Đĩa sao

Một đĩa sao là một đĩa vũ trụ tròn gồm bụi và mảnh vụn trong quỹ đạo xung quanh một ngôi sao. Đôi khi các đĩa này chứa các vòng, như được thấy trong hình ảnh của Fomalhaut bên phải. Các mảnh vụn đã được tìm thấy xung quanh cả các ngôi sao trưởng thành và trẻ, cũng như ít nhất một đĩa vụn trên quỹ đạo xung quanh một ngôi sao neutron đã tiến hóa. Các đĩa sao trẻ hơn có thể tạo thành một giai đoạn trong sự hình thành một hệ hành tinh sau giai đoạn đĩa hành tinh, khi các hành tinh trên mặt đất có thể kết thúc phát triển. Chúng cũng có thể được sản xuất và duy trì như là tàn dư của các vụ va chạm giữa các hành tinh, còn được gọi là tiểu hành tinh và sao chổi.

Đến năm 2001, hơn 900 ngôi sao đã được tìm thấy sở hữu một đĩa sao. Chúng thường được phát hiện bằng cách kiểm tra hệ sao trong ánh sáng tia hồng ngoại và tìm kiếm lượng phóng xạ vượt quá mức phát ra từ ngôi sao. Sự dư thừa này là bức xạ từ ngôi sao đã được hấp thụ bởi bụi trong đĩa, sau đó được chiếu lại dưới dạng năng lượng hồng ngoại.

Các mảnh vụn thường được mô tả là các chất tương tự lớn với các mảnh vỡ trong hệ Mặt Trời. Hầu hết các đĩa vụn được biết đến có bán kính 10 đơn vị thiên văn (AU); chúng giống với vành đai Kuiper trong hệ Mặt Trời, nhưng có nhiều bụi hơn. Một số đĩa vụn chứa một thành phần bụi ấm hơn nằm trong vòng 10 AU từ ngôi sao trung tâm. Bụi này đôi khi được gọi là bụi ngoài hành tinh tương tự như bụi hoàng đạo trong hệ Mặt Trời.

== Lịch sử quan sát ==
Năm 1984, một đĩa sao đã được phát hiện xung quanh ngôi sao Vega bằng vệ tinh IRAS. Ban đầu đây được cho là một đĩa tiền hành tinh, nhưng giờ đây nó được biết đến là một mảnh vụn do thiếu khí trong đĩa và tuổi của ngôi sao. Bốn đĩa sao đầu tiên được phát hiện với IRAS được gọi là "bốn mảnh tuyệt vời": Vega, Beta Pictoris, Fomalhaut và Epsilon Eridani. Sau đó, hình ảnh trực tiếp của đĩa Beta Pictoris cho thấy sự bất thường trong bụi, được cho là do nhiễu loạn hấp dẫn bởi một ngoại hành tinh không nhìn thấy được. Lời giải thích đó đã được xác nhận với phát hiện năm 2008 của ngoại hành tinh Beta Pictoris b.

Các ngôi sao lưu trữ ngoại hành tinh khác, bao gồm cả ngôi sao đầu tiên được phát hiện bằng hình ảnh trực tiếp (HR 8799), cũng được biết là lưu trữ các đĩa sao. Ngôi sao 55 Cancri gần đó, một hệ thống cũng được biết có chứa năm hành tinh, được báo cáo là cũng có một mảnh vỡ, nhưng phát hiện đó không thể được xác nhận. Các cấu trúc trong đĩa vụn xung quanh Epsilon Eridani gợi ý sự nhiễu loạn bởi một hành tinh trên quỹ đạo quanh ngôi sao đó, có thể được sử dụng để hạn chế khối lượng và quỹ đạo của hành tinh.

Vào ngày 24 tháng 4 năm 2014, NASA đã báo cáo phát hiện các đĩa sao trong hình ảnh lưu trữ của một số ngôi sao trẻ, HD 141943 và HD 191089, lần đầu tiên được xem giữa năm 1999 và 2006 với kính viễn vọng Không gian Hubble, bằng cách sử dụng các quy trình hình ảnh mới được cải tiến.

== Nguồn gốc ==
Trong quá trình hình thành một ngôi sao giống như Mặt Trời, vật thể đi qua pha T-Tauri trong đó nó được bao quanh bởi một tinh vân hình đĩa, giàu khí. Trong số các vật liệu này được hình thành các hành tinh, có thể tiếp tục bồi tụ các hành tinh khác và vật liệu đĩa để tạo thành các hành tinh. Tinh vân tiếp tục quay quanh ngôi sao trước chuỗi chính trong khoảng thời gian cho đến khi nó bị xóa sạch bởi áp suất bức xạ và các quá trình khác. Bụi thế hệ thứ hai sau đó có thể được tạo ra về ngôi sao bằng các va chạm giữa các hành tinh, tạo thành một đĩa ra khỏi các mảnh vỡ kết quả. Tại một số thời điểm trong suốt cuộc đời của họ, ít nhất 45% số sao này được bao quanh bởi một mảnh vụn, sau đó có thể được phát hiện bằng sự phát xạ nhiệt của bụi bằng kính viễn vọng hồng ngoại. Va chạm lặp đi lặp lại có thể khiến một đĩa tồn tại trong suốt vòng đời của một ngôi sao.

Các mảnh vụn điển hình chứa các hạt nhỏ 1-100 μm. Va chạm sẽ nghiền những hạt này xuống kích thước tiểu micromet, sẽ bị loại bỏ khỏi hệ thống bởi áp suất bức xạ từ ngôi sao chủ. Trong các đĩa rất khó như các đĩa trong hệ Mặt Trời, hiệu ứng Poynting của Robertson có thể khiến các hạt xoắn ốc vào bên trong. Cả hai quá trình giới hạn tuổi thọ của đĩa là 10 myr hoặc ít hơn. Do đó, để đĩa vẫn còn nguyên, cần có một quá trình để liên tục bổ sung đĩa. Điều này có thể xảy ra, ví dụ, bằng các phương tiện va chạm giữa các vật thể lớn hơn, theo sau là một dòng thác nghiền các vật thể xuống các hạt nhỏ quan sát được.

Để các va chạm xảy ra trong một mảnh vỡ, các hành tinh phải được nhiễu loạn đủ để tạo ra vận tốc va chạm tương đối lớn. Một hệ hành tinh xung quanh ngôi sao có thể gây ra những nhiễu loạn như vậy, cũng như một ngôi sao đôi đồng hành hoặc cách tiếp cận gần gũi của một ngôi sao khác. Sự hiện diện của một mảnh vỡ có thể cho thấy khả năng cao các ngoại hành tinh quay quanh ngôi sao. Hơn nữa, nhiều đĩa vụn cũng hiển thị các cấu trúc bên trong bụi (ví dụ: cục và vênh) chỉ ra sự hiện diện của một hoặc nhiều ngoại hành tinh trong đĩa.

== Vành đai đã biết ==
Vành đai bụi hoặc mảnh vụn đã được phát hiện xung quanh nhiều ngôi sao, bao gồm cả Mặt Trời, bao gồm cả những điều sau đây: 
Khoảng cách quỹ đạo của vành đai là khoảng cách hoặc phạm vi trung bình ước tính, dựa trên phép đo trực tiếp từ hình ảnh hoặc xuất phát từ nhiệt độ của vành đai. Trái Đất có khoảng cách trung bình từ Mặt trời là 1 AU.

== Xem thêm ==
- Đĩa bồi tụ
- Vành đai tiểu hành tinh
- Đĩa tiền hành tinh