Отепетческий диск

Окруженные диски HD 141943 и HD 191089 . Нижние изображения являются иллюстрациями выше реальных изображений.

Тестерностный диск (или термозвезетка ) представляет собой в форме тора , блин или в форме кольца, диск аккреционный состоящий из газа , пыли , планетезималей , астероидов или фрагментов столкновений на орбите вокруг звезды . Вокруг самых молодых звезд они являются водохранилищами материала, из которых могут формироваться планеты. Вокруг зрелых звезд они указывают на то, что планетезимальное имело место образование, и вокруг белых карликов они указывают на то, что планетарные материалы пережили всю звездную эволюцию. Такой диск может проявляться по -разному.

Молодая звезда

Duration: 3 minutes and 23 seconds.3:23

Star Sao 206462 имеет необычный диск по территории

Основная статья: протопланетический диск

Согласно широко принятой модели звездного образования, иногда называемой туманной гипотезой , молодая звезда ( протостр ) образуется гравитационным коллапсом кармана вещества в гигантском молекулярном облаке . Вводной материал обладает некоторым угловым импульсом , что приводит к образованию газообразного протопланетического диска вокруг молодой вращающейся звезды. Первый - это вращающийся неотъемлемый диск с плотным газом и пылью, который продолжает питать центральную звезду. Он может содержать несколько процентов массы центральной звезды, в основном в форме газа, который сам по себе является в основном водородом . Основная фаза аккреции длится несколько миллионов лет, с показателями аккреции, как правило, между 10 ⁻⁷ и 10 ⁻⁹ Солнечные массы в год (ставки для типичных систем, представленных в Hartmann et al. ).

Иллюстрация динамики пропля

Диск постепенно охлаждается в так называемой стадии T tauri Star . В рамках этого диска может возникнуть образование мелких пылевых зерен из камней и ICE, и они могут коагулировать в планетезимали . Если диск достаточно массивный, начинаются сбежавшие акции, что приводит к появлению планетарных эмбрионов. Считается, что формирование планетарных систем является естественным результатом формирования звезд. Звезда, похожая на солнце, обычно занимает около 100 миллионов лет.

Вокруг солнечной системы

Удар художника о переходном диске вокруг молодой звезды .

• Астероидный ремень является резервуаром небольших тел в солнечной системе, расположенной между орбитой Марса и Юпитера. Это источник межпланетной пыли.
• Edgeworth-kuiper belt , за орбитой Нептуна
• Рассеянный диск , за пределами орбиты Нептуна
• Hills Cloud ; Только внутреннее облако Оорт имеет форму, похожую на тороид. Внешнее облако Оорт более сферическое по форме.

Бинарная система

Циквенский диск вокруг AK Scorpii , молодой системы в созвездии. Образ диска был сделан с Алмой .

Вставка газа на бинарную систему позволяет образовывать неотъемлемые и круговые диски. Образование такого диска будет происходить для любой бинарной системы , в которой инворсирующий газ содержит некоторую степень углового импульса. Общее прогрессирование образования диска наблюдается с увеличением уровня углового импульса:

• Окружной диск - это тот, который вращает первичную (то есть более массивную) звезду бинарной системы. Этот тип диска будет образуется посредством аккреции , если какой -либо угловой импульс присутствует в беглевой газе.
• Распространенный диск - это тот, который вращается вокруг вторичной (то есть менее массивной) звезды бинарной звездной системы. Этот тип диска будет образуется только тогда, когда в рамках инфального газа присутствует достаточно высокий уровень углового импульса. Количество требуемого импульса углового оборота зависит от соотношения массы вторичной и первой. Экскуратный диск иногда наблюдается, транзитный перед первичным.
• Циквенственный диск - это тот, который вращается как о первичных, так и вторичных звездах. Такой диск будет образуется в более позднее время, чем окружные и обходы диски, с внутренним радиусом, намного большим, чем орбитальный радиус бинарной системы . Цирковый диск может образовываться с пределом верхней массы примерно 0,005 солнечных масс, В этот момент бинарная система , как правило, не может нарушить диск, достаточно сильно, чтобы газ был дополнительно нарастан на диски по окружению и окружающей среде. Пример окружного диска можно увидеть вокруг звездной системы GG Tauri .
• Учитывая образование циркумнового диска, образование внутренней полости, окружающей бинарную, неизбежно. Эта полость является результатом волн спиральной плотности, расположенных в резонансах Линдблада , в частности, внешних резонансов Линдблада. Точные резонансы, которые активируют полость, зависят от эксцентриситета двоичного. $e_{b}$, но в каждом случае размер полости пропорционален бинарному разделению $a_{b}$.

