Protoplanetiniai diskai: planeternes fødested

I et tæt område af en molekylsky har den bevægende gas et samlet impulsmoment. Efterhånden som stoffet falder indad, bliver rotationen stadig vigtigere. Gas, der ikke kan falde direkte ned på den dannende stjerne, kan falde til ro i en bane omkring den.[1]

Kollisioner og afkøling spreder energi og hjælper med at skabe en fladtrykt struktur. Magnetfelter gør denne proces mere kompliceret: De kan overføre impulsmoment og hjælpe med at sætte udstrømninger i gang. Styrken af koblingen mellem svagt ioniseret gas og feltet påvirker skivens dannelse og størrelse.[1]

Den første skive kan være skjult inde i kappen

Tidlige skiver er ofte indlejret i en større kappe, som fortsat tilfører materiale. Når den spredes, bliver skiven lettere at undersøge. Det er overlappende stadier i et system under udvikling, ikke en sekvens, hvor en færdigdannet stjerne senere får en passiv ring af rester.[1]

Mange observerede skiver strækker sig over snesevis eller hundredvis af astronomiske enheder, eller AU. Én AU svarer omtrent til afstanden mellem Jorden og Solen – cirka 150 millioner kilometer. Skiver varierer meget, og forskellige indikatorer kan vise forskellige synlige yderkanter.[3]

Skiven har en tykkelse. Gastrykket modvirker stjernens tyngdekraft mod midterplanet, og mange bestrålede skiver bliver relativt tykkere længere ude – denne form kaldes udaddrejning. Stjernelyset når de eksponerede overflader, mens de afskærmede lag nedenunder kan være køligere.[4]

I begyndelsen udgør gassen størstedelen af massen; fast materiale bliver til planeternes byggesten

Gassen består hovedsageligt af molekylært brint og helium. Støv udgør en langt mindre del af massen, men har stor indflydelse på, hvordan skiven absorberer og udsender stråling. Et masseforhold mellem gas og støv på 100:1 er en nyttig referencestørrelse for interstellart materiale, som ofte antages ved beregning af estimater. Det er ikke et universelt målt forhold, der gælder for enhver skive eller ethvert sted i den.[3]

Små korn forbliver tæt koblet til gassen. Større partikler kan i højere grad synke ned og drive i forhold til gassen. Derfor ændrer vækst og materialetransport de steder, hvor fast materiale samler sig.[5]

Snelinjer markerer kemiske ændringer

Den såkaldte snelinje markerer de forhold, hvor et bestemt stof går fra damp til is på korn eller omvendt. Vand, kuldioxid og kulilte fryser under forskellige forhold, så der er ikke én grænse, der adskiller alt stenet materiale fra alt isholdigt materiale. Disse overgange afhænger af temperatur og tryk, og grænserne flytter sig, efterhånden som skiven udvikler sig.[6], [7]

Støv og molekyler kan være arvet fra den sky, hvor stjernen dannes, og senere ændres i skiven. Opvarmning, stråling, frysning og kemiske reaktioner ændrer det materiale, der er tