Μετάβαση στο περιεχόμενο

Πρωτοπλανητικός δίσκος

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια
Εικόνα του HL Ταύρου από τη Μεγάλη Χιλιοστομετρική Διάταξη της Ατακάμα.[1][2]

Ο πρωτοπλανητικός δίσκος είναι ένας περιστρεφόμενος περιαστρικός δίσκος πυκνών αερίων και σκόνης που περιβάλλει έναν νεοσύστατο αστέρα, έναν αστέρα τύπου Τ Ταύρου, ή έναν αστέρα Χέρμπιγκ Ae/Be. Ο πρωτοπλανητικός δίσκος μπορεί επίσης να θεωρηθεί ως ένας δίσκος προσαύξησης για τον αστέρα, επειδή αέρια ή άλλα υλικά μπορεί να πέφτουν από την εσωτερική άκρη του δίσκου στην επιφάνεια του αστέρα. Αυτή η διαδικασία δεν πρέπει να συγχέεται με τη διαδικασία αύξησης με την οποία πιστεύεται ότι οικοδομούνται οι πλανήτες. Οι εξωτερικά φωτισμένοι φωτοεξατμιζόμενοι δίσκοι ονομάζονται proplyds.

Τον Ιούλιο 2018 παρουσιάστηκε η πρώτη επιβεβαιωμένη εικόνα τέτοιου δίσκου, που περιείχε έναν εκκολαπτόμενο εξωπλανήτη, με την ονομασία PDS 70b.[3][4][5]

Σχηματισμός

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Το ποσοστό των αστέρων που φαίνονται να έχουν έναν πρωτοπλανητικό δίσκο ως συνάρτηση της αστρικής ηλικίας (σε εκατομμύρια χρόνια). Η δειγματοληψία έγινε από κοντινές συστοιχίες και αστρικά σμήνη. Από την αναθεώρηση του Μαματζεκ (2009).[6]

Οι πρωτοαστέρες σχηματίζονται κυρίως από μοριακά νέφη που αποτελούνται κυρίως από μοριακό υδρογόνο. Όταν ένα μέρος του μοριακού νέφους φθάσει ένα κρίσιμο μέγεθος, μάζα ή πυκνότητα, αρχίζει να καταρρέει υπό την επίδραση της δικής του βαρύτητας. Καθώς το σύννεφο κατάρρευσης, που ονομάζεται ηλιακό νεφέλωμα, γίνεται πυκνότερο, οι αρχικά τυχαίες κινήσεις των αερίων του σύννεφου προσανατολίζονται προς την καθαρή στροφορμή του νεφελώματος. Η αρχή διατήρησης της στροφορμής συνεπάγεται ότι η ταχύτητα περιστροφής αυξάνεται όταν η ακτίνα του νεφελώματος μειώνεται. Η περιστροφή επιπεδώνει το σύννεφο —όπως η ζύμη σχηματίζει τη βάση της πίτσας —που λαμβάνει δισκοειδή μορφή. Αυτό συμβαίνει επειδή η κεντρομόλος επιτάχυνση από την τροχιακή κίνηση αντιστέκεται στη βαρυτική έλξη του αστέρα μόνο στην ακτινική κατεύθυνση, αλλά το σύννεφο παραμένει ελεύθερο να καταρρεύσει στην κατακόρυφη κατεύθυνση. Το αποτέλεσμα είναι ο σχηματισμός ενός λεπτού δίσκου, που υποστηρίζεται από την πίεση του αερίου στην κατακόρυφη κατεύθυνση.[7] Η αρχική κατάρρευση διαρκεί περίπου 100.000 χρόνια. Μετά από αυτό το διάστημα ο αστέρας φθάνει σε μια θερμοκρασία επιφάνειας παρόμοια με εκείνη ενός αστέρα κύριας ακολουθίας ίδιας μάζας και γίνεται ορατός.

