Вокруг молодых звезд формируются протозвездные диски, состоящие из газа и пыли, которые концентрируются в планетезимали
1. Введение: диски как колыбели планетных систем
Когда звезда формируется вследствие коллапса молекулярного облака, сохранение углового момента естественным образом создаёт вращающийся газо-пылевой диск, часто называемый протопланетным диском. Именно в этом диске каменные и ледяные зерна сталкиваются, слипаются и в конечном итоге вырастают в планетезимали, протопланеты, а затем — в полностью сформировавшиеся планеты. Поэтому понимание протопланетных дисков крайне важно для осознания того, как формируются планетные системы, включая и нашу собственную Солнечную систему.
- Основные наблюдения: Такие телескопы, как ALMA (Атакамская большая решётка миллиметровых/субмиллиметровых волн), VLT и JWST, предоставили высокоразрешённые изображения этих дисков, выявляющие пылевые кольца, зазоры, спиральные структуры, свидетельствующие о формировании планет.
- Разнообразие: Наблюдаемые диски характеризуются разнообразной структурой и составом, на которые влияют масса звезды, металличность, начальный угловой момент и окружение.
Сочетая теорию и наблюдения, мы можем выделить, как оставшийся вокруг звезды материал превращается во вращающийся диск — это словно плавильная печь, где пылевые частицы растут в планетезимали и в конечном итоге формируют впечатляющее разнообразие планетных архитектур, встречающихся как в нашей Солнечной системе, так и среди экзопланет.
2. Формирование протопланетных дисков и их начальные свойства
2.1 Коллапс вращающегося облака
Звёзды формируются в плотных ядрах молекулярных облаков. Когда гравитация втягивает ядро внутрь:
- Сохранение углового момента: Даже небольшой начальный момент вращения в облаке приводит к тому, что падающий материал формирует плоский аккреционный диск вокруг протозвезды.
- Аккреция: Газы движутся по спирали внутрь, питая центральную протозвезду, пока угловой момент переносится наружу.
- Временные масштабы: Протозвёздная стадия может длиться около ~105 лет, и именно в этот период формируется масса диска.
На ранней стадии (протозвёзды класса 0/I) диск может быть окружён падающим материалом, поэтому его трудно наблюдать напрямую. Но на стадии класса II (классические звёзды типа T Тельца, если говорить о звёздах малой массы) протопланетный диск становится лучше виден в инфракрасном и субмиллиметровом излучении.
2.2 Соотношение газов и пыли
Эти диски обычно отражают соотношение газов и пыли в межзвёздной среде (~100:1 по массе). Хотя пыль составляет лишь небольшую часть массы, она крайне важна: эффективно излучает, определяет оптическую непрозрачность и служит основой для формирования планет (планетезимали должны образовываться из столкнувшихся пылевых зерен). В то же время газы, в основном состоящие из водорода и гелия, определяют давление, температуру и химическую среду диска. Взаимодействие пыли и газа решает ход формирования планет.
2.3 Физические масштабы и масса
Типичные радиусы протопланетных дисков варьируются от ~0,1 а.е. (внутренняя часть рядом со звездой) до нескольких десятков или сотен а.е. (внешняя граница). Их массы могут достигать от нескольких масс Юпитера до ~10 % массы звезды. Излучательное поле звезды, вязкость диска и внешняя среда (например, близлежащие OB-звёзды) сильно влияют на радиальную структуру диска и продолжительность его эволюции. [1], [2].
3. Наблюдательные доказательства: диски в действии
3.1 Инфракрасные избытки и пылевое излучение
Классические звёзды типа T Tau или звёзды Herbig Ae/Be излучают сильное инфракрасное излучение, превышающее уровень излучения фотосферы звезды. Такой ИК избыток возникает из-за нагретой диском пыли. Ранние обзоры миссий IRAS и Spitzer подтвердили, что многие молодые звёзды имеют такие околозвёздные диски.
