Mavzu Sohalari: Astrophysics Kalit so'zlar

rsos.royalsocietypublishing.org

Tadqiqot

Jurnalga taqdim etilgan maqola

Mavzu Sohalari:

Astrophysics

Kalit so'zlar:

Protoplanetary Disklar, Sayyora

Shakllantirish

Yozishmalar uchun muallif:

ercolanousm.lmu.de

Sayyora hosil qiluvchi disklarning tarqalishi: nazariya

kuzatishlarga qarshi

Barbara Ercolano

1,2

, Ilaria Pascucci

3,4

1

Universitäts-Sternwarte München, Scheinerstr. 1,

81679 München, Germany

2

Excellence Klaster kelib chiqishi va tuzilishi

Universe, Boltzmannstr.2, 85748 Garching bei

München, Germany

3

Lunar va planetar laboratoriya, universiteti

Arizona, Tucson, AZ 85721, AQSH

4

Boshqa Quyosh tizimlari jamoasi Earths, NASA Nexus

Exoplanet Tizimi, ilm-Fan uchun

Myr-eski yulduzlar atrofidagi gaz va chang disklari

yulduz hosil bo'lish jarayonining yon mahsuloti
bo'lib, xom ashyoni sayyoralar hosil qilishini ta'minlaydi. Shunday qilib, ularning
evolyutsiyasi va tarqalishi sayyoralarning qaysi turini
shakllantirishi va sayyoraviy tizimlarning yakuniy arxitekturasiga ta'sir qilishi mumkin
. Bu erda biz
disk evolyutsiyasi bo'yicha empirik cheklovlarni ko'rib chiqamiz va dispers
o'tish disklariga alohida e'tibor qaratamiz,
sayyoralar hosil qiluvchi materialni tozalash aktida tutilgan disklarning pastki
qismi. Kuzatuvlar bilan birga, biz
jismoniy quradigan nazariy modellarni umumlashtiramiz
disklarning qanday rivojlanishi va tarqalishi haqida tushuncha
va ularning
Sayyora tizimlarining shakllanishi va evolyutsiyasi sharoitida ahamiyatini muhokama qilish.
Nazariy bashoratlarni kuzatuvlar bilan qarshi olib,
kelajak taraqqiyot uchun eng istiqbolli sohalarni ham aniqlaymiz
.

............

Mualliflar c 2014. Shartlari ostida Royal Society tomonidan chop etilgan

Creative Commons Attribution Litsenziya http://creativecommons.org/licenses/

tomonidan/ 4.0/, qaysi cheksiz foydalanish ruxsat beradi, original muallifi taqdim va

manba kirim qilinadi.

:1704.arXiv 00214v2 [astro-tel.EP] 4 Yillik 2017
2

rsos

.ro
y

alsocietypub

lishing.org

R.
Soc.

ochiq

fantastika.

0000000

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

1. Joriy

Sayyoralar yosh yulduzlar atrofidagi disklar tarkibidagi chang va gazdan hosil bo'ladi. Bu disklar
yulduz-shakllantirish jarayonining tabiiy natijasidir, barcha yosh yulduzlar
Sayyora tizimini mezbonlik qilish salohiyatga ega, deb shama. Circumstellar disklari rivojlanishi va nihoyat
bir necha Myr (bo'lim) ning vaqt jadvalini tarqatish kuzatiladi

2

uchun timescales bilan taqqoslanadigan)

yadro akslantirish jarayoni bo'yicha planetani hosil qilish [

1

] va ulkan sayyoralar uchun timescales ko'chib uchun

[

2

]. Bu shuni anglatadiki, disklarning evolyutsiyasi va tarqalishini boshqaradigan jarayonlar

yangi sayyoraviy tizimlarni shakllantirishda muhim rol o'ynaydi va kuzatilayotgan exo-sayyoralar xilma-xilligiga yordam beradi
[

3

,

4

,

5

].

Standart rasmda, yosh circumstellar disklarining sirt zichligi evolyutsiyasi

yopishqoq aks ettirish bilan boshqariladi, kech evolyutsiya va oxirgi tarqatish esa yulduzga asoslangan
fotoevaporation (Bo'limga qarang

3

biz, shuningdek, iloji so'nggi versiyalar muhokama qaerda).

"O'tish disklari" deb nomlanuvchi optik qalin (chang) diskka ega bo'lish va disksiz bo'lish o'rtasidagi oraliq holatda bo'lgan ob'ektlar sinfi
bizni disk tarqatish mexanizmlari haqida muhim tushunchalar bilan ta'minlashi mumkin
va so'nggi kuzatishning mavzusi bo'ldi [

6

] va nazariy [

7

]
sharhlar. Biroq o'tish disklari haqiqatda xilma-xil ob'ektlar sinfi ekanligi oydinlashib bormoqda.