Изменчивость аккреции

Краткосрочная изменчивость

Индикативное срок действия времени, которая регулирует краткосрочную эволюцию аккреции на двоичные файлы в рамках цирки, является орбитальный период бинарной $P_{b}$Полем Аккреция во внутреннюю полость не является постоянной и варьируется в зависимости от $e_{b}$ и поведение газа вдоль внутренней области полости. Для неэкцентричных двоичных файлов изменчивость аккреции совпадает с кеплеровским орбитальным периодом внутреннего газа, который развивает комки, соответствующие соответствующим $m=1$ Внешние резонансы Линдблада. Этот период примерно в пять раз превышает бинарный орбитальный период. Для эксцентричных двоичных файлов период аккреционной изменчивости такой же, как и бинарный орбитальный период из -за каждого бинарного компонента, выкапывающего вещество из циркумно -диска каждый раз, когда он достигает апоцентра своей орбиты.

Долгосрочная изменчивость

Эксцентричные двоичные файлы также видят изменчивость аккреции в течение светских временных масштабов сотни раз больше бинарного периода. Это соответствует скорости апсидальной прецессии внутреннего края полости, которая развивает свой собственный эксцентриситет $e_{d}$наряду со значительной областью внутреннего диска до $\sim 10a_{b}$. Этот эксцентриситет, в свою очередь, может повлиять на аккрецию внутренней полости, а также на динамику на диск, например, на сфере планеты и миграция.

Орбитальная эволюция

Первоначально считалось, что все двоичные файлы, расположенные в окружном диске, будут развиваться в сторону орбитального распада из -за гравитационного крутящего момента окружного диска, в первую очередь из материала на внутреннем краю удаленной полости. Этот распад больше не гарантируется, когда возникает аккреция с циркубированного диска на двоичный файл, и может даже привести к увеличению бинарного разделения. Динамика эволюции орбиты зависит от параметров бинарного файла, таких как массовое соотношение $q_{b}$ и эксцентриситет $e_{b}$, а также термодинамика аккреционного газа.

Смещенные диски

После того, как сформируется термозветентный диск, волны спиральной плотности создаются в рамках термозветинного материала с помощью дифференцированного крутящего момента из -за гравитации бинарника. Большинство из этих дисков образуют аксиссимметричные в бинарную плоскость, но это возможно для таких процессов, как эффект Бардин-Петтерсона, смещенное дипольное магнитное поле и радиационное давление Чтобы получить значительную деформацию или наклону до изначально плоского диска.

Убедительные доказательства наклоненных дисков видны в системах ее X-1, SMC X-1 и SS 433 (среди прочего), где периодическая блокировка рентгеновских выбросов наблюдается по порядку 50– 200 дней; гораздо медленнее, чем бинарная орбита систем ~ 1 день. Считается, что периодическая блокировка является результатом прецессии окружного или окружного диска, который обычно происходит ретроградной к бинарной орбите в результате того же дифференциального крутящего момента, который создает волны спиральной плотности на аксисмимметричном диске.

Свидетельство о наклоненных закрученных дисках можно увидеть с помощью искаженной геометрии в рамках термозвезетчатых дисков, прецессии протостеллярных самолетов и наклонных орбит окружных объектов (как видно из затмения бинарно -тай). Для дисков, вращающихся с низким двоичным соотношением среднего и пержизного массы, наклонный циркумный диск будет подвергаться жесткой прецессии с периодом в порядке лет. Для дисков вокруг двоичного с массовым соотношением, дифференциальные крутящие моменты будут достаточно сильны, чтобы разорвать внутреннюю часть диска на два или более отдельные, предыдущие диски.

Исследование с 2020 года с использованием данных ALMA показало, что круговые диски вокруг коротких двоичных файлов часто выровняются с орбитой бинарной. Двоирные файлы с периодом более одного месяца показали, что обычно смещение диска с бинарной орбитой.

