» . Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 61 (1): 517–560. arXiv : 2211.00028 . Бибкод : 2023ARA&A..61..517L . doi : 10.1146/annurev-astro-052622-022933 . ISSN 0066-4146 .
^ Дж. М. Бардин; Дж. А. Петтерсон (1975). «Эффект Лензе-Тирринга и аккреционные диски вокруг черных дыр Керра» . Письма астрофизического журнала . 195 : Л65–Л67. Бибкод : 1975ApJ...195L..65B . дои : 10.1086/181711 .
^ К. Теркем; JCB Папалоизу (2000). «Отклик аккреционного диска на наклонный диполь применительно к АА Тау». Астрономия и астрофизика . 360 : 1031. arXiv : astro-ph/0006113 . Бибкод : 2000A&A...360.1031T .
^ Дж. Э. Прингл (1996). «Самоиндуцированное искривление аккреционных дисков» . МНРАС . 281 (1): 357–361. Бибкод : 1996MNRAS.281..357P . дои : 10.1093/mnras/281.1.357 .
^ PR Мэлони; МК Бегельман (1997). «Происхождение искривленных прецессирующих аккреционных дисков в рентгеновских двойных системах». Письма астрофизического журнала . 491 (1): L43–L46. arXiv : astro-ph/9710060 . Бибкод : 1997ApJ...491L..43M . дои : 10.1086/311058 . hdl : 2060/19980058823 . S2CID 16725007 .
^ «Странные орбиты планетарных дисков Татуина» . Национальная радиоастрономическая обсерватория . Проверено 21 марта 2020 г.
^ «Планеты в процессе создания» . www.eso.org . Проверено 26 декабря 2016 г.
^ Клар, Хуберт; Бранднер, Вольфганг (2006). Формирование планеты . Издательство Кембриджского университета . п. 25. ISBN 0-521-86015-6 .
^ «Безопасная гавань для молодых планет» . www.eso.org . Проверено 4 февраля 2019 г. .
^ Хьюз, Эми (2010). «Структура и эволюция околозвездного диска посредством разрешенных субмиллиметровых наблюдений» (PDF) . Проверено 2 февраля 2016 г.
^ Адкинс, Джейми (08 мая 2023 г.). «Уэбб ищет пояс астероидов Фомальгаута и находит гораздо больше» . НАСА . Проверено 8 мая 2023 г.
^ Мамаек, Эрик (2009). «Начальные условия формирования планет: время жизни первичных дисков». Материалы конференции AIP . 1158 : 3–10. arXiv : 0906.5011 . Бибкод : 2009AIPC.1158....3M . дои : 10.1063/1.3215910 . S2CID 16660243 .
^ Сьеза, Л; и др. (2007). «Обзор Spitzer c2d звезд слабой линии T Тельца. II Новые ограничения на сроки строительства планет». Астрофизический журнал . 667 (1): 308–328. arXiv : 0706.0563 . Бибкод : 2007ApJ...667..308C . дои : 10.1086/520698 . S2CID 14805330 .
^ Узпень, Б; и др. (2008). «Взгляд на природу галактического избытка среднего ИК-диапазона». Астрофизический журнал . 685 (2): 1157–1182. arXiv : 0807.3982 . Бибкод : 2008ApJ...685.1157U . дои : 10.1086/591119 . S2CID 17412712 .
^ Кларк, К; Гендрин, А; Сотомайор, М. (2001). «Рассеивание околозвездных дисков: роль ультрафиолетового переключателя» . МНРАС . 328 (2): 485–491. Бибкод : 2001MNRAS.328..485C . дои : 10.1046/j.1365-8711.2001.04891.x .
^ Брайден, Г.; и др. (1999). «Вызванное приливами образование разрывов в протозвездных дисках: очистка разрывов и подавление протопланетного роста». Астрофизический журнал . 514 (1): 344–367. Бибкод : 1999ApJ...514..344B . дои : 10.1086/306917 . S2CID 121394271 .
^ Хилленбранд, Луизиана (2005). «Наблюдательные ограничения на время жизни пылевого диска: последствия для формирования планет». arXiv : astro-ph/0511083 .
^ Эйснер, Дж. А.; Карпентер, Дж. М. (2003). «Распределение масс околозвездных дисков в молодом скоплении NGC 2024». Астрофизический журнал . 598 (2): 1341–1349. arXiv : astro-ph/0308279 . Бибкод : 2003ApJ...598.1341E . дои : 10.1086/379102 . S2CID 478399 .
^ Вятт, Марк (2008). «Эволюция обломочных дисков». Анну. Преподобный Астрон. Астрофизика . 46 : 339–383. Бибкод : 2008ARA&A..46..339W . дои : 10.1146/annurev.astro.45.051806.110525 .
^ Перейти обратно: ^а ^б Армитидж, Филип (2011). «Динамика протопланетных дисков». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 49 (1): 195–236. arXiv : 1011.1496 . Бибкод : 2011ARA&A..49..195A . doi : 10.1146/annurev-astro-081710-102521 . S2CID 55900935 .
^ [электронная почта защищена] . «Протопланетный диск летающей тарелки около 2MASS J16281370-2431391» . www.eso.org . Проверено 13 марта 2024 г.
^ Авенхаус, Хеннинг; Куанц, Саша П.; Гаруфи, Антонио; Перес, Себастьян; Касасс, Симон; Пинте, Кристоф; Бертранг, Геза Х.-М.; Касерес, Клаудио; Бенисти, Мириам; Доминик, Карстен (01 августа 2018 г.). «Диски вокруг звезд Т Тельца со СФЕРОЙ (DARTTS-S). I. Поляриметрическое изображение SPHERE/IRDIS восьми выдающихся дисков Т Тельца» . Астрофизический журнал . 863 (1): 44. arXiv : 1803.10882 . Бибкод : 2018ApJ...863...44A . дои : 10.3847/1538-4357/aab846 . ISSN 0004-637X .
^ Пинте, К.; ван дер Плас, Г.; Менар, Ф.; Прайс, диджей; Кристианс, В.; Хилл, Т.; Ментиплей, Д.; Гински, К.; Шоке, Э.; Бёлер, Ю.; Дюшен, Ж.; Перес, С.; Касасс, С. (01 августа 2019 г.). «Кинематическое обнаружение планеты, прорезающей брешь в протопланетном диске» . Природная астрономия . 3 (12): 1109–1114. arXiv : 1907.02538 . Бибкод : 2019НатАс...3.1109П . дои : 10.1038/s41550-019-0852-6 . ISSN 2397-3366 . S2CID 195820690 .