Ularning ba'zilari aslida o'z disklari tarqatish akti qo'lga qisqa umr ob'ektlar bo'lishi mumkin emas,
balki bir xil siyrak va uzoq yashagan hodisa tomonidan ishlab chiqarilgan, [

7

].

Ushbu Sharh nazariya va kuzatuvlar o'rtasida kuchli aloqa o'rnatishga qaratilgan
bo'lib, hozirgi disk evolyutsiyasi va tarqalish modellarining prognozlash kuchi va cheklovlarini o'rganib,
kuzatishlar bizni disklarning qanday tarqalganligi haqida xabardor qilishni muhokama qiladi. Bo'limda

2

biz

bo'lim esa mufassallar gaz va chang evolyutsiyasi va tarqatish bo'yicha empirik cheklovlar umumlashtirish

3

diskli dispers nazariyalar haqida umumiy ma'lumot. Bo'lim

4

Nazario qarshi

kuzatuvlar bilan bashoratlar bo'lim esa

5

disk tarqatish jarayonlarining oqibatlarini o'rganadi

sayyoralar shakllanishi va sayyoraviy arxitekturalarda. Bo'lim bilan tuzamiz

6

hozirgi nazariy yutuqlar va kamchiliklarni umumlashtirib, qaysi tekshiruvlar
qaysi disklarning qanday tarqalishini aniqlash uchun eng istiqbolli ekanligini muhokama qilish orqali.

2. Dispers disklarning kuzatishlari

Yosh yulduzlar tarixan infraqizil to'lqin uzunligi ularning keng tarmoqli continuum emissiya ham tasniflanadi
([Object window]), [Object window] chang probing, yoki optik spektroskopiya dan, probing
atrofidagi gaz. Birinchi tasnif yosh yulduzlarni 4 ta sinfga bo'lib
, ular yulduzning hosil bo'lishidan va massiv disk (0 va I sinf) deb ataluvchi protoplanetar
disk fazasi (II sinf) orqali diskning dispersligiga (III sinf), masalan [

8

]. Recent kuzatuvlar ishora da

II sinf disklarida gigant sayyoralarning mavjudligi [

9

] va i sinfdagi strukturalarni ko'rsatuvchi manbalar

sayyoralar shakllanishi bilan bog'liq bo'lgan katta disk evolyutsiyasi, masalan [

10

]. Shunday qilib, biz

II sinf manbalari uchun protoplanetar disklarni tarixiy atamadan foydalanmaymiz, balki ularni Sayyora hosil qiluvchi disklar deb ataymiz.
Ikkinchi tasniflash guruhlari yosh yulduzlarni klassik- (C) yoki kuchsiz chiziqli (W) t Tauri yulduzlariga (TTs)
asosan ga emissiya chizig'ining kuchiga asoslangan [

11

]. CTTs faol disk gaz accreting bor. Muftiyat. It

eng WTTs sinf III spektral energiya taqsimlash bilan bog'liq, deb erta qayd etildi [

12

].

Shunday qilib, gaz va changning tarqalishini tushunish
II sinfdan III sinfgacha va Cttsdan Wttsgacha evolyutsiyani kuzatib boradigan kuzatishlarni talab qiladi. X-ray emissiya
barcha TTs uchun ko'tarilgan bo'lib, yulduz-shakllantirish viloyatlar x-ray tadqiqotlar ham
haqiqiy oldindan asosiy natija yulduz aholi saqlab qolish uchun optik va infraqizil kuzatuvlar uchun muhim to'ldiruvchi hisoblanadi [

13

].

(a) disk umri va boshqalar tarqalgan vaqt

Circumstellar disklari shaklida, gaz disk massasining deyarli barchasini tashkil etishi kerak, chang esa faqat

taxminan ∼1% uchun. Biroq, disklarning qanday rivojlanishi va tarqalishi haqidagi tushunchamizning aksariyati
chang komponentini kuzatishga asoslangan. Bundan tashqari, Sayyora hosil qiluvchi disklar joylashgan

3

rsos

.ro
y

alsocietypub

lishing.org

R.
Soc.

ochiq

fantastika.

0000000

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

parsek yuzlab va hajmi faqat bir necha yuz AU bor,eng kuzatuvlar

spatially ularni hal yo'q, ya'ni. Ushbu bo'limning maqsadlaridan biri disk hayoti haqida bilganlarimizni umumlashtirishdir, ya'ni. II sinfini butunlay tarqatish uchun qancha vaqt talab etiladi va tarqatish vaqti haqida, ya'ni. II sinfdan III sinfga o'tish uchun disk qancha vaqt talab etiladi.