3.2 Изображения высокого разрешения (ALMA, SPHERE, JWST)
- ALMA (Атакамский массив миллиметровых/субмиллиметровых волн): Предоставляет субмиллиметровые изображения пылевого континуума и спектроскопических линий (например, CO, HCO+). Видны кольца, щели и спирали (структура кольца HL Tau или результаты исследования DSHARP), кардинально меняющие наше понимание устройства диска.
- VLT/SPHERE, Gemini GPI: В ближнем ИК рассеянном свете получаются детальные изображения верхних слоёв диска.
- JWST: Благодаря средним ИК возможностям JWST может заглянуть во внутренние области с большим содержанием пыли, обнаруживая тёплую пыль и потенциальные щели, вызванные планетами.
Вместе эти данные показывают, что даже кажущаяся «ровной» структура дисков может содержать подструктуры (щели, кольца, вихри), которые могут быть вырезаны формирующимися планетами [3], [4].
3.3 Индикаторы молекулярного газа
ALMA и другие приборы субмиллиметровой интерферометрии обнаруживают молекулярные линии (например, CO), позволяющие составлять карты плотности газа и полей скоростей в диске. Наблюдаемые Кеплеровские вращательные закономерности подтверждают характер вращения диска вокруг центральной протозвезды. В некоторых дисках обнаружены асимметрии или локальные кинетические изменения, позволяющие предположить наличие формирующихся протопланет, искажающих поле скоростей.
4. Эволюция и исчезновение диска
4.1 Вязкая аккреция и перенос углового момента
Основная теоретическая модель – вязкий диск, в котором внутренняя турбулентность (возможно вызванная магнитогидродинамической нестабильностью) позволяет массе падать к звезде, а угловому моменту распространяться наружу. Звезда обычно аккрецирует вещество с уменьшающейся скоростью на протяжении миллионов лет, отражая постепенное истощение газа в диске.
4.2 Фотоиспарение и ветры
Энергичное УФ/Х-излучение от центральной звезды (а также от окружающих массивных звёзд) может фотоиспарять внешние слои диска. Эта потеря массы может открыть внутренние пустоты, ускоряя окончательное очищение диска. Звёздные ветры, джеты и выбросы также со временем удаляют материю диска.
4.3 Типичная продолжительность жизни диска
Исследования показывают, что ~50 % звёзд типа T Tauri (возрастом 1–2 млн лет) всё ещё имеют признаки ИК-диска, а через 5 млн лет таких объектов остаётся <10 %. Примерно к ~10 млн лет лишь небольшая часть (<несколько %) сохраняет значимый диск. Этот срок ограничивает время, за которое должны сформироваться газовые гиганты, если они зависят от исходного газового диска [5].
5. Рост пылевых зерен и формирование планетезималей
5.1 Коагуляция пыли
Внутри диска микроскопические пылевые зерна сталкиваются, двигаясь с относительными скоростями см/с–м/с:
- Слипаются: Электростатические или ван-дер-Ваальсовы силы могут склеивать мелкие агрегаты в более крупные «рыхлые» зерна.
- Рост: Столкновения либо наращивают зерна, либо разрушают их, в зависимости от скорости и состава.
- Барьер метрового размера: Теоретики отмечают, что твёрдым частицам в диапазоне см–м возникают проблемы из-за радиального сдвига или разрушительных ударов. Вероятно, этот барьер помогает преодолеть давление «горбов» или другие структуры в диске, где происходит более эффективное накопление.
5.2 Модели образования планетезималей
Чтобы преодолеть барьер метрового размера:
- Стриминговая нестабильность: Когда твёрдые частицы концентрируются в локальных областях диска, может произойти гравитационный коллапс с образованием планетезималей размером 10–100 км.
- Аккреция «гальки»: Крупные зачатки могут быстро расти, аккрецируя камешки размером см–дм (англ. pebbles), если скорости и условия диска это позволяют.
Когда формируются планетезимали размером в десятки–сотни км, они продолжают сталкиваться и сливаться в протопланеты. Таким образом растут каменные или ледяные строительные блоки планет [6], [7].
