Πρωτοπλανητικός δίσκος

Ο πρωτοπλανητικός δίσκος είναι ένας περιστρεφόμενος περιαστρικός δίσκος πυκνών αερίων και σκόνης που περιβάλλει έναν νεοσύστατο αστέρα, έναν αστέρα τύπου Τ Ταύρου, ή έναν αστέρα Χέρμπιγκ Ae/Be. Ο πρωτοπλανητικός δίσκος μπορεί επίσης να θεωρηθεί ως ένας δίσκος προσαύξησης για τον αστέρα, επειδή αέρια ή άλλα υλικά μπορεί να πέφτουν από την εσωτερική άκρη του δίσκου στην επιφάνεια του αστέρα. Αυτή η διαδικασία δεν πρέπει να συγχέεται με τη διαδικασία αύξησης με την οποία πιστεύεται ότι οικοδομούνται οι πλανήτες. Οι εξωτερικά φωτισμένοι φωτοεξατμιζόμενοι δίσκοι ονομάζονται proplyds.

Τον Ιούλιο 2018 παρουσιάστηκε η πρώτη επιβεβαιωμένη εικόνα τέτοιου δίσκου, που περιείχε έναν εκκολαπτόμενο εξωπλανήτη, με την ονομασία PDS 70b.

Σχηματισμός
αριστερά|μικρογραφία|200x200εσ|Το ποσοστό των αστέρων που φαίνονται να έχουν έναν πρωτοπλανητικό δίσκο ως συνάρτηση της αστρικής ηλικίας (σε εκατομμύρια χρόνια). Η δειγματοληψία έγινε από κοντινές συστοιχίες και αστρικά σμήνη. Από την αναθεώρηση του Μαματζεκ (2009).
Οι πρωτοαστέρες σχηματίζονται κυρίως από μοριακά νέφη που αποτελούνται κυρίως από μοριακό υδρογόνο. Όταν ένα μέρος του μοριακού νέφους φθάσει ένα κρίσιμο μέγεθος, μάζα ή πυκνότητα, αρχίζει να καταρρέει υπό την επίδραση της δικής του βαρύτητας. Καθώς το σύννεφο κατάρρευσης, που ονομάζεται ηλιακό νεφέλωμα, γίνεται πυκνότερο, οι αρχικά τυχαίες κινήσεις των αερίων του σύννεφου προσανατολίζονται προς την καθαρή στροφορμή του νεφελώματος. Η αρχή διατήρησης της στροφορμής συνεπάγεται ότι η ταχύτητα περιστροφής αυξάνεται όταν η ακτίνα του νεφελώματος μειώνεται. Η περιστροφή επιπεδώνει το σύννεφο —όπως η ζύμη σχηματίζει τη βάση της πίτσας —που λαμβάνει δισκοειδή μορφή. Αυτό συμβαίνει επειδή η κεντρομόλος επιτάχυνση από την τροχιακή κίνηση αντιστέκεται στη βαρυτική έλξη του αστέρα μόνο στην ακτινική κατεύθυνση, αλλά το σύννεφο παραμένει ελεύθερο να καταρρεύσει στην κατακόρυφη κατεύθυνση. Το αποτέλεσμα είναι ο σχηματισμός ενός λεπτού δίσκου, που υποστηρίζεται από την πίεση του αερίου στην κατακόρυφη κατεύθυνση. Η αρχική κατάρρευση διαρκεί περίπου 100.000 χρόνια. Μετά από αυτό το διάστημα ο αστέρας φθάνει σε μια θερμοκρασία επιφάνειας παρόμοια με εκείνη ενός αστέρα κύριας ακολουθίας ίδιας μάζας και γίνεται ορατός.