Πλέον αποτελεί έναν αστέρα Τ Ταύρου. Η προσαύξηση του αστέρα από αέρια συνεχίζεται για άλλα 10 εκατομμύρια χρόνια[8] προτού εξαφανιστεί ο δίσκος, που ίσως εκτοπιστεί από τον ηλιακό άνεμο του νέου αστέρα, ή ίσως απλά διακοπεί η εκπομπή ακτινοβολίας με το πέρας της προσαύξησης. Ο παλαιότερος πρωτοπλανητικός δίσκος που ανακαλύφθηκε έχει ηλικία 25 εκατομμύρια ετών.[9][10]

Πρωτοπλανητικός Δίσκος. Προσομοίωση Σπειροειδούς Βραχίονα έναντι Δεδομένων παρατήρησης.[11]

Οι πρωτοπλανητικοί δίσκοι που περιβάλλουν αστέρες Τ Ταύρου διαφέρουν από τους δίσκους που περιβάλλουν τα βασικά στοιχεία κοντινών δυαδικών συστημάτων σε ό,τι αφορά το μέγεθος και τη θερμοκρασία τους. Οι πρωτοπλανητικοί δίσκοι έχουν ακτίνες έως 1000 α.μ., και μόνο τα εσώτατα μέρη φθάνουν σε θερμοκρασίες άνω των 1000 Κ. Πολύ συχνά συνοδεύονται από πίδακες.

Πρωτοπλανητικοί δίσκοι έχουν παρατηρηθεί γύρω από πολλούς νεαρούς αστέρες στον γαλαξία μας. Πρόσφατες παρατηρήσεις από το Διαστημικό Τηλεσκόπιο Χάμπλ έδειξαν ότι στο εσωτερικό του Νεφελώματος του Ωρίωνα σχηματίζονται πρωτοπλανητικοί δίσκοι ή «πρωπλίδοι» (proplyds).

Οι πρωτοπλανητικοί δίσκοι θεωρούνται λεπτές δομές, με τυπικό κατακόρυφο ύψος πολύ μικρότερο από την ακτίνα, και τυπική μάζα πολύ μικρότερη από του κεντρικού νέου αστέρα.[12]

Η μάζα ενός τυπικού πρωτοπλανητικού δίσκου αποτελείται κύρια από αέρια, ωστόσο, και η παρουσία κόκκων σκόνης έχει σημαντικό ρόλο στην εξέλιξη του. Οι κόκκοι σκόνης προστατεύουν το μεσο-επίπεδο του δίσκου από την ενεργητική ακτινοβολία του εξώτερου διαστήματος που δημιουργεί μια νεκρή ζώνη στην οποία η μαγνητοπεριστροφική αστάθεια παύει να ισχύει.[13][14]

Πιστεύεται ότι αυτοί οι δίσκοι αποτελούνται από ένα ταραχώδη μανδύα πλάσματος, που ονομάζεται επίσης ενεργή ζώνη, που περιβάλλει μια εκτεταμένη περιοχή από αδρανή αέρια και ονομάζεται νεκρή ζώνη.[14] Η νεκρή ζώνη που βρίσκεται στο μέσο επίπεδο μπορεί να επιβραδύνει τη ροή ύλης μέσω του δίσκου, κάτι που δυσχεραίνει την επίτευξη σταθερής κατάστασης.

Υπόλειμμα υπερκαινοφανούς από όπου προέρχεται υλικό σχηματισμού πλανητών

Πλανητικό σύστημα

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Πρωτοπλανητικός δίσκος γύρω από τον νεαρό αστέρα Ηλία 2-27, που βρίσκεται περίπου 450 έτη φωτός μακριά.[15]

Η υπόθεση του νεφελώματος για τον σχηματισμό του ηλιακού συστήματος περιγράφει πώς πιστεύεται ότι εξελίχθηκαν οι πρωτοπλανητικοί δίσκοι σε πλανητικά συστήματα. Οι ηλεκτροστατικές και βαρυτικές αλληλεπιδράσεις μπορούν να προκαλέσουν τη συσσώρευση σκόνης και κόκκων πάγου στον δίσκο προς σχηματισμό πλανητήσιμων. Αυτή η διαδικασία ανταγωνίζεται τον αστρικό άνεμο που διώχνει το αέριο από το σύστημα, και τη βαρύτητα (πρόσφυση) και τις εσωτερικές πιέσεις (ιξώδες), που έλκουν τα υλικά προς τον κεντρικό αστέρα Τ Ταύρου. Οι πλανητίσκοι αποτελούν δομικά στοιχεία εξίσου γεωειδών και γιγάντιων πλανητών.[16][17]