6. Формирование каменных планет
6.1 Внутренняя среда диска
Перед звездой снежная линия (также называемая границей холода) обозначает область, где температура диска достаточна для сублимации льда, оставляя камни (силикаты, металлы) в качестве основной твёрдой материи:
- Каменные планетезимали: Образуются в результате столкновений зерен рефрактерной пыли.
- Олигархический рост: Выделяются несколько крупных протопланет, доминирующих в определённых орбитальных областях.
- Столкновения: В течение десятков–сотен миллионов лет эти протопланеты продолжают сталкиваться друг с другом, пока окончательно не сформируются планеты земного типа (Земля, Венера, Марс и т.д.).
6.2 Время и летучие соединения
Позднее падающий или принесённый гигантскими ударами материал из-за линии снега может обеспечить водой или летучими соединениями. Считается, что часть воды Земли могла прибыть из планетезималей или эмбрионов в внешней части пояса астероидов. Конечная конфигурация земных планет сильно варьируется; в экзопланетных системах мы видим примеры суперземель и плотных резонансных групп.
7. Газовые и ледяные гиганты
7.1 За пределами линии замерзания
На орбитах, где температура достаточно низкая для конденсации водяного льда (и других летучих соединений), планетезимали могут быстро накопить большую массу. Эти более крупные «ядра» могут:
- Аккреция газа: При достижении ~5–10 масс Земли ядро гравитационно притягивает окружающий слой водородно-гелиевого газа.
- Формирование гигантских планет: Так рождаются аналоги Юпитера и Сатурна. Дальше могут формироваться меньшие газовые или обогащённые льдом миры, напоминающие Уран/Нептун.
7.2 Временной лимит и неуправляемый процесс аккреции
Для формирования гигантской планеты необходимо получить газ до исчезновения диска. Поскольку протопланетный диск обычно исчезает за 3–10 млн лет, ядро должно формироваться достаточно быстро, чтобы вызвать неуправляемое газовое аккрецирование. Это основной успех модели аккрецирования ядра, объясняющей появление газовых гигантов менее чем за 10 млн лет [8], [9].
7.3 Эксцентриситеты и миграции
Гигантские планеты могут нарушать орбиты друг друга или взаимодействовать с диском, миграция может происходить как внутрь, так и наружу. Это приводит к формированию «горячих Юпитеров» (крупных газовых планет близко к звезде) или необычных резонансных конфигураций, выходящих за рамки простых гипотез, если бы планеты оставались там, где сформировались.
8. Орбитальная динамика и миграция
8.1 Взаимодействие диска и планеты
Погружённые в диск планеты могут обмениваться угловым моментом с газом. Планеты малой массы испытывают миграцию типа I, двигаясь радиально за относительно короткие временные масштабы. Более крупные планеты вырезают промежутки и испытывают миграцию типа II, происходящую за время вязкости диска. Наблюдаемые промежутки в протопланетных дисках позволяют предположить наличие сформировавшихся гигантских планет или, по крайней мере, их крупных ядер.
8.2 Динамическая нестабильность и рассеяния
После исчезновения диска гравитационные столкновения протопланет или окончательно сформировавшихся планет могут вызвать:
- Рассеяние (scattering): Меньшие объекты могут быть выброшены в отдалённые области или межзвёздное пространство.
- Резонансные захваты: Планеты могут застревать в орбитальных резонансах (например, случай спутников Галилея вокруг Юпитера).
- Архитектура системы: Итоговая схема расположения может означать широкие, эксцентричные орбиты или плотные группы планет, похожие на экзопланетную систему TRAPPIST-1.
Такие процессы определяют конечную картину, когда в системе иногда остаются лишь несколько стабильных орбит. Относительно спокойное нынешнее расположение Солнечной системы указывает на то, что в прошлом происходило интенсивное раннее рассеяние или столкновения, которые в итоге оставили нынешние стабильные орбиты планет.