Πλέον αποτελεί έναν αστέρα Τ Ταύρου. Η προσαύξηση του αστέρα από αέρια συνεχίζεται για άλλα 10 εκατομμύρια χρόνια προτού εξαφανιστεί ο δίσκος, που ίσως εκτοπιστεί από τον ηλιακό άνεμο του νέου αστέρα, ή ίσως απλά διακοπεί η εκπομπή ακτινοβολίας με το πέρας της προσαύξησης. Ο παλαιότερος πρωτοπλανητικός δίσκος που ανακαλύφθηκε έχει ηλικία 25 εκατομμύρια ετών.
μικρογραφία|Πρωτοπλανητικός Δίσκος. Προσομοίωση Σπειροειδούς Βραχίονα έναντι Δεδομένων παρατήρησης.
Οι πρωτοπλανητικοί δίσκοι που περιβάλλουν αστέρες Τ Ταύρου διαφέρουν από τους δίσκους που περιβάλλουν τα βασικά στοιχεία κοντινών δυαδικών συστημάτων σε ό,τι αφορά το μέγεθος και τη θερμοκρασία τους. Οι πρωτοπλανητικοί δίσκοι έχουν ακτίνες έως 1000 α.μ., και μόνο τα εσώτατα μέρη φθάνουν σε θερμοκρασίες άνω των 1000 Κ. Πολύ συχνά συνοδεύονται από πίδακες.

Πρωτοπλανητικοί δίσκοι έχουν παρατηρηθεί γύρω από πολλούς νεαρούς αστέρες στον γαλαξία μας. Πρόσφατες παρατηρήσεις από το Διαστημικό Τηλεσκόπιο Χάμπλ έδειξαν ότι στο εσωτερικό του Νεφελώματος του Ωρίωνα σχηματίζονται πρωτοπλανητικοί δίσκοι ή «πρωπλίδοι» (proplyds).

Οι πρωτοπλανητικοί δίσκοι θεωρούνται λεπτές δομές, με τυπικό κατακόρυφο ύψος πολύ μικρότερο από την ακτίνα, και τυπική μάζα πολύ μικρότερη από του κεντρικού νέου αστέρα.

Η μάζα ενός τυπικού πρωτοπλανητικού δίσκου αποτελείται κύρια από αέρια, ωστόσο, και η παρουσία κόκκων σκόνης έχει σημαντικό ρόλο στην εξέλιξη του. Οι κόκκοι σκόνης προστατεύουν το μεσο-επίπεδο του δίσκου από την ενεργητική ακτινοβολία του εξώτερου διαστήματος που δημιουργεί μια νεκρή ζώνη στην οποία η μαγνητοπεριστροφική αστάθεια παύει να ισχύει.

Πιστεύεται ότι αυτοί οι δίσκοι αποτελούνται από ένα ταραχώδη μανδύα πλάσματος, που ονομάζεται επίσης ενεργή ζώνη, που περιβάλλει μια εκτεταμένη περιοχή από αδρανή αέρια και ονομάζεται νεκρή ζώνη. Η νεκρή ζώνη που βρίσκεται στο μέσο επίπεδο μπορεί να επιβραδύνει τη ροή ύλης μέσω του δίσκου, κάτι που δυσχεραίνει την επίτευξη σταθερής κατάστασης.

 Πλανητικό σύστημα 
μικρογραφία|Πρωτοπλανητικός δίσκος γύρω από τον νεαρό αστέρα Ηλία 2-27, που βρίσκεται περίπου 450 έτη φωτός μακριά.
Η υπόθεση του νεφελώματος για τον σχηματισμό του ηλιακού συστήματος περιγράφει πώς πιστεύεται ότι εξελίχθηκαν οι πρωτοπλανητικοί δίσκοι σε πλανητικά συστήματα. Οι ηλεκτροστατικές και βαρυτικές αλληλεπιδράσεις μπορούν να προκαλέσουν τη συσσώρευση σκόνης και κόκκων πάγου στον δίσκο προς σχηματισμό πλανητήσιμων. Αυτή η διαδικασία ανταγωνίζεται τον αστρικό άνεμο που διώχνει το αέριο από το σύστημα, και τη βαρύτητα (πρόσφυση) και τις εσωτερικές πιέσεις (ιξώδες), που έλκουν τα υλικά προς τον κεντρικό αστέρα Τ Ταύρου. Οι πλανητίσκοι αποτελούν δομικά στοιχεία εξίσου γεωειδών και γιγάντιων πλανητών.

