Aplink jaunas žvaigždes susidarantys aplinkžvaigždiniai diskai, sudaryti iš dujų ir dulkių, kurie susitelkia į planetesimales
1. Įvadas: diskai kaip planetinių sistemų lopšiai
Kai žvaigždė formuojasi dėl molekulinio debesies kolapso, kampinio momento tvermė natūraliai sukuria besisukantį dujų ir dulkių diską, dažnai vadinamą protoplanetiniu disku. Būtent šiame diske uoliniai ir ledo grūdeliai susiduria, limpa ir galiausiai išauga į planetesimales, protoplanetas, o vėliau – į pilnai išsivysčiusias planetas. Tad protoplanetinių diskų supratimas yra labai svarbus norint suvokti, kaip formuojasi planetinės sistemos, įskaitant ir mūsų pačių Saulės sistemą.
- Pagrindiniai stebėjimai: Tokie teleskopai kaip ALMA (Atacamos didelės skiriamosios gebos milimetrinių/submilimetrinių bangų array), VLT ir JWST suteikė aukštos raiškos šių diskų atvaizdus, atskleidžiančius dulkių žiedus, tarpus, spiralines struktūras, kurie liudija vykstantį planetų formavimąsi.
- Įvairovė: Stebėti diskai pasižymi įvairia struktūra ir sudėtimi, kuriai įtakos turi žvaigždės masė, metališkumas, pradinis kampinis momentas ir aplinka.
Derinant teoriją ir stebėjimus, galime išskaidyti, kaip aplink žvaigždę likusi medžiaga tampa besisukančiu disku – tai tarsi lydymo krosnis, kur dulkių dalelės išauga į planetesimales ir galiausiai suformuoja įspūdingą įvairovę planetinių architektūrų, randamų tiek mūsų Saulės sistemoje, tiek tarp egzoplanetų.
2. Protoplanetinių diskų susidarymas ir pradinės savybės
2.1 Besisukančio debesies kolapsas
Žvaigždės formuojasi tankiuose branduoliuose molekuliniuose debesyse. Kai gravitacija traukia branduolį į vidų:
- Kampinio momento tvermė: Net menkas pradinis sukimosi momentas debesyje nulemia, kad įkrintanti medžiaga suformuoja plokščią akrecijos diską aplink protostarą.
- Akrecija: Dujos spirale juda į vidų, maitindamos centrinę protžvaigždę, kol kampinis momentas pernešamas į išorę.
- Laiko mastai: Protžvaigždinė stadija gali trukti apie ~105 metų, o disko masė formuojasi būtent tuo periodu.
Ankstyvojoje stadijoje (0/I klasės protžvaigždės) diskas gali būti gaubiamas įkrentančios medžiagos, todėl jį sunku tiesiogiai stebėti. Bet II klasės stadijoje (klasikinės T Tau tipo žvaigždės, jei kalbame apie mažos masės žvaigždes) protoplanetinis diskas tampa geriau matomas infraraudonųjų spindulių ir submilimetrinėje spinduliuotėje.
2.2 Dujų ir dulkių santykis
Šie diskai paprastai atspindi tarpžvaigždinės terpės dujų ir dulkių santykį (~100:1 masės atžvilgiu). Nors dulkės sudaro tik nedidelę masės dalį, jos yra itin svarbios: jos efektyviai spinduliuoja, lemia optinį neperregimumą ir yra bazė planetų formavimui (planetesimalės privalo formuotis iš susidūrusių dulkių grūdelių). Tuo tarpu dujos, daugiausia sudarytos iš vandenilio ir helio, nulemia disko slėgį, temperatūrą bei cheminę aplinką. Dulkių ir dujų sąveika nusprendžia planetų formavimosi eigą.
2.3 Fiziniai masteliai ir masė
Tipiniai protoplanetinių diskų spinduliai svyruoja nuo ~0,1 AV (vidinė dalis šalia žvaigždės) iki keliasdešimt ar kelių šimtų AV (tolimoji riba). Jų masės gali siekti nuo keleto Jupiterio masių iki ~10 % žvaigždės masės. Žvaigždės spinduliavimo laukas, disko klampa bei išorinė aplinka (pvz., netoli esančios OB žvaigždės) labai veikia disko radialinę sandarą ir evoliucijos trukmę [1], [2].
