Protoplanetare Scheiben und Akkretion

Die gasförmigen, staubigen Scheiben, die junge Sterne umkreisen, liefern das Rohmaterial für Planeten und leiten Masse auf den Zentralstern.

Definition

Eine protoplanetare Scheibe ist eine rotierende Scheibe aus Gas und Staub, die einen neu entstandenen Stern umgibt, in der sich Planeten bilden und durch die Masse auf den Stern akkretiert wird.

Scope

Dieses Thema behandelt die Entstehung, Struktur, thermische und chemische Schichtung sowie die Dissipation protoplanetarer Scheiben, zusammen mit der Physik, wie Scheibenmaterial auf den Stern akkretiert und wie Drehimpuls nach außen transportiert wird. Es umfasst den Alpha-Viskositäts-Rahmen, magnetorotatorische und andere Turbulenzen, die Rolle der Schneelinie und Staubfallen sowie Beobachtungsdiagnostika aus Infrarot- und Millimeterbildern wie Ringe, Lücken und Spiralarme.

Core questions

• Wie wird Drehimpuls transportiert, damit Gas auf den Stern akkumulieren kann?
• Was bestimmt die Temperatur- und Dichtestruktur einer Scheibe, und wo liegt die Schneelinie?
• Wie und wann lösen sich Scheiben auf, und wie wird dadurch die Zeit für die Entstehung von Gasriesenplaneten bestimmt?
• Was verraten die in Scheibenbildern sichtbaren Ringe und Lücken über eingebettete Planeten und die Staubdynamik?

Key theories

Alpha-Scheiben-Modell

Die Scheibenakkretion wird durch eine effektive turbulente Viskosität parametrisiert, die proportional zum Gasdruck und einem dimensionslosen Parameter Alpha ist, was handhabbare Vorhersagen der Scheibenstruktur und -entwicklung ermöglicht, ohne die zugrunde liegende Turbulenz aufzulösen.

Viskoser Drehimpulstransport

Der nach außen gerichtete Transport von Drehimpuls, plausibel angetrieben durch magnetorotatorische Instabilität oder Scheibenwinde, lässt den Großteil des Scheibengases nach innen spiralförmig akkretieren, während ein kleiner äußerer Teil den Drehimpuls abführt.

Mechanisms

Material in einer Scheibe verliert Drehimpuls durch turbulente Spannungen oder magnetisierte Winde und spiraliert nach innen auf den Stern; Staub setzt sich zur Mittelebene ab und driftet radial, konzentriert sich an Druckmaxima, wo er zu Planetesimalen anwachsen kann. Stellare Bestrahlung und viskose Erwärmung erzeugen einen radialen Temperaturgradienten, der die Kondensationsfronten von Wasser und anderen flüchtigen Stoffen festlegt.

Clinical relevance

Die Scheibenstruktur bestimmt das Inventar und die Position von Feststoffen und flüchtigen Stoffen, die Planeten zur Verfügung stehen, und prägt direkt die Zusammensetzung und Umlaufbahnen der Planeten, die sich letztendlich bilden.

History

Die Scheibenakkretionstheorie wurde 1973 durch die Alpha-Scheiben-Vorschrift von Shakura und Sunyaev quantitativ untermauert, die ursprünglich für akkretierende kompakte Objekte entwickelt, aber weitgehend für protoplanetare Scheiben übernommen wurde. Hochauflösende Millimeterbilder in den 2010er Jahren zeigten, dass Scheiben häufig in Ringe und Lücken strukturiert sind, was die Beobachtungsstudie der Planetenentstehung in situ neu definierte.

Debates

Was treibt die Scheibenakkretion an?

Es ist noch ungeklärt, ob die Akkretion hauptsächlich durch magnetorotatorische Turbulenz, magnetisierte Scheibenwinde oder andere Mechanismen dominiert wird, insbesondere in der kalten, schwach ionisierten äußeren Scheibe.

Key figures

• Nikolai Shakura
• Rashid Sunyaev
• Philip Armitage
• Sean Andrews

Seminal works

• shakurasunyaev1973
• andrews2020

Frequently asked questions

Wie lange existieren protoplanetare Scheiben?

Beobachtungen junger Sternhaufen deuten darauf hin, dass die gasreiche Phase der meisten Scheiben innerhalb weniger Millionen Jahre dissipiert, was die Geschwindigkeit begrenzt, mit der Gasriesenplaneten entstehen müssen.

Was verursacht die in Scheibenbildern sichtbaren Ringe?

Ringe und Lücken können durch sich bildende Planeten ausgehöhlt werden oder durch Staubeinschlüsse an Druckhöckern und an Kondensationsfronten entstehen; beide Interpretationen werden aktiv untersucht.