Porządkowanie planetarnych żłobków

Grupa astronomów zaproponowała i po raz pierwszy przetestowała mechanizm, który wyjaśnia większość właściwości obserwowanych w dyskach protoplanetarnych wokół nowo narodzonych gwiazd. Kluczowymi składnikami tej nowej koncepcji fizycznej są emisje promieniowania rentgenowskiego z gwiazdy centralnej oraz spokojny dysk wewnętrzny, dobrze osłonięty przed przypadkowym promieniowaniem. Takie podejście wyjaśnia pozornie sprzeczne cechy obserwowane w tych kurczących się dyskach przejściowych, których poprzednie modele nie były w stanie pogodzić. Wynik ten, opublikowany 5 listopada 2021 roku w czasopiśmie Astronomy & Astrophysics, jest dużym krokiem w kierunku zrozumienia ewolucji od dysków pyłowych do czystych układów planetarnych, takich jak Układ Słoneczny.

Planety powstają wewnątrz dysków zbudowanych z gazu i pyłu. Każdy z tych dysków dał już początek nowej gwieździe, lub też jej poprzedniczce, która wciąż musi rozpalić swój ogień fuzji jądrowej, zwany protogwiazdą. Kiedy patrzymy na Układ Słoneczny, widzimy, że większość tej materii dawno zniknęła. W ostatnich latach badania pozwoliły zrozumieć, w jaki sposób dyski okołogwiazdowe tracą resztki gazu i pyłu. Wraz z pojawieniem się potężnych teleskopów, astronomowie zdołali nawet zidentyfikować i zbadać te rozpuszczające się dyski, zwane dyskami przejściowymi.

Jednak identyfikacja szczegółowych procesów fizycznych nie powiodła się. Teoretyczne koncepcje, które naukowcy badali do tej pory, odtwarzały jedynie kilka z obserwowanych właściwości. Obecnie, grupa badawcza proponuje nowy schemat, który przezwycięża większość wad poprzednich podejść: Wcześniejsze modele nie były w stanie odtworzyć więcej niż tylko kilku wyników obserwacji dysków przejściowych, mówi Matías Gárate, główny autor artykułu naukowego i naukowiec z Instytutu Astronomicznego Maxa Plancka. Jednak teraz jesteśmy w stanie wyjaśnić większość właściwości, które wydają się sobie przeczyć: szeroką lukę w dysku oraz trwałą akrecję gazu i pyłu z długo żyjącego dysku wewnętrznego na gwiazdę centralną.

Właściwości dysków przejściowych wydają się sprzeczne
Intuicyjnie trudno jest zrozumieć, dlaczego prawie wszystkie obserwowane dyski przejściowe z szeroką szczeliną wykazują oznaki akrecji. Akrecja jest procesem, który zasila gwiazdę centralną gazem i pyłem z dysku okołogwiazdowego. Zanim szczelina się otworzy, materia z grubszego dysku zewnętrznego uzupełnia sektory wewnętrzne, podtrzymując późniejszy transport w kierunku gwiazdy centralnej. Jednak rezerwuar jest ograniczony, co z czasem powoduje zmniejszenie przepływu materii.

W tym samym czasie, emisja promieniowania rentgenowskiego z gwiazdy uderza i ogrzewa powierzchnię dysku. Promieniowanie to powoduje powstanie wiatru, który wyrzuca zjonizowany gaz w otwartą przestrzeń. Proces ten nazywany jest fotoodparowaniem. Gdy tylko przepływ materii z zewnątrz do wewnątrz dysku jest bardziej wydajny, zaczyna otwierać się szczelina, która odłącza dysk wewnętrzny od zewnętrznego zbiornika. W tym momencie dysk wewnętrzny powinien szybko opróżnić się poprzez akrecję i gwałtownie zniknąć. Akrecja na gwiazdę zatrzymuje się.

Martwa strefa może utrzymać dysk przy życiu
Martwa strefa to względnie spokojny pierścieniowy obszar dysku okołogwiazdowego, w którym losowy ruch gazu jest zredukowany w porównaniu z innymi składnikami dysku. W konsekwencji tarcie pomiędzy poszczególnymi cząsteczkami staje się prawie pomijalne, co utrudnia zmniejszanie ich prędkości orbitalnych, stabilizując ich orbity. Martwe strefy mogą się ujawnić, gdy gaz jest niedostatecznie zjonizowany i słabo oddziałuje na niego pole magnetyczne. Mogą one występować np. wtedy, gdy gaz jest wystarczająco gęsty, aby chronić głębsze warstwy dysku przed jonizacją przez promieniowanie uderzające w dysk.

