Đĩa tiền hành tinh và Bồi tụ

Các đĩa khí và bụi quay quanh các ngôi sao trẻ, cung cấp nguyên liệu thô cho các hành tinh và dẫn vật chất vào ngôi sao trung tâm.

Definition

Đĩa tiền hành tinh là một đĩa khí và bụi quay quanh một ngôi sao mới hình thành, trong đó các hành tinh hình thành và thông qua đó vật chất bồi tụ vào ngôi sao.

Scope

Chủ đề này bao gồm sự hình thành, cấu trúc, sự phân tầng nhiệt và hóa học, và sự tiêu tán của các đĩa tiền hành tinh, cùng với vật lý về cách vật chất đĩa bồi tụ vào ngôi sao và cách động lượng góc được vận chuyển ra ngoài. Nó bao gồm khung độ nhớ alpha, sự hỗn loạn từ quay và các dạng hỗn loạn khác, vai trò của đường tuyết và bẫy bụi, và các chẩn đoán quan sát từ hình ảnh hồng ngoại và milimet như các vành, khe hở và cánh tay xoắn ốc.

Core questions

• Động lượng góc được vận chuyển như thế nào để khí có thể bồi tụ vào ngôi sao?
• Điều gì thiết lập cấu trúc nhiệt độ và mật độ của đĩa, và đường tuyết nằm ở đâu?
• Các đĩa tiêu tán như thế nào và khi nào, thiết lập đồng hồ cho sự hình thành hành tinh khí khổng lồ?
• Các vành và khe hở được thấy trong hình ảnh đĩa tiết lộ điều gì về các hành tinh nhúng và động lực học của bụi?

Key theories

Mô hình đĩa alpha

Sự bồi tụ đĩa được tham số hóa bằng một độ nhớt hỗn loạn hiệu quả tỷ lệ với áp suất khí và một tham số không thứ nguyên alpha, cho phép dự đoán có thể xử lý được về cấu trúc và sự tiến hóa của đĩa mà không cần giải quyết sự hỗn loạn cơ bản.

Vận chuyển động lượng góc nhớt

Sự vận chuyển động lượng góc ra ngoài, có thể được thúc đẩy bởi sự bất ổn định từ quay hoặc gió đĩa, cho phép phần lớn khí đĩa xoắn ốc vào trong và bồi tụ trong khi một phần nhỏ bên ngoài mang động lượng góc đi.

Mechanisms

Vật chất trong đĩa mất động lượng góc thông qua các ứng suất hỗn loạn hoặc gió từ hóa và xoắn ốc vào trong ngôi sao; bụi lắng xuống mặt phẳng giữa và trôi dạt xuyên tâm, tập trung tại các cực đại áp suất nơi nó có thể phát triển thành các tiểu hành tinh. Bức xạ sao và sự gia nhiệt nhớt tạo ra một gradient nhiệt độ xuyên tâm cố định các mặt ngưng tụ của nước và các chất dễ bay hơi khác.

Clinical relevance

Cấu trúc đĩa xác định lượng và vị trí của các chất rắn và chất dễ bay hơi có sẵn cho các hành tinh, trực tiếp định hình thành phần và quỹ đạo của các hành tinh cuối cùng hình thành.

History

Lý thuyết bồi tụ đĩa được đặt trên nền tảng định lượng bởi công thức đĩa alpha năm 1973 của Shakura và Sunyaev, ban đầu được phát triển cho các vật thể đặc bồi tụ nhưng được áp dụng rộng rãi cho các đĩa tiền hành tinh. Hình ảnh milimet độ phân giải cao vào những năm 2010 đã tiết lộ rằng các đĩa thường được cấu trúc thành các vành và khe hở, định hình lại nghiên cứu quan sát về sự hình thành hành tinh tại chỗ.

Debates

Điều gì thúc đẩy sự bồi tụ đĩa?

Việc sự bồi tụ bị chi phối bởi sự hỗn loạn từ quay, gió đĩa từ hóa, hay các cơ chế khác vẫn chưa được giải quyết, đặc biệt là ở đĩa ngoài lạnh, bị ion hóa yếu.

Key figures

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

Seminal works

• shakurasunyaev1973
• andrews2020

Frequently asked questions

Các đĩa tiền hành tinh tồn tại trong bao lâu?

Các quan sát về các cụm sao trẻ chỉ ra rằng pha giàu khí của hầu hết các đĩa tiêu tán trong vòng vài triệu năm, điều này giới hạn tốc độ hình thành các hành tinh khí khổng lồ.

Điều gì gây ra các vành được thấy trong hình ảnh đĩa?

Các vành và khe hở có thể được tạo ra bởi các hành tinh đang hình thành, hoặc phát sinh từ việc bẫy bụi tại các điểm áp suất và tại các mặt ngưng tụ; cả hai cách giải thích đều đang được nghiên cứu tích cực.