3. Stebimieji įrodymai: diskai veikloje
3.1 Infraraudonieji pertekiai ir dulkių spinduliuotė
Klasikinės T Tau žvaigždės ar Herbig Ae/Be žvaigždės išskiria stiprią infraraudonąją spinduliuotę, viršijančią vien tik žvaigždės fotosferos spinduliuotės lygį. Toks IR perteklius kyla dėl disko sušildytų dulkių. Ankstyvos IRAS ir Spitzer misijų apklausos patvirtino, kad daugelis jaunų žvaigždžių turi tokius aplinkžvaigždinius diskus.
3.2 Aukštos raiškos vaizdai (ALMA, SPHERE, JWST)
- ALMA (Atacamos milimetrinių/submilimetrinių bangų masyvas): Suteikia submilimetrinę dulkių kontinuumo ir spektroskopinių linijų (pvz., CO, HCO+) vaizdų. Matomi žiedai, tarpai ir spiralės (HL Tau žiedo struktūra ar DSHARP tyrimo rezultatai), drastiškai keičia mūsų supratimą apie disko posandarą.
- VLT/SPHERE, Gemini GPI: Artimųjų IR išsklaidytoje šviesoje gaunami smulkūs viršutinių disko sluoksnių vaizdai.
- JWST: Dėl vidutinio IR gebėjimų JWST gali pažvelgti į dulkių gausias vidines sritis, aptikdama šiltas dulkes ir potencialius tarpelius, sukeltus planetų.
Kartu šie duomenys parodo, kad net tariamai „lygi“ diskų struktūra gali turėti substrukturų (tarpų, žiedų, sūkurių), kurias gali išraižyti besiformuojančios planetos [3], [4].
3.3 Molekulinės dujos rodikliai
ALMA ir kiti submilimetrinės interferometrijos įrenginiai aptinka molekulines linijas (pvz., CO), leidžiančias sudaryti dujų tankio ir greičio laukų žemėlapius diske. Stebimi Keplerio sukimosi raštai patvirtina disko sukimosi pobūdį apie centrinę protžvaigždę. Kai kuriuose diskuose aptikti asimetrijų ar vietinių kinetinių pakitimų, leidžiančių įtarti, kad juose yra užsimezgusių protoplanetų, iškreipiančių greičio lauką.
4. Disko evoliucija ir išnykimas
4.1 Klampioji akrecija ir kampinio momento pernaša
Pagrindinis teorinis modelis – klampusis diskas, kuriame vidinė turbulencija (galbūt sukelta magnetohidrodinaminio nestabilumo) leidžia masei kristi žvaigždės link, o kampiniam momentui sklisti į išorę. Žvaigždė paprastai akrecijuoja medžiagą mažėjančiu greičiu milijonų metų bėgyje, atspindint laipsnišką disko dujų išsekimą.
4.2 Fotoišgarinimas ir vėjai
Energinga UV/X spinduliuotė iš centrinės žvaigždės (taip pat iš aplinkinių masyvių žvaigždžių) gali fotoišgarinti disko išorinius sluoksnius. Šis masės netekimas gali atverti vidines tuštumas, paspartindamas galutinį disko išsivalymą. Žvaigždžių vėjai, jetai ar ištekėjimai taip pat ilgainiui pašalina disko medžiagą.
4.3 Tipinė disko gyvavimo trukmė
Tyrimai rodo, kad ~50 % T Tauri žvaigždžių (1–2 mln. m. amžiaus) vis dar turi IR disko požymius, o po 5 mln. m. tokių objektų belieka <10 %. Apie ~10 mln. m. amžiaus žvaigždėms tik nedidelė dalis (<keli %) išsaugo reikšmingą diską. Ši trukmė riboja, per kiek laiko privalo susidaryti dujinės milžinės, jei jos priklauso nuo pradinio dujinio disko [5].