14

].

(i) chang diagnostikasi

Spitzer kosmik teleskop kabi infraqizil rasadxonalar kelishi

chang disklar bilan yosh yulduzlar aholini nozil yaqin yulduz-shakllantirish viloyatlari va birlashmalari nozik tadqiqotlar berdi
, men.e. o'sha infraqizil to'lqin uzunligi da yulduz fotosfera yuqorida ortiqcha emissiya namoyon
. Ushbu infraqizil ma'lumotlarni eng so'nggi va keng qamrovli tahlil
qilish yaqinda ko'rib chiqilgan [

15

] va biz ularning Bo'limga o'quvchini murojaat 6

oldingi ish uchun taqqoslash uchun. Muxtasar qilib aytganda, II sinf disklari fraksiyasi vaqt bilan aniq parchalanishni ko'rsatadi va
∼ 10 − 20 Myr da nolga etadi. Chang disk fraksiyasi vaqt bilan chidamli ravishda kamayadi deb faraz qachon
, e-yig'ma vaqt 3-12 mkm da ∼2-3 Myr va 22-24 mkm da 4-6 4-6 Myr (shuningdek, rasmga qarang

1

chap panel) . E-yig'ma vaqt ∼2-3 Myr ko'pincha disk umr deb xabar qilinadi.

312 µm to'lqin uzunliklari asosan quyosh kabi yulduzlar atrofida ∼1 AU da disk materiallar iz esa, 22-24 µm
yanada uzoqda AU o'nlab da chang kuzatish. Uzoq wavelengths da uzoq e-yig'ma vaqt
ham disk evolyutsiyasi birinchi bir necha Myr hosil km-hajmi planetesimals to'qnashuvning tomonidan ishlab chiqarilgan primordial chang yoki ikkinchi avlod chang ichki-out kliring olib kelishi mumkin
[

16

]. Bu

birinchi stsenariy bir necha Myrs uzoq disk kliring vaqt nazarda tutadi, deb ta'kidlash joiz. Yulduz
massasi funktsiyasi sifatida chang disk umr kam yaxshi xarakterlanadi, lekin
past-ommaviy yulduzlarga nisbatan yuqori(≥ 2 M ) uchun qisqa ko'rinadi [

17

,

18

]. Bu topilmalar ustiga kengaytirish, u

pastki-ommaviy yulduzlar atrofida disklar bir overabundance bor, deb ko'rsatilgan edi (≤0.6 M ) 5-12 Myr-eski Collinder 69
Klaster [

19

], hech qanday farq yosh fazoviy tarqatish va disk kasr topilgan bo'lsa-da

klasterlar [

20

,

21

].

Disk ulushi hisob-kitoblarga yulduz photospheres qizil kabi uzoq-infraqizil va uzoq to'lqin uzunligi uchun kengaytirilgan emas

PC yuzlab odatda masofalarga undetectable bo'lib. Shunday bo'lsa-da,
hatto erta millimetr tadqiqotlar chang disk massalari tarqatish (oxirat,
m

chang

) yosh quyosh-ommaviy yulduzlar atrofida (∼2-Myr) buzoq yulduz-shakllantirish viloyati sezilarli emas

10-30 Myr-eski yulduzlar atrofida [

22

]. Olmaning sezgirligi yaqinda yoqilgan

yaqin Lupus barcha sinf II disklari so'rov uchun [

23

], Chamaeleon Men [

24

], va yuqori ShHT [

25

]

viloyatlar, shunday oldingi sma buzoq millimetr so'rov to'ldiruvchi [

26

]. Qabul qilganda

shu taxminlar bu ma'lumotlar tahlil qilish, u o'rtacha m deb topilgan

chang

Taurus, Lupus va Chameleon 1-3 Myrold viloyatlarida men 3 myr-eski
yuqori ShHT assotsiatsiyasiga nisbatan 5-10 marta yuqori va uchta yosh mintaqaning bir xil m

chang

− M

∗

miqyosi

munosabat

1

yuqori ShHT esa tik aloqali [

24

]. Bu ikkinchi topilma

pastki-ommaviy yulduzlar atrofida millimetr don samarali ichki ohiri olib kelishi mumkin va
infraqizil kuzatuvlar dan ertelenmiş uzoq disk umr zid emas. Qizig'i shundaki, yuqori ShHT sinf III ob'ektlar chang ommaviy
, eng munosib binoning yoki evolved o'tish disklar [

25

], kamida 40 marta past

1-3 Myr-eski sinf II ob'ektlarining o'rtacha disk massasi [

24

]. Xuddi shunday, yuqori massa atrofidagi disklar

Herbig Ae/yoshi ≥10 Myr, ehtimol binoning disklari bo'lgan yulduzlar eng ko'p 0.5 M

⊕

yoshroq ekan

yulduzlar kattalikdagi tartib ko'proq massiv disklarga ega bo'lishi mumkin [

27

]. Umuman, kuzatuvlar

chang disklari ∼1 dan 10 Myr uchun sezilarli darajada rivojlanayotganini ko'rsatadi. II sinf disklarining ulushi ∼ 70
% dan 10% gacha tushadi va omon qolgan 10 Myr-eski sinf II disklarining chang massasi
o'rtacha ∼ 3 omiliga kamayadi.