Внешние ссылки

Маккейб, Каер (30 мая 2007 г.). «Каталог разрешенных околозвездных дисков» . Лаборатория реактивного движения НАСА . Проверено 17 июля 2007 г.
Галерея изображений пылевых дисков (от Пола Каласа , « Сайт изучения Circumstellar Disk )»

[1] «Околозвездные диски HD 141943 и HD 191089» . Снимки ЕКА/Хаббла . Проверено 29 апреля 2014 г.

[2] Хартманн, Л; Кальве, Н. ; Галлбринг, Э; Д'Алессио, П. (1998). «Аккреция и эволюция дисков Т Тельца» . Астрофизический журнал . 495 (1): 385–400. Бибкод : 1998ApJ...495..385H . дои : 10.1086/305277 .

[3] «ALMA раскрывает планетарные строительные площадки» . Проверено 21 декабря 2015 г.

[:0-4] Перейти обратно: ^а ^б ^с ^д ^и Бейт, М; Боннелл, А. (1997). «Аккреция при образовании двойных звезд – II. Газовая аккреция и образование дисков» . МНРАС . 285 (1): 33–48. Бибкод : 1997MNRAS.285...33B . дои : 10.1093/mnras/285.1.33 .

[:1-5] Перейти обратно: ^а ^б ^с Ларвуд, доктор юридических наук; Папалоизу, JCB (1997). «Гидродинамический отклик наклоненного кругового диска: линейная теория и нелинейное численное моделирование» . МНРАС . 285 (2): 288. arXiv : astro-ph/9609145 . Бибкод : 1997MNRAS.285..288L . дои : 10.1093/mnras/285.2.288 .