5. Dulkių grūdelių augimas ir planetesimalių formavimas
5.1 Dulkių koaguliacija
Disko viduje mikroskopiniai dulkių grūdeliai susiduria, judėdami santykiniais cm/s–m/s greičiais:
- Sulimpa: Elektrostatinės ar van der Vals jėgos gali suklijuoti smulkius agregatus į didesnius „purios“ struktūros grūdelius.
- Augimas: Susidūrimai arba auginą grūdelius, arba skaidą juos, priklausomai nuo greičio ir sudėties.
- Metru dydžio barjeras: Teoretikai pastebi, kad kietoms dalelėms cm–m dydžio diapazone kyla problemų dėl radialinio slydimo ar destruktyvių smūgių. Tikėtina, kad šį barjerą padeda įveikti slėgio „gūbriai“ ar kitos struktūros diske, kur vyksta efektyvesnis sankaupinimas.
5.2 Planetesimalių susidarymo modeliai
Norint apeiti metru dydžio barjerą:
- Tekėjimo (Streaming) nestabilumas: Kai kietosios dalelės susitelkia vietinėse disko srityse, gali įvykti gravitacinis kolapsas iki 10–100 km dydžio planetesimalių.
- „Pebble“ akrecija: Stambesnės užuomazgos gali sparčiai didėti akredituodamos cm–dm dydžio „akmenėlius“ (angl. pebbles), jei greičiai ir disko sąlygos tai leidžia.
Kai susiformuoja dešimčių–šimtų km dydžio planetesimalės, jos toliau susiduria ir susilieja į protoplanetas. Tokiu būdu auga uoliniai ar lediniai planetų statybiniai blokai [6], [7].
6. Uolinių planetų formavimas
6.1 Vidinė disko aplinka
Prieš žvaigždę esanti sniego linija (dar vadinama šalčio riba) žymi sritį, kurioje disko temperatūra pakankama, kad ledas sublimuotų, palikdamas uolienas (silikatus, metalus) kaip pagrindinę kietąją medžiagą:
- Uolinės planetesimalės: Susidaro dėl refrakcinių dulkių grūdelių susidūrimų.
- Oligarchinis augimas: Išryškėja kelios stambesnės protoplanetos, dominuojančios tam tikras orbitines sritis.
- Susidūrimai: Per dešimtis–šimtus mln. metų šios protoplanetos dar tarpusavyje susiduria, kol galutinai susiformuoja žemės tipo planetos (Žemė, Venera, Marsas ir pan.).
6.2 Laikas ir lakieji junginiai
Vėliau įkrentanti ar milžiniškais smūgiais atnešta medžiaga iš už sniego linijos gali suteikti vandens ar lakųjų junginių. Manoma, kad Žemės vandens dalis galėjo atkeliauti iš planetesimalių ar embrionų išorinėje asteroido juostos srityje. Terestrinių planetų galutinė sąranka labai kinta; egzoplanetų sistemose matome super-Žemių ir glaudžių rezonansinių grupių pavyzdžių.
7. Dujiniai ir lediniai milžinai
7.1 Už šalčio ribos
Tose orbitose, kuriose temperatūra pakankamai žema vandens ledui (ir kitiems lakiesiems junginiams) kondensuotis, planetesimalės gali sparčiai sukaupti didelę masę. Šios stambesnės „branduoliai“ gali:
- Akredituoti dujas: Pasiekus ~5–10 Žemės masių, branduolys gravitaciškai pritraukia aplinkinį vandenilio/helio dujų sluoksnį.
- Milžinių planetų formavimas: Taip gimsta Jupiterio ar Saturno analogai. Dar toliau gali susidaryti mažesni dujiniai arba ledo praturtinti pasauliai, primenantys Uraną/Neptūną.
