Dyski Protoplanetarne: Od Ziarna Pyłu do Planet

Od kolapsującej chmury do wirującego dysku

Dyski protoplanetarne powstają jako wirująca chmura gazu i pyłu – ta sama chmura, która kolapsuje w celu utworzenia nowej gwiazdy. Nawet niewielne początkowe obroty są wzmacniane w miarę kurczenia się chmury, ponieważ zachodzi zasada zachowania momentu pędu. Materiał może swobodnie opadać wzdłuż osi obrotu, ale materiał w płaszczyźnie równikowej jest utrzymywany przez siłę odśrodkową, co powoduje, że całość spłaszcza się w dysk w ciągu kil staudi tysięcy lat. Pozostałości stanowią młodą gwiazdę – gwiazdę T Tauri, jeśli przypomina Słońce, a gwiazdę Herbiga Ae/Be, jeśli jest bardziej masywna – otaczającą ją cienką, wirującą dysk pozostałego gazu (głównie wodoru i helu) oraz około 1% masy pyłu stałego.

Od pyłu do kamieni, przez planetesmaty

Powstawę planet rozpoczyna się od małych elementów. Mikrometryziczne ziarna pyłu zderzają się ze sobą pod niską prędkością względną i łączą się elektrostatycznie, stopniowo tworząc kamienie o wymiarach milimetrowych i centymetrowych – proces ten nazywany jest koagulacją. Działa to dobrze do około wielkości skał potocznych, ale wtedy fizyka staje się wrogo:

ziarna ~1 mikrometr przyklejają się na kontaktach (siły van der Waalsa) kamienie mm-cm koagulacja spowalnia, odbijanie/fragmentacja konkurują planeteczki ~0.1-10 m opór gazy wypiera energię orbitalną – obiekt spiraluje próg” wewnątrz ~100-1000 orbit w gwiazdę w ciągu ok. 100-1000 obrotów planetesma >1 km grawitacja przejął kontrolę; opór gazy staje się pomijalny Ponieważ dysk gazowy jest częściowo podtrzymywany ciśnieniem, krąży on nieco wolniej niż ciało stałe o tej samej odległości. Kamień o wymiarach metra poruszający się szybciej niż otaczający go gaz odczuwa ciągły wiatr, traci moment pędu i spiraluje w głąb gwiazdy znacznie wcześniej, niż mógłby rosnąć prostym przyklejaniem. Główną przyczyną tego jest niestabilność strumieniowa: gdy ciała skupiają się w obszarze, lokalnie zmieniają przepływ gazu w taki sposób, że dodatkowo je koncentruje, aż klump może zawalić się pod własną grawitacją i bezpośrednio przekształcić się w planetesmę o wymiarach kilometrowych – pomijając najbardziej wrażliwą wielkość praktycznie całkowicie.

grains       ~1 micron    stick on contact (van der Waals forces)
pebbles      mm-cm        coagulation slows, bouncing/fragmentation compete
"meter        ~0.1-10 m   gas drag drains orbital energy — object spirals
 barrier"                 into the star within ~100-1000 orbits
planetesimal  >1 km       self-gravity takes over; drag becomes negligible

Linia śnieżna

Nie wszystkie ciała stałe są sobie równe. Blisko gwiazdy jest zbyt gorąco, aby woda i inne związki lotne zamarzły, więc dostępne są tylko pyły kamienne i metaliczne, które budują planety – pochodzenie małych, gęstych światów w naszym wewnętrznym układzie słonecznym. Poza linią śnieżną woda i inne lody skondensują się w ziarna stałe, czterokrotnie zwiększając dostępną masę materiału stałego. Ta dodatkowa materiał jest powodem, dla którego uważane są za formujące się jądra olbrzymich gazowych poza linią śnieżną, rosnąc wystarczająco szybko, aby przyciągnąć grawitacyjnie duże obłoki wodoru i helu z otaczającego dysku zanim gaz rozproszy się.

Pierścienie, przerwy i rewolucja ALMA

W 2014 roku Obserwacja Wielkiego Obram Millimetrowego (ALMA) wygenerowała pierwszy ostry obraz młodej dyski, HL Tauri, i nie była ona gładka: została wyrzeźbiona w szereg koncentrycznych jasnych pierścieni i ciemnych przerw. Podobne struktury pojawiły się później w dziesiątkach innych dysków. Dominująca interpretacja głosi, że powstający planetoida zjawiskowo rozprasza materiał w pobliżu, tworząc przerwy i gromadzi pył na swoich brzegach – ale linie śnieżne i inne niestabilności mogą wytworzyć podobne wzorce bez żadnej planetoidy; zatem przerwa sama w sobie jest sugestywna, a nie dowodem.

Krótka faza

Gazy w dysku protowłaściwego nie przetrwają. Ciągłe, lepkie przyciąganie (viscous accretion) zamyka gazy na gwiazdę, jednocześnie transportując moment pędu na zewnątrz, a promieniowanie gwiazdy odparowuje zewnętrzne obszary dysku. Większość dysków traci gaz w ciągu około 1 do 10 milionów lat – to ścisły termin dla każdego olbrzyma gazowego potrzebującego nałożyć pierścień wodoru, i wyjaśnia dlaczego formacja planet jest rozumiana jako wyścig z czasem ustalonym przez rozpraszanie dysku.

Frequently asked questions

Wypróbuj na żywo

Wszystko powyżej działa bezpośrednio w Twojej przeglądarce — otwórz Protoplanetary Disk i zmieniaj parametry podczas działania. Nic nie jest instalowane ani przesyłane na serwer, cały model działa w jednej karcie.