9. Спутники, кольца и остатки
9.1 Формирование спутников
Крупные планеты могут иметь околопланетные диски, из которых одновременно с планетой формируются спутники (например, галилеевы спутники Юпитера). Или часть спутников (например, Тритон у Нептуна) может быть пойманными крупными планетарными объектами. Система Земля-Луна может быть результатом огромного столкновения, когда тело размером с Марс ударилось о первичную Землю, и выброшенные частицы собрались в Луну.
9.2 Системы колец
Планетные кольца (например, у Сатурна) могут образовываться, если спутник или остаточный материал попадает в зону границы Роша и распадается на мелкие частицы, вращающиеся в форме диска. Со временем частицы колец могут скапливаться в маленькие спутники или рассеиваться. Считается, что у экзопланет кольца тоже могут существовать (особенно в транзитных системах), но прямые подтверждения пока редки.
9.3 Астероиды, кометы и карликовые планеты
Астероиды во внутренней системе (например, в Главном поясе) и кометы в поясе Койпера или облаке Орта — это остаточные планетезимали, не использованные при формировании планет. Их изучение раскрывает исходный химический состав и условия диска на ранней стадии. Карликовые планеты (Церера, Плутон, Эрис) образовались в менее плотных внешних регионах, так и не сливаясь в одну большую планету.
10. Разнообразие экзопланет и аналогии
10.1 Неожиданные расположения
Исследования экзопланет показывают множество различных конфигураций систем:
- Горячие Юпитеры: гигантские газовые планеты очень близко к звезде, что свидетельствует о миграции издалека, за линию снега.
- Суперземли / мини-Нептуны: миры радиусом 1–4 Земли, часто встречающиеся в других системах, но не в нашей, что указывает на то, что разные параметры диска определяют формирование таких планет.
- Многопланетные резонансные структуры: например, TRAPPIST-1, где семь планет земного размера плотно выстроены в ряд.
Это подтверждает, что хотя модель аккреции ядра успешна, детали (свойства дисков, миграция, рассеяние тел) могут приводить к очень разным конечным результатам.
10.2 Прямое наблюдение протопланет
Новейшие телескопы, такие как ALMA, зафиксировали возможные следы протопланет в срезах дисков (например, PDS 70). Оборудование для прямого визуального наблюдения (VLT/SPHERE, Gemini/GPI) может показать пылевые образования, совместимые с формирующимися планетами. Это прямое наблюдение формирования планетных систем помогает совершенствовать теоретические модели эволюции дисков и роста планет.
11. Концепция обитаемых зон
11.1 Определение
Обитаемая зона — это диапазон орбит вокруг звезды, в котором каменная планета могла бы удерживать жидкую воду на своей поверхности, если бы имела атмосферу, подобную земной. Расстояние этой зоны зависит от светимости и спектрального типа звезды. В протопланетном диске это означает, что на планете, сформировавшейся ближе или дальше этого диапазона, удержание воды и потенциальная жизнь могут сильно различаться.
11.2 Планетные атмосферы и сложность
Однако эволюция атмосферы, пути миграции, активность звезды (особенно у M-карликов), крупные столкновения могут существенно влиять на реальную обитаемость. Просто нахождение в HZ в течение определенного времени не гарантирует стабильную среду для жизни. Химия диска также определяет баланс воды, углерода и азота, жизненно важный для возможных биологических процессов.
12. Будущие исследования в науке о планетах
12.1 Телескопы и миссии нового поколения
- JWST: уже сейчас наблюдает диски в инфракрасном диапазоне, определяет химический состав.
- Экстремально Большие Телескопы (ELT): смогут напрямую изображать структуры дисков в ближнем ИК-диапазоне, потенциально четче фиксируя «младенческие» планеты.
- Космические зонды: миссии, изучающие кометы, астероиды или малые тела внешней Солнечной системы (например, OSIRIS-REx, Lucy), исследуют первичные остатки диска, помогая понять процесс формирования планет.