Пыль

Изначальное облако газа и пыли, окружающая молодую звезду HD 163296 .

• Диски мусора состоят из планетезималей, а также тонкую пыль и небольшие количества газа, полученного в результате их столкновений и испарения. Первоначальные частицы газа и небольших пыли были рассеяны или накоплены на планетах.
• Зодиакальная облако или межпланетная пыль - это материал в солнечной системе, созданной столкновениями астероидов и испарения кометы, наблюдаемой на земле на Земле как полоса рассеянного света вдоль эклиптики перед восходом солнца или после солнца.
• Экзозодиакальная пыль - это пыль вокруг другой звезды, чем солнце в месте, аналогичном получению зодиакального света в солнечной системе.

Стадии

Протопланетический диск как 209 .

Стадии в термозвездах относятся к структуре и основной композиции диска в разное время во время ее эволюции. Стадии включают фазы, когда диск состоит в основном из частиц размером с субмикрона, эволюции этих частиц в зерна и более крупные объекты, агломерацию более крупных объектов в планетезимали , а также рост и эволюция орбитальной эволюции в планетарные системы, такие как наши Солнечная система или многие другие звезды.

Иллюстрация художника, дающая простой обзор основных областей протопланетического диска, очерченного линией сажи и морозов

Основные этапы эволюции неотъемлемых дисков:

• Протопланетарные диски : На этой стадии присутствуют большое количество изначального материала (например, газ и пыль), и диски достаточно массивны, чтобы потенциально иметь планету.
• Переходные диски: на этом этапе диск показывает значительное снижение наличия газа и пыли и представляет свойства между протопланетарными и мусорами.
• Диски мусора : на этом этапе экзаменитый диск представляет собой слабый пылевой диск, представляющий небольшое количество газа или даже нет газа вообще. Это характеризуется жизнью в пыли меньше, чем возраст диска, следовательно, указывая на то, что диск является вторым поколением, а не изначальным.

Рассеяние диска и эволюция

Изображение космического астероидного пояса Fomalhaut от телескопа Джеймса Уэбба с аннотациями НАСА.

Материальное рассеяние является одним из процессов, ответственных за эволюцию по терморазделению дисков. Вместе с информацией о массе центральной звезды, наблюдение за рассеянием материала на разных этапах термозветинного диска может использоваться для определения временных масштабов, участвующих в его эволюции. Например, наблюдения процесса рассеяния в переходных дисках (диски с большими внутренними отверстиями) оценивают средний возраст термозветинного диска, который составляет приблизительно 10 млн. Лет.

Процесс рассеяния и его продолжительность на каждом этапе не совсем понятны. Было предложено несколько механизмов, с различными прогнозами для наблюдаемых свойств дисков, для объяснения дисперсии в термозвезетчатых дисках. Механизмы, такие как уменьшение непрозрачности пыли из -за роста зерна, Фотоеварирование материала рентгеновскими или ультрафиолетными фотонами из центральной звезды ( звездный ветер ), или динамическое влияние гигантской планеты, образующейся в диском являются некоторые из процессов, которые были предложены для объяснения рассеяния.

Диссипация - это процесс, который непрерывно встречается на термозвездательных дисках на протяжении всего времени жизни центральной звезды, и в то же время, для одной и той же стадии, является процессом, который присутствует в разных частях диска. Диссипация может быть разделена на рассеяние внутреннего диска, рассеяние среднего диска и рассеяние наружного диска, в зависимости от части рассматриваемого диска.

Рассеяние внутреннего диска происходит во внутренней части диска (<0,05 - 0,1 AU ). Поскольку он ближе всего к звезде, эта область также является самой горячим, таким образом, материал обычно испускает излучение в ближней инфракрасной области электромагнитного спектра . Изучение излучения, излучаемое очень горячей пылью, присутствующей в этой части диска, показывает, что существует эмпирическая связь между аккрецией от диска на звезду и волнениями в оттоке.

Рассеяние среднего диска , происходит в области среднего диска (1-5 AU ) и характеризуется для присутствия 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 затрудняет обнаружение и предсказание временной шкалы рассеяния этого региона. Исследования, проведенные для определения срока рассеяния в этом регионе, обеспечивают широкий спектр значений, прогнозируя временные рамки от менее 10 до 100 млн. Лет.