Ορισμένοι από τους φυσικούς δορυφόρους του Δία, του Κρόνου και του Ουρανού πιστεύεται ότι έχουν σχηματιστεί από μικρότερα, περιπλανητικά ανάλογα των πρωτοπλανητικών δίσκων. Ο σχηματισμός των πλανητών και των δορυφόρων σε γεωμετρικά λεπτούς, δίσκους αερίων και σκόνης είναι ο λόγος που οι πλανήτες είναι διατεταγμένοι σε εκλειπτικό επίπεδο. Δεκάδες εκατομμύρια χρόνια μετά τον σχηματισμό του Ηλιακού συστήματος, μερικές από τις εσώτερες α.μ. του πιθανότατα περιείχαν δεκάδες σώματα με τις διαστάσεις του Άρη και της Σελήνης, που προσαυξήθηκαν και σταθεροποιήθηκαν ως οι πλανήτες που βλέπουμε. Η Σελήνη πιθανότατα σχηματίστηκε κατόπιν πρόσκρουσης πρωτοπλανήτη με τις διαστάσεις του Άρη στην πρωτο-Γη, περί τα 30 εκατ. έτη μετά τον σχηματισμό του Ηλιακού Συστήματος.

 Δίσκοι συντριμμάτων 
μικρογραφία|Καλλιτεχνική απεικόνιση για την υδατική «γραμμή χιονιού» που περιβάλλει τον αστέρα V883 Ωρίωνος.
Πολλοί κοντινοί αστέρες περιβάλλονται από δίσκους περιαστρικής σκόνης φτωχούς σε αέρια—εκ των οποίων οι περισσότεροι χρονολογούνται από ~10 εκατ. χρόνων (όπως ο Βήτα Πικτόρις και ο 51 Οφιούχος) έως δισεκατομμυρίων χρόνων (όπως το Ταυ Κήτος). Αυτά τα συστήματα ονομάζονται «δίσκοι συντριμμάτων». Λαμβάνοντας υπόψη τις μεγαλύτερες ηλικίες αυτών των αστέρων και τις μικρές διάρκειες ζωής των μικρομετρικών κόκκων σκόνης γύρω από τους αστέρες λόγω του φαινομένου Πόιντινγκ Ρόμπερτσον, συγκρούσεων, και της πίεσης ακτινοβολίας (συνήθως εκατοντάδες έως χιλιάδες χρόνια), πιστεύεται ότι αυτή η σκόνη προέρχεται από τις συγκρούσεις πλανητήσιμων (π.χ. αστεροειδείς, κομήτες). Άρα οι δίσκοι συντριμμάτων γύρω από τα παραδείγματα (όπως Βέγας, Αλφέκκα, Φομαλώ) μάλλον δεν είναι πραγματικά «πρωτοπλανητικοί», αλλά αντιπροσωπεύουν ένα μεταγενέστερο εξελικτικό στάδιο του δίσκου, όπου τα εξωηλιακά ανάλογα της Κύριας Ζώνης των αστεροειδών και της ζώνης Κάιπερ είναι πεδία συγκρούσεων μεταξύ πλανητίσκων.

 Σχέση με αβιογένεση 
Σύμφωνα με τις πρόσφατες μελέτες προτύπων προσομοίωσης σε υπολογιστή, τα σύνθετα οργανικά μόρια που είναι απαραίτητα για τη ζωή είναι δυνατό να σχηματίστηκαν στον πρωτοπλανητικό δίσκο των κόκκων σκόνης γύρω από τον Ήλιο πριν από τον σχηματισμό της Γης. Η ίδια διαδικασία ίσως συνέβηκε γύρω από άλλους αστέρες και πλανήτες. (Δείτε επίσης: Εξωγήινα οργανικά μόρια).

 Συλλογή φωτογραφιών 

Παραπομπές

Κατηγορία:Εξωηλιακοί πλανήτες
Κατηγορία:Πλανητικά συστήματα
Κατηγορία:Νεφελώματα