7.2 Laiko riba ir nevaldomas akrecijos procesas
Kad susidarytų milžinė planeta, reikalingas diskui nepranykus gauti dujų. Kadangi protoplanetinis diskas paprastai išnyksta per 3–10 mln. metų, branduolys turi formuotis pakankamai greitai, kad sukeltų nevaldomą dujų akreciją. Tai yra pagrindinė branduolio akrecijos modelio sėkmė, paaiškinanti dujinių milžinių atsiradimą <10 mln. metų bėgyje [8], [9].
7.3 Egcentricumai ir migracijos
Milžinės planetos gali trikdyti viena kitos orbitas arba sąveikauti su disku, migracija gali vykti tiek į vidų, tiek į išorę. Tai lemia „karštųjų Jupiterių“ (stambios dujinės planetos arti žvaigždės) susidarymą ar neįprastas rezonansines konfiguracijas, peržengiančias paprastesnes hipotezes, jei planetos liktų ten, kur susiformavo.
8. Orbitinė dinamika ir migracija
8.1 Disko ir planetos sąveika
Diske panirusios planetos gali keistis kampiniu momentu su dujomis. Mažos masės planetos patiria I tipo migraciją, judėdamos radiališkai santykinai trumpais laiko mastais. Stambesnės planetos išpjauna tarpus ir patiria II tipo migraciją, vykstančią per disko klampumo laiką. Stebimi tarpai protoplanetiniuose diskuose leidžia spėti apie susiformavusias milžines planetas arba bent jau jų stambius branduolius.
8.2 Dinaminės nestabilumai ir išsisklaidymai
Diskui išnykus, protoplanetų ar galutinai susiformavusių planetų gravitaciniai susidūrimai gali sukelti:
- Išsisklaidymą (scattering): Mažesni objektai gali būti išmesti į tolimą sritį ar tarpžvaigždinę erdvę.
- Rezonansinius sukaustymus: Planetoms įstringant orbitiniuose rezonansuose (pvz., Galilėjaus palydovų aplink Jupiterį atvejis).
- Sistemos architektūrą: Galutinė išdėstymo schema gali reikšti plačias, ekscentriškas orbitas ar glaudžias kelias planetas, panašias į egzoplanetinę TRAPPIST-1 sistemą.
Tokie procesai lemia galutinį vaizdą, kai kartais sistemoje lieka tik kelios stabilios orbitos. Saulės sistemos palyginti ramus dabartinis išdėstymas nurodo, kad praeityje vyko intensyvi ankstyvoji sklaida ar susidūrimai, kurie galiausiai paliko dabartines stabilias planetų orbitas.
9. Palydovai, žiedai ir liekanos
9.1 Palydovų susidarymas
Stambios planetos gali turėti aplinkplanetinius diskus, iš kurių vienu metu su planeta susiformuoja palydovai (pvz., Jupiterio Galilėjaus palydovai). Arba dalis palydovų (pvz., Tritonas prie Neptūno) gali būti pagauti dideli planetiški objektai. Žemės ir Mėnulio sistema gali būti didžiulio susidūrimo pasekmė, kai Marso dydžio kūnas trenkėsi į pirmykštę Žemę, išmuštos dalelės susitelkė į Mėnulį.
9.2 Žiedų sistemos
Planetų žiedai (pvz., Saturno) gali susidaryti, jei palydovas ar likutinė medžiaga atsiduria Rošo ribos zonoje ir suyra į mažas daleles, kurios sukasi disko forma. Laikui bėgant, žiedų dalelės gali telktis į mažus palydovus arba būti išsibarstę. Manoma, kad egzoplanetų atveju žiedai taip pat gali egzistuoti (ypač besitransituojančiose sistemose), bet tiesioginiai patvirtinimai kol kas reti.
9.3 Asteroidai, kometos ir nykštukinės planetos
Asteroidai vidinėje sistemoje (pvz., Pagrindinėje juostoje) ir kometos Koiperio juostoje ar Orto debesyje yra likutinės planetesimalės, nepanaudotos formuojant planetas. Jų tyrimai atskleidžia originalią cheminę sudėtį ir disko sąlygas ankstyvoje stadijoje. Nykštukinės planetos (Ceres, Plutonas, Eris) susidarė rečiau tankiuose išoriniuose regionuose, niekada nesuaugdamos į vieną didelę planetą.