[6] К. Роддье; Ф. Роддье; М. Дж. Норткотт; Дж. Э. Грейвс; К. Джим (1996). «Адаптивная оптика визуализации Г. Г. Тельца: оптическое обнаружение околоконтурного кольца». Астрофизический журнал . 463 : 326–335. Бибкод : 1996ApJ...463..326R . дои : 10.1086/177245 .

[:2-7] Перейти обратно: ^а ^б ^с ^д Лай, Донг; Муньос, Диего Х. (18 августа 2023 г.). «Окружная аккреция: от двойных звезд до массивных двойных черных дыр» . Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 61 (1): 517–560. arXiv : 2211.00028 . Бибкод : 2023ARA&A..61..517L . doi : 10.1146/annurev-astro-052622-022933 . ISSN 0066-4146 .

[8] Дж. М. Бардин; Дж. А. Петтерсон (1975). «Эффект Лензе-Тирринга и аккреционные диски вокруг черных дыр Керра» . Письма астрофизического журнала . 195 : Л65–Л67. Бибкод : 1975ApJ...195L..65B . дои : 10.1086/181711 .

[9] К. Теркем; JCB Папалоизу (2000). «Отклик аккреционного диска на наклонный диполь применительно к АА Тау». Астрономия и астрофизика . 360 : 1031. arXiv : astro-ph/0006113 . Бибкод : 2000A&A...360.1031T .

[10] Дж. Э. Прингл (1996). «Самоиндуцированное искривление аккреционных дисков» . МНРАС . 281 (1): 357–361. Бибкод : 1996MNRAS.281..357P . дои : 10.1093/mnras/281.1.357 .

[11] PR Мэлони; МК Бегельман (1997). «Происхождение искривленных прецессирующих аккреционных дисков в рентгеновских двойных системах». Письма астрофизического журнала . 491 (1): L43–L46. arXiv : astro-ph/9710060 . Бибкод : 1997ApJ...491L..43M . дои : 10.1086/311058 . hdl : 2060/19980058823 . S2CID 16725007 .

[12] «Странные орбиты планетарных дисков Татуина» . Национальная радиоастрономическая обсерватория . Проверено 21 марта 2020 г.

[13] «Планеты в процессе создания» . www.eso.org . Проверено 26 декабря 2016 г.

[14] Клар, Хуберт; Бранднер, Вольфганг (2006). Формирование планеты . Издательство Кембриджского университета . п. 25. ISBN 0-521-86015-6 .

[15] «Безопасная гавань для молодых планет» . www.eso.org . Проверено 4 февраля 2019 г. .

[16] Хьюз, Эми (2010). «Структура и эволюция околозвездного диска посредством разрешенных субмиллиметровых наблюдений» (PDF) . Проверено 2 февраля 2016 г.

[17] Адкинс, Джейми (08 мая 2023 г.). «Уэбб ищет пояс астероидов Фомальгаута и находит гораздо больше» . НАСА . Проверено 8 мая 2023 г.

[18] Мамаек, Эрик (2009). «Начальные условия формирования планет: время жизни первичных дисков». Материалы конференции AIP . 1158 : 3–10. arXiv : 0906.5011 . Бибкод : 2009AIPC.1158....3M . дои : 10.1063/1.3215910 . S2CID 16660243 .

[19] Сьеза, Л; и др. (2007). «Обзор Spitzer c2d звезд слабой линии T Тельца. II Новые ограничения на сроки строительства планет». Астрофизический журнал . 667 (1): 308–328. arXiv : 0706.0563 . Бибкод : 2007ApJ...667..308C . дои : 10.1086/520698 . S2CID 14805330 .

[20] Узпень, Б; и др. (2008). «Взгляд на природу галактического избытка среднего ИК-диапазона». Астрофизический журнал . 685 (2): 1157–1182. arXiv : 0807.3982 . Бибкод : 2008ApJ...685.1157U . дои : 10.1086/591119 . S2CID 17412712 .