Рассеяние наружного диска происходит в областях между 50–100 ат излучения , где температуры намного ниже, а длина волны увеличивается до миллиметровой области электромагнитного спектра . Сообщалось, что средние пылевые массы для этого региона ~ 10 ⁻⁵ Солнечные массы. Исследования старых мусора (10 ⁷ - 10 ⁹ YR) предполагайте пылевые массы всего 10 ⁻⁸ Солнечные массы, подразумевающие, что диффузия на внешних дисках происходит в очень длительный срок.

Как уже упоминалось, неотъемлемые диски не являются равновесными объектами, а вместо этого постоянно развиваются. Эволюция поверхностной плотности $\Sigma$ диска, который представляет собой количество массы на единицу площади, поэтому после плотности объема в конкретном месте в диске была интегрирована по вертикальной структуре, дается: ${\frac {\partial \Sigma }{\partial t}}={\frac {3}{r}}{\frac {\partial }{\partial r}}\left[r^{1/2}{\frac {\partial }{\partial r}}\nu \Sigma r^{1/2}\right]$ где $r$ Радиальное расположение в диске и $\nu$ Это вязкость в месте $r$. Это уравнение предполагает осесимметричную симметрию в диске, но совместимо с любой вертикальной структурой диска.

Вязкость в диске, будь то молекулярный, турбулентный или другой, транспортирует угловой импульс наружу в диске и большую часть массы внутрь, в конечном итоге нарастает на центральный объект. Массовая аккреция на звезду ${\dot {M}}$ С точки зрения вязкости диска $\nu$ выражено: ${\dot {M}}=3\pi \nu \Sigma \left[1-{\sqrt {\frac {r_{\text{in}}}{r}}}\right]^{-1}$ где $r_{\text{in}}$ это внутренний радиус.

Прямая визуализация

Гамбургер Гомеса, с яркими «булочками», является разбросанным светом звезды на поверхности диска. Красная темная «пирожна» представляет среднюю плоскость диска.

Изображения на 4,44 и 3,56 микрон диска обезжиренного мусора вокруг микрофона, красная звезда карлика

Протопланетарные диски и мусорные диски могут быть изображены различными методами. Если диск замечен с краем, диск может иногда блокировать свет звезды, и диск может наблюдаться непосредственно без коронаграфа или других передовых методов (например, гамбургер Гомеса или летающего блюдца. ) Другие диски (например, Beta Pictoris или Au Microscopii ) и лицевые диски (например, im lupi или ab aurigae ) требуют коронаграфа, адаптивной оптики или дифференциальных изображений, чтобы получить изображение диска с помощью телескопа. Эти оптические и инфракрасные наблюдения, например, с сферой , обычно делают изображение звездного света, разбросанного на поверхности диска, и следят за небольшими частицами пыли размером с небольших микрон. Радиометратели, такие как Alma, с другой стороны, могут отображать большие пылевые зерна размером с миллиметрового размера, найденные в средней плоскости диска. Радиосурсы, такие как Alma, также могут обнаружить узкие излучения от газа диска. Это может показать скорость газа внутри и вокруг диска. В некоторых случаях протопланетический диск с преимуществом (например, CK 3 или ASR 41 ) может бросить тень на окружающий пыльный материал. Эта бросающая тень работает как теневая игра , а проекция диска намного больше, чем истинный размер диска.

Смотрите также

• Список разрешенных термозветинговых дисков
• Список транзитных дисков.
• Аккреционный диск
• Обоснованный конверт
• Нарушенная планета
• Экзоастераид
• Экзопланета
• Формирование и эволюция солнечной системы
• Питер Пан Диск
• Звезда Табби - странно опущенная звезда
• WD 1145+017 - Звезда разрушает Planetesimal , создавая пыльный диск

Внешние ссылки

• McCabe, Caer (30 мая 2007 г.). «Каталог разрешенных термозветинных дисков» . НАСА JPL . Получено 2007-07-17 .
• Изображения галерея пылевых дисков (от Пола Каласа , « Средство обучения по терморазделению диска )»