10. Egzoplanetų įvairovė ir analogijos
10.1 Netikėti išdėstymai
Egzoplanetų tyrimai rodo daug įvairių sistemų konfigūracijų:
- Karštieji Jupiteriai: Didžiulės dujinės planetos labai arti žvaigždės, reiškiančios migraciją iš toliau, už sniego linijos.
- Super-Žemės / mini-Neptūnai: 1–4 Žemės spindulių pasauliai, gausiai aptinkami kitose sistemose, bet ne mūsų, nurodant, kad skirtingi disko parametrai lemia tokių planetų susiformavimą.
- Daugiaplanės rezonansiniai dariniai: Pvz., TRAPPIST-1, kur septynios Žemės dydžio planetos glaudžiai išsirikiavusios.
Tai patvirtina, kad nors branduolio akrecijos modelis yra sėkmingas, detalės (diskų savybės, migracija, dangaus kūnų sklaida) gali nulemti labai skirtingus galutinius rezultatus.
10.2 Tiesioginis protoplanetų stebėjimas
Naujausi teleskopai, tokie kaip ALMA, yra užfiksavę galimų protoplanetų pėdsakus diskų pjūviuose (pvz., PDS 70). Tiesioginio vaizdinimo įranga (VLT/SPHERE, Gemini/GPI) gali parodyti dulkinius darinius, suderinamus su besiformuojančiomis planetomis. Šis tiesioginis matymas kuriant planetines sistemas padeda tobulinti diskų evoliucijos ir planetų augimo teorinius modelius.
11. Gyvybinės zonos koncepcija
11.1 Apibrėžtis
Gyvybinė zona – tai orbitoje aplink žvaigždę esantis diapazonas, kuriame uolinė planeta galėtų išlaikyti skystą vandenį ant savo paviršiaus, jei turėtų panašią į Žemės atmosferą. Šios zonos atstumas priklauso nuo žvaigždės šviesumo ir spektro tipo. Protoplanetiniame diske tai reiškia, kad planetoje, susidariusioje arčiau ar toliau nuo šio diapazono, vandens išlaikymas bei potenciali gyvybė gali labai skirtis.
11.2 Planetinės atmosferos ir sudėtingumas
Tačiau atmosferos evoliucija, migracijos keliai, žvaigždės aktyvumas (ypač M nykštukėse), dideli susidūrimai gali iš esmės paveikti tikrąjį gyvenamumą. Vien buvimas HZ tam tikrą laiką dar neužtikrina stabilios aplinkos gyvybei. Disko chemija taip pat lemia vandens, anglies ir azoto balansa, gyvybiškai svarbius galimai biologiniams procesams.
12. Ateities tyrimai planetų moksle
12.1 Naujos kartos teleskopai ir misijos
- JWST: Jau dabar stebi diskus infraraudonųjų spindulių ruože, nustato chemines sudėtis.
- Itin Dideli Teleskopai (ELT): Galės tiesiogiai vaizduoti diskų struktūras artimojoje IR srityje, potencialiai aiškiau fiksuodami „vaikines“ planetas.
- Kosminiai zondai: Misijos, tiriantys kometas, asteroidus ar išorinės Saulės sistemos mažus kūnus (pvz., OSIRIS-REx, Lucy), nagrinėja pirminius disko likučius, padeda suvokti planetų formavimosi eigą.
12.2 Laboratorinė astrochemija ir modeliavimas
Žemėje atliekami eksperimentai, imituojantys dulkių grūdelių susidūrimus, rodo, kokiais greičiais ir sąlygomis dalelės labiau linkusios jungtis, o ne suirti. Didelio našumo skaičiavimai (HPC) atvaizduoja dulkių ir dujų bendrą evoliuciją, fiksuodami nestabilumus, pavyzdžiui, streaming nestabilumą, kuris formuoja planetesimales. Ši laboratorinių duomenų ir skaitmeninių modelių sąveika tobulina mūsų supratimą apie disko turbulenciją, chemiją ir augimo tempus.