Ορισμένοι από τους φυσικούς δορυφόρους του Δία, του Κρόνου και του Ουρανού πιστεύεται ότι έχουν σχηματιστεί από μικρότερα, περιπλανητικά ανάλογα των πρωτοπλανητικών δίσκων.[18][19] Ο σχηματισμός των πλανητών και των δορυφόρων σε γεωμετρικά λεπτούς, δίσκους αερίων και σκόνης είναι ο λόγος που οι πλανήτες είναι διατεταγμένοι σε εκλειπτικό επίπεδο. Δεκάδες εκατομμύρια χρόνια μετά τον σχηματισμό του Ηλιακού συστήματος, μερικές από τις εσώτερες α.μ. του πιθανότατα περιείχαν δεκάδες σώματα με τις διαστάσεις του Άρη και της Σελήνης, που προσαυξήθηκαν και σταθεροποιήθηκαν ως οι πλανήτες που βλέπουμε. Η Σελήνη πιθανότατα σχηματίστηκε κατόπιν πρόσκρουσης πρωτοπλανήτη με τις διαστάσεις του Άρη στην πρωτο-Γη, περί τα 30 εκατ. έτη μετά τον σχηματισμό του Ηλιακού Συστήματος.

Δίσκοι συντριμμάτων

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
Καλλιτεχνική απεικόνιση για την υδατική «γραμμή χιονιού» που περιβάλλει τον αστέρα V883 Ωρίωνος.[20]

Πολλοί κοντινοί αστέρες περιβάλλονται από δίσκους περιαστρικής σκόνης φτωχούς σε αέρια—εκ των οποίων οι περισσότεροι χρονολογούνται από ~10 εκατ. χρόνων (όπως ο Βήτα Πικτόρις και ο 51 Οφιούχος) έως δισεκατομμυρίων χρόνων (όπως το Ταυ Κήτος). Αυτά τα συστήματα ονομάζονται «δίσκοι συντριμμάτων». Λαμβάνοντας υπόψη τις μεγαλύτερες ηλικίες αυτών των αστέρων και τις μικρές διάρκειες ζωής των μικρομετρικών κόκκων σκόνης γύρω από τους αστέρες λόγω του φαινομένου Πόιντινγκ Ρόμπερτσον, συγκρούσεων, και της πίεσης ακτινοβολίας (συνήθως εκατοντάδες έως χιλιάδες χρόνια), πιστεύεται ότι αυτή η σκόνη προέρχεται από τις συγκρούσεις πλανητήσιμων (π.χ. αστεροειδείς, κομήτες). Άρα οι δίσκοι συντριμμάτων γύρω από τα παραδείγματα (όπως Βέγας, Αλφέκκα, Φομαλώ) μάλλον δεν είναι πραγματικά «πρωτοπλανητικοί», αλλά αντιπροσωπεύουν ένα μεταγενέστερο εξελικτικό στάδιο του δίσκου, όπου τα εξωηλιακά ανάλογα της Κύριας Ζώνης των αστεροειδών και της ζώνης Κάιπερ είναι πεδία συγκρούσεων μεταξύ πλανητίσκων.

Σχέση με αβιογένεση

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Σύμφωνα με τις πρόσφατες μελέτες προτύπων προσομοίωσης σε υπολογιστή, τα σύνθετα οργανικά μόρια που είναι απαραίτητα για τη ζωή είναι δυνατό να σχηματίστηκαν στον πρωτοπλανητικό δίσκο των κόκκων σκόνης γύρω από τον Ήλιο πριν από τον σχηματισμό της Γης.[21] Η ίδια διαδικασία ίσως συνέβηκε γύρω από άλλους αστέρες και πλανήτες.[21] (Δείτε επίσης: Εξωγήινα οργανικά μόρια).