Symulacja wpływu martwych stref
Aby stwierdzić, czy taka martwa strefa może wyjaśnić obserwacje akrecyjnych dysków przejściowych z szerokimi szczelinami, Matías Gárate i jego koledzy symulowali ich ewolucję w czasie. Zbudowali fizyczny model dysku, zmieniając warunki początkowe dla strefy martwej i włączając promieniowanie X, aby ułatwić fotoodparowanie. Byliśmy zachwyceni, gdy zobaczyliśmy wyniki. Znaczna większość symulowanych dysków przejściowych z szerokim zakresem rozmiarów szczelin zachowała wykrywalny przepływ akrecyjny do centralnej gwiazdy typu słonecznego, mówi Gárate. Wynik ten pokazuje, że martwe strefy mogą w dużej ilości wytwarzać akrecyjne dyski przejściowe z szerokimi szczelinami.

Chociaż wynik symulacji jest dużym krokiem naprzód w zrozumieniu tego, co astronomowie znajdują za pomocą teleskopów podczas oglądania rzeczywistych dysków przejściowych, wciąż nie udaje się odtworzyć ich dokładnej liczby. Podczas gdy z obserwacji wynika, że 3% dysków przejściowych jest nieakrecyjnych, symulacje dają ponad dziesięciokrotnie większą część tego ułamka. W rzeczywistości, ponieważ moc obliczeniowa jest ograniczona, model użyty w tym badaniu odzwierciedla jedynie uproszczoną wersję rzeczywistego świata i nie uwzględnia wszystkich możliwych mechanizmów, które mogą wystąpić w takich dyskach. Niektóre z nich mogą nawet zwiększać żywotność dysku wewnętrznego. Z drugiej strony, niewykluczone, że astronomowie będą musieli zrewidować niektóre wnioski wyciągnięte na podstawie obserwacji, a dysków nieakrecyjnych może być w rzeczywistości więcej niż wcześniej sądzono.

Wizualizacja symulowanych dysków przejściowych
Podczas swoich badań, zespół badał aktywność akrecyjną skupiając się na gazie. Jednak pył może zachowywać się zupełnie inaczej. Kiedy astronomowie wykonują zdjęcia taki dysków protoplanetarnych, często widzą promieniujący na falach milimetrowych rozkład pyłu, często w formie koncentrycznych pierścieni. Dlatego astronomowie sprawdzili, czy ich symulacje również traktują pył realistycznie.

Aby porównać nasze obliczenia z obrazami w wysokiej rozdzielczości rzeczywistych dysków przejściowych, które uzyskaliśmy za pomocą interferometru ALMA, stworzyliśmy syntetyczny obraz jednego z symulowanych dysków pyłowych – mówi współautor pracy, Jochen Stadler, student na MPIA i Uniwersytecie w Heidelbergu. Rezultat jest zdumiewającym potwierdzeniem. Obraz wygenerowanego komputerowo rozkładu pyłu pokazuje elementy typowe dla dysków przejściowych: mały dysk wewnętrzny i pierścień zewnętrzny, obydwa oddzielone szeroką szczeliną.

Jak to często bywa, diabeł tkwi w szczegółach. Podczas gdy struktury wydają się być dobrze dopasowane, jasności się nie zgadzają. Emisja pyłu w symulowanych dyskach przejściowych jest znacznie słabsza niż można by się spodziewać na podstawie obserwacji. Stąd syntetyczne dyski mają prawdopodobnie mniej pyłu niż prawdziwe. Autorzy mają jednak rozsądne rozwiązanie dla tej rozbieżności: Sądzimy, że jest to konsekwencja formowania się planet, którego nie uwzględniliśmy w naszych modelach – zaznacza Gárate. Badania często pokazują, że nowo powstałe planety rzeźbią szczeliny przez dysk wzdłuż swoich nowych orbit. Takie wyrwy funkcjonują jako bariery dla pyłu dryfującego promieniście. Gárate dodaje: Jest bardzo możliwe, że szczeliny planetarne wymykają się wykryciu przez obserwacje z powodu niewystarczającej rozdzielczości przestrzennej. Jeżeli planety uformują się w wewnętrznym dysku, może to pomóc w zapobieganiu akrecji pyłu na gwiazdę centralną. Rozszerzymy odpowiednio nasze modele i zbadamy, czy uda nam się również rozwiązać tę zagadkę.

Opracowanie:
Agnieszka Nowak

Źródło:
MPIA

Vega

Na ilustracji: Schematyczny widok dysku przejściowego wokół gwiazdy typu słonecznego. Źródło: MPIA

Dodaj komentarz

Witryna wykorzystuje Akismet, aby ograniczyć spam. Dowiedz się więcej jak przetwarzane są dane komentarzy.