12.3 Egzoplanetų apklausos
Naujos radialinio greičio ir tranzitų apklausos (pvz., TESS, PLATO, antžeminės didelio tikslumo spektrografijos) aptiks dar tūkstančius egzoplanetų. Analizuodami planetų populiacijas, žvaigždžių amžių ir metališkumą, galime geriau suprasti, kaip disko masė, gyvavimo trukmė bei sudėtis formuoja planetų sistemas. Tai jungia Saulės sistemos formavimosi teorijas su plačia egzoplanetų populiacija.
13. Išvados
Protoplanetiniai diskai yra esminis planetų atsiradimo elementas – tai verpetuojanti „likutinė“ medžiaga, liekanti po žvaigždės gimimo. Juose:
- Dulkės auga į planetesimales, iš kurių formuojasi uoliniai arba dujiniai milžinių branduoliai.
- Dujos lemia migracijas, masės pasiskirstymą ir galutinę sistemos išdėstymo schemą.
- Diskui palaipsniui išsisklaidžius – per akreciją, vėjus ar fotoišgarinimą – užgimsta nauja planetinė sistema.
Įspūdingas stebėjimų proveržis—ALMA vaizdai, rodantys žiedus/tarpus, JWST duomenys apie dulkių struktūras, bandymai tiesiogiai vaizduoti protoplanetas—po truputį atskleidžia, kaip dulkių dalelės perauga į ištisas planetas. Egzoplanetų įvairovė atskleidžia, kaip disko savybės, migracija ir dinaminė sklaida sukuria labai skirtingas planetų šeimas. Tuo tarpu „gyvybinės zonos“ sąvoka rodo galimybes susiformuoti gyvybei tinkamiems pasauliams, skatinant susieti protoplanetinių diskų fiziką su galimų biologinių pėdsakų egzoplanetų atmosferose paieška.
Nuo kuklios dulkių dalelių koaguliacijos iki sudėtingų orbitinių persitvarkymų – planetų gimimas liudija turtingą gravitacijos, chemijos, spinduliuotės ir laiko sąveiką. Tobulėjant ateities teleskopams ir teoriniams modeliams, mūsų žinojimas apie tai, kaip kosminės dulkės virsta ištisomis planetinėmis sistemomis (bei kokie įvairūs tie dariniai būna), tik gilės, siesdamas mūsų Saulės sistemos istoriją su milžinišku kosminių pasaulių tinklu.
Nuorodos ir tolesnis skaitymas
- Shu, F. H., Adams, F. C., & Lizano, S. (1987). “Star Formation in Molecular Clouds: Observation and Theory.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 25, 23–81.
- Hartmann, L. (2000). Accretion Processes in Star Formation. Cambridge University Press.
- ALMA Partnership, et al. (2015). “The 2014 ALMA Long Baseline Campaign: First Results from High Angular Resolution Observations toward HL Tau.” The Astrophysical Journal, 808, L3.
- Andrews, S. M., et al. (2018). “The Disk Substructures at High Angular Resolution Project (DSHARP). I. Motivation, Sample, Calibration, and Overview.” The Astrophysical Journal Letters, 869, L41.
- Haisch, K. E., Lada, E. A., & Lada, C. J. (2001). “Disk Frequencies and Lifetimes in Young Clusters.” The Astrophysical Journal Letters, 553, L153–L156.
- Johansen, A., & Lambrechts, M. (2017). “Forming Planets via Pebble Accretion.” Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 45, 359–387.
- Birnstiel, T., Fang, M., & Johansen, A. (2016). “Dust Evolution and the Formation of Planetesimals.” Space Science Reviews, 205, 41–75.
- Pollack, J. B., et al. (1996). “Formation of the Giant Planets by Concurrent Accretion of Solids and Gas.” Icarus, 124, 62–85.
- Bitsch, B., Lambrechts, M., & Johansen, A. (2015). “The growth of planets by pebble accretion in evolving protoplanetary discs.” Astronomy & Astrophysics, 582, A112.