Συλλογή φωτογραφιών

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
  • Ο πρωτοπλανητικός δίσκος AS 209 μέσα στην αστρογόνο περιοχή του Οφιούχου.[22]
    Ο πρωτοπλανητικός δίσκος AS 209 μέσα στην αστρογόνο περιοχή του Οφιούχου.[22]
  • Πρωτοπλανητικός δίσκος HH 212.[23]
    Πρωτοπλανητικός δίσκος HH 212.[23]
  • Παρατηρώντας πρωτοπλανητικούς δίσκους σκόνης οι επιστήμονες εξάγουν συμπεράσματα για τα πρώτα βήματα σχηματισμού πλανητών.[24]
    Παρατηρώντας πρωτοπλανητικούς δίσκους σκόνης οι επιστήμονες εξάγουν συμπεράσματα για τα πρώτα βήματα σχηματισμού πλανητών.[24]
  • Ομόκεντροι δακτύλιοι γύρω από τον νεαρό αστέρα HD 141569A, που βρίσκεται περίπου 370 έτη φωτός μακριά.[25]
    Ομόκεντροι δακτύλιοι γύρω από τον νεαρό αστέρα HD 141569A, που βρίσκεται περίπου 370 έτη φωτός μακριά.[25]
  • Δίσκοι συντριμμάτων που αναγνωρίστηκαν σε εικόνες του Διαστημικού τηλεσκόπιου Χαμπλ από τους νεαρούς αστέρες HD 141943 και HD 191089 - εικόνες πάνω, γεωμετρία κάτω.[26]
    Δίσκοι συντριμμάτων που αναγνωρίστηκαν σε εικόνες του Διαστημικού τηλεσκόπιου Χαμπλ από τους νεαρούς αστέρες HD 141943 και HD 191089 - εικόνες πάνω, γεωμετρία κάτω.[26]
  • Ο πρωτοπλανητικός δίσκος HH-30 στον Ταύρο - ο δίσκος εκπέμπει ερυθρό αστρικό πίδακα.
    Ο πρωτοπλανητικός δίσκος HH-30 στον Ταύρο - ο δίσκος εκπέμπει ερυθρό αστρικό πίδακα.
  • Καλλιτεχνική απεικόνιση πρωτοπλανητικού δίσκου
    Καλλιτεχνική απεικόνιση πρωτοπλανητικού δίσκου
  • Ένας «πρωπλίδος» στο Νεφέλωμα του Ωρίωνα.
    Ένας «πρωπλίδος» στο Νεφέλωμα του Ωρίωνα.
  • Το βίντεο δείχνει την εξέλιξη του δίσκου γύρω από έναν νεαρό αστέρα όπως τον HL Ταύρου (καλλιτεχνική απεικόνιση).