Bu observables

meteoritlar tadqiqotlar va asteroid shakllantirish vaqtida cheklovlar dan ertelenmiş sifatida protosolar tumanligi tez evolyutsiya va chang tarqatish bilan izchil
, sayyoralar, va quyosh tizimida oy (masalan, shakl
9.5 yilda [

28

]).

1

M

chang

(M ∝

∗

)

1

.

3−1

.

9

Chamaeleon i uchun. quvvat qonuni indeksidagi oraliq mumkin bo'lgan munosabatning ikki qismini aks ettiradi

o'rtacha disk harorati va yulduz yorqinligi o'rtasida

4

rsos

.ro
y

alsocietypub

lishing.org

R.
Soc.

ochiq

fantastika.

0000000

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

..

Changni tozalash vaqti, manbaning II-sinfdan III-sinfga o'tish

vaqti ko'p to'lqinli infraqizil kuzatishlar orqali o'lchanadi. O'tish disklari klassik ta'rifi
erta ish qaytib ketadi [

29

] bu guruhga yosh yulduzlarni qaysi biri ancha kamaygan yoki yo'q

yaqin infraqizil ortiqcha, ammo katta o'rta-uzoq infraqizil ortiqcha emissiya, rasmga qarang

1

taqqoslash majmuasi uchun o'ng panel. Ushbu SED turi
ichki diskni tozalash jarayonining dastlabki qadamini ifodalovchi ichki chang bo'shlig'ining rivojlanishiga ishora qiladi. Ushbu yondashuv aniq
cheklovlarga ega bo'lsa-da (masalan, aniqlanishi mumkin bo'lgan teshik kattaligida va uning kichik chang donalariga sezgirligi [

6

,

30

]),
Disklar turli evolyutsion bosqichlarda disklarni aniqlash uchun eng ko'p ishlatiladigan vosita bo'lib qolmoqda. SEDs asosida,

bu o'tish disklar ulushi kichik ekanligini erta amalga oshirildi, tartibi 10%
sinf II disklar [

31

] bir necha bir kliring vaqt shama 10

5

yillar, disk umri ancha qisqa.

Bu yaqinda o'tish disklari ulushi haqida 8% uchun ≤3myr da 45% dan ortadi, deb xabar
qilindi ∼10 Myr [

32

]. O'tish disk ulushi

disklar umumiy soni ustidan o'tish soni sifatida belgilangan va umumiy disk ulushi katta hududlarida ∼5 bir omil tomonidan kamayadi
sifatida ∼10 Myr, yuqorida natijalar bir vaqt-mustaqil chang kliring vaqt uchun kutilmoqda.
O'tish disklari boshqa turdagi mavjudligi, deb atalmish homologously yaroqsiz disklar
taklif etildi [

33

]. Ushbu ta'rif umumiy zaif infraqizil ortiqcha bo'lgan disklarga qo'llanilgan

buzoq disklar ortiq emissiya lekin binoning disklari kuchliroq emissiya (shuningdek qarang [

34

]). Bu guruh

kimning yuzasi zichligi shunday kliring bir xil yo'l vakili vaqt bilan barcha radii da homojenöz kamayadi disklari o'z ichiga
oladi edi. O'tish va
homologously yaroqsiz disklarni birlashtirganda diskni tozalash vaqti ∼ 1 Myr [

35

], disk umr muhim ulushi. Biroq, u

ketma
-ket homologously yaroqsiz disklar eng chang
disk midplane o'rniga disklar bir radial bir hil oqayotgan orqali III sinf II o'tish joylashdilar optik qalin disklar bilan izchil ekanligini batafsil radiatsion uzatish modellashtirish orqali ko'rsatilgan
qilindi [

36

]. 1500 yaqin yulduz hosil qiluvchi hududlarda 15 dan ortiq manbalarning urug'larini qayta baholash,

hozirda joylashtirilgan chang disklarini hisobga olgan holda, disklarning 2% dan kam qismi bir hil
oqayotgan rejimda yotadi [

21

]. Bu natija, yuqorida ko'rsatilgan kuzatuvlar bilan birga, deb taklif qiladi