12.2 Лабораторная астрохимия и моделирование
Эксперименты на Земле, имитирующие столкновения пылевых зерен, показывают, с какими скоростями и условиями частицы склонны слипаться, а не разрушаться. Вычисления высокой производительности (HPC) моделируют совместную эволюцию пыли и газа, фиксируя нестабильности, например, streaming нестабильность, формирующую планетезимали. Это взаимодействие лабораторных данных и цифровых моделей улучшает наше понимание турбулентности диска, химии и темпов роста.
12.3 Обзоры экзопланет
Новые обзоры радиальных скоростей и транзитов (например, TESS, PLATO, наземные высокоточные спектрографы) обнаружат еще тысячи экзопланет. Анализируя популяции планет, возраст звезд и металличность, мы можем лучше понять, как масса диска, время жизни и состав формируют планетные системы. Это связывает теории формирования Солнечной системы с широкой популяцией экзопланет.
13. Выводы
Протопланетные диски являются ключевым элементом возникновения планет — это вращающаяся «остаточная» материя, остающаяся после рождения звезды. В них:
- Пыль растет в планетезимали, из которых формируются каменные или газовые ядра гигантов.
- Газы управляют миграциями, распределением массы и конечной схемой расположения системы.
- По мере постепенного рассеяния диска — через аккрецию, ветры или фотоиспарение — рождается новая планетная система.
Впечатляющий прорыв в наблюдениях — изображения ALMA, показывающие кольца/промежутки, данные JWST о пылевых структурах, попытки напрямую визуализировать протопланеты — постепенно раскрывают, как пылевые частицы перерастают в целые планеты. Разнообразие экзопланет показывает, как свойства диска, миграция и динамическое рассеяние создают очень разные планетные семьи. Тем временем понятие «обитаемые зоны» указывает на возможности формирования пригодных для жизни миров, стимулируя связывать физику протопланетных дисков с поиском возможных биологических следов в атмосферах экзопланет.
От скромной коагуляции пылевых частиц до сложных орбитальных перестроек — рождение планет свидетельствует о богатом взаимодействии гравитации, химии, излучения и времени. С развитием будущих телескопов и теоретических моделей наши знания о том, как космическая пыль превращается в целые планетные системы (и насколько разнообразны эти образования), будут только углубляться, связывая историю нашей Солнечной системы с огромной сетью космических миров.
Nuorodos ir tolesnis skaitymas
- Shu, F. H., Adams, F. C., & Lizano, S. (1987). «Формирование звёзд в молекулярных облаках: наблюдения и теория.» Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 25, 23–81.
- Hartmann, L. (2000). Процессы аккреции при формировании звёзд. Cambridge University Press.
- ALMA Partnership, et al. (2015). «Кампания ALMA с длинной базой 2014 года: первые результаты высокоразрешающих наблюдений HL Tau.» The Astrophysical Journal, 808, L3.
- Andrews, S. M., et al. (2018). «Проект DSHARP (Disk Substructures at High Angular Resolution). I. Мотивация, выборка, калибровка и обзор.» The Astrophysical Journal Letters, 869, L41.
- Haisch, K. E., Lada, E. A., & Lada, C. J. (2001). «Частоты и продолжительность жизни дисков в молодых скоплениях.» The Astrophysical Journal Letters, 553, L153–L156.
- Johansen, A., & Lambrechts, M. (2017). «Формирование планет через аккрецию гальки.» Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 45, 359–387.
- Birnstiel, T., Fang, M., & Johansen, A. (2016). «Эволюция пыли и формирование планетезималей.» Space Science Reviews, 205, 41–75.
- Pollack, J. B., et al. (1996). «Формирование гигантских планет путём одновременной аккреции твёрдых тел и газа.» Icarus, 124, 62–85.
- Bitsch, B., Lambrechts, M., & Johansen, A. (2015). «Рост планет за счёт аккреции гальки в эволюционирующих протопланетных дисках.» Astronomy & Astrophysics, 582, A112.