[21] Кларк, К; Гендрин, А; Сотомайор, М. (2001). «Рассеивание околозвездных дисков: роль ультрафиолетового переключателя» . МНРАС . 328 (2): 485–491. Бибкод : 2001MNRAS.328..485C . дои : 10.1046/j.1365-8711.2001.04891.x .

[22] Брайден, Г.; и др. (1999). «Вызванное приливами образование разрывов в протозвездных дисках: очистка разрывов и подавление протопланетного роста». Астрофизический журнал . 514 (1): 344–367. Бибкод : 1999ApJ...514..344B . дои : 10.1086/306917 . S2CID 121394271 .

[23] Хилленбранд, Луизиана (2005). «Наблюдательные ограничения на время жизни пылевого диска: последствия для формирования планет». arXiv : astro-ph/0511083 .

[24] Эйснер, Дж. А.; Карпентер, Дж. М. (2003). «Распределение масс околозвездных дисков в молодом скоплении NGC 2024». Астрофизический журнал . 598 (2): 1341–1349. arXiv : astro-ph/0308279 . Бибкод : 2003ApJ...598.1341E . дои : 10.1086/379102 . S2CID 478399 .

[25] Вятт, Марк (2008). «Эволюция обломочных дисков». Анну. Преподобный Астрон. Астрофизика . 46 : 339–383. Бибкод : 2008ARA&A..46..339W . дои : 10.1146/annurev.astro.45.051806.110525 .

[Armitage2011-26] Перейти обратно: ^а ^б Армитидж, Филип (2011). «Динамика протопланетных дисков». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 49 (1): 195–236. arXiv : 1011.1496 . Бибкод : 2011ARA&A..49..195A . doi : 10.1146/annurev-astro-081710-102521 . S2CID 55900935 .

[27] [электронная почта защищена] . «Протопланетный диск летающей тарелки около 2MASS J16281370-2431391» . www.eso.org . Проверено 13 марта 2024 г.

[28] Авенхаус, Хеннинг; Куанц, Саша П.; Гаруфи, Антонио; Перес, Себастьян; Касасс, Симон; Пинте, Кристоф; Бертранг, Геза Х.-М.; Касерес, Клаудио; Бенисти, Мириам; Доминик, Карстен (01 августа 2018 г.). «Диски вокруг звезд Т Тельца со СФЕРОЙ (DARTTS-S). I. Поляриметрическое изображение SPHERE/IRDIS восьми выдающихся дисков Т Тельца» . Астрофизический журнал . 863 (1): 44. arXiv : 1803.10882 . Бибкод : 2018ApJ...863...44A . дои : 10.3847/1538-4357/aab846 . ISSN 0004-637X .

[29] Пинте, К.; ван дер Плас, Г.; Менар, Ф.; Прайс, диджей; Кристианс, В.; Хилл, Т.; Ментиплей, Д.; Гински, К.; Шоке, Э.; Бёлер, Ю.; Дюшен, Ж.; Перес, С.; Касасс, С. (01 августа 2019 г.). «Кинематическое обнаружение планеты, прорезающей брешь в протопланетном диске» . Природная астрономия . 3 (12): 1109–1114. arXiv : 1907.02538 . Бибкод : 2019НатАс...3.1109П . дои : 10.1038/s41550-019-0852-6 . ISSN 2397-3366 . S2CID 195820690 .

[ 1 ]

[ 2 ]

[ 3 ]

[ 4 ]

[ 5 ]

[ 6 ]

[ 7 ]

[ 8 ]

[ 9 ]

[ 10 ]

[ 11 ]

[ 12 ]

[ 13 ]

[ 14 ]

[ 15 ]

[ 16 ]

[ 17 ]

[ 18 ]

[ 19 ]

[ 20 ]

[ 21 ]

[ 22 ]

[ 23 ]

[ 24 ]

[ 25 ]

[ 26 ]

[ 27 ]

[ 28 ]

[ 29 ]