Παραπομπές

[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]
  1. ↑ Johnathan Webb (6 Νοεμβρίου 2014). «Planet formation captured in photo». BBC. 
  2. ↑ «Birth of Planets Revealed in Astonishing Detail in ALMA's 'Best Image Ever'». NRAO. 6 Νοεμβρίου 2014. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 6 Νοεμβρίου 2014. 
  3. ↑ Staff (2 Ιουλίου 2018). «First confirmed image of newborn planet caught with ESO's VLT - Spectrum reveals cloudy atmosphere». EurekAlert!. Ανακτήθηκε στις 2 Ιουλίου 2018. 
  4. ↑ Müller, A.· και άλλοι. «Orbital and atmospheric characterization of the planet within the gap of the PDS 70 transition disk» (PDF). ESO. Ανακτήθηκε στις 2 Ιουλίου 2018. 
  5. ↑ Keppler, M.· και άλλοι. «Discovery of a planetary-mass companion within the gap of the transition disk around PDS 70» (PDF). ESO. Ανακτήθηκε στις 2 Ιουλίου 2018. 
  6. ↑ Mamajek, E.E.; Usuda, Tomonori; Tamura, Motohide; Ishii, Miki (2009). «Initial Conditions of Planet Formation: Lifetimes of Primordial Disks». AIP Conference Proceedings 1158: 3–10. doi:10.1063/1.3215910. Bibcode: 2009AIPC.1158....3M. 
  7. ↑ Pringle, J.E. (1981). «Accretion discs in astrophysics». Annual Review of Astronomy and Astrophysics 19: 137–162. doi:10.1146/annurev.aa.19.090181.001033. Bibcode: 1981ARA&A..19..137P. https://archive.org/details/sim_annual-review-of-astronomy-and-astrophysics_1981_19/page/137. 
  8. ↑ Mamajek, E.E.; Meyer, M.R.; Hinz, P.M.; Hoffmann, W.F.; Cohen, M.; Hora, J.L. (2004). «Constraining the Lifetime of Circumstellar Disks in the Terrestrial Planet Zone: A Mid-Infrared Survey of the 30 Myr old Tucana-Horologium Association». The Astrophysical Journal 612 (1): 496–510. doi:10.1086/422550. Bibcode: 2004ApJ...612..496M. 
  9. ↑ White, R.J.; Hillenbrand, L.A. (2005). «A Long-lived Accretion Disk around a Lithium-depleted Binary T Tauri Star». The Astrophysical Journal 621 (1): L65–L68. doi:10.1086/428752. Bibcode: 2005ApJ...621L..65W. 
  10. ↑ Cain, Fraser· Hartmann, Lee (3 Αυγούστου 2005). «Planetary Disk That Refuses to Grow Up (Interview with Lee Hartmann about the discovery)». Universe Today. Ανακτήθηκε στις 1 Ιουνίου 2013. 
  11. ↑ «Protoplanetary Disk: Simulated Spiral Arm vs. Observational Data». Ανακτήθηκε στις 30 Οκτωβρίου 2015. 
  12. ↑ Armitage, Philip J. (2011). «Dynamics of Protoplanetary Disks». Annual Review of Astronomy and Astrophysics 49: 195–236. doi:10.1146/annurev-astro-081710-102521. Bibcode: 2011ARA&A..49..195A. 
  13. ↑ Balbus, Steven A.; Hawley, John F. (1991). «A powerful local shear instability in weakly magnetized disks. I - Linear analysis. II - Nonlinear evolution». Astrophysical Journal 376: 214–233. doi:10.1086/170270. Bibcode: 1991ApJ...376..214B. https://archive.org/details/sim_astrophysical-journal_1991-07-20_376_1/page/n221. 
  14. ↑ 14,0 14,1 Gammie, Charles (1996). «Layered Accretion In T Tauri Disks». Astrophysical Journal 457: 355. doi:10.1086/176735. Bibcode: 1996ApJ...457..355G. 
  15. ↑ «Spirals with a Tale to Tell». www.eso.org. Ανακτήθηκε στις 6 Οκτωβρίου 2016. 
  16. ↑ Lissauer, J.J.; Hubickyj, O.; D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. (2009). «Models of Jupiter's growth incorporating thermal and hydrodynamic constraints». Icarus 199 (2): 338–350. doi:10.1016/j.icarus.2008.10.004. Bibcode: 2009Icar..199..338L. 
  17. ↑ D'Angelo, G.; Weidenschilling, S. J.; Lissauer, J. J.; Bodenheimer, P. (2014). «Growth of Jupiter: Enhancement of core accretion by a voluminous low-mass envelope». Icarus 241: 298–312. doi:10.1016/j.icarus.2014.06.029. Bibcode: 2014Icar..241..298D. 
  18. ↑ Canup, Robin M.· Ward, William R. (30 Δεκεμβρίου 2008). Origin of Europa and the Galilean Satellites. University of Arizona Press. σελ. 59. ISBN 978-0-8165-2844-8. 
  19. ↑ D'Angelo, G.; Podolak, M. (2015). «Capture and Evolution of Planetesimals in Circumjovian Disks». The Astrophysical Journal 806 (1): 29pp. doi:10.1088/0004-637X/806/2/203. Bibcode: 2015ApJ...806..203D. 
  20. ↑ «Stellar Outburst Brings Water Snow Line Into View». Ανακτήθηκε στις 15 Ιουλίου 2016. 
  21. ↑ 21,0 21,1 Moskowitz, Clara (29 Μαρτίου 2012). «Life's Building Blocks May Have Formed in Dust Around Young Sun». Space.com. Ανακτήθηκε στις 30 Μαρτίου 2012. 
  22. ↑ «Young planet creates a scene». www.eso.org. Ανακτήθηκε στις 26 Φεβρουαρίου 2018. 
  23. ↑ «Feeding a Baby Star with a Dusty Hamburger». www.eso.org. Ανακτήθηκε στις 15 Μαΐου 2017. 
  24. ↑ «Spring Cleaning in an Infant Star System». www.eso.org. Ανακτήθηκε στις 3 Απριλίου 2017. 
  25. ↑ «Boulevard of Broken Rings». Ανακτήθηκε στις 21 Ιουνίου 2016. 
  26. ↑ Harrington, J.D.· Villard, Ray (24 Απριλίου 2014). «RELEASE 14-114 Astronomical Forensics Uncover Planetary Disks in NASA's Hubble Archive». NASA. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 25 Απριλίου 2014. Ανακτήθηκε στις 25 Απριλίου 2014. 
Ανακτήθηκε από "https://el.wikipedia.org/w/index.php?title=Πρωτοπλανητικός_δίσκος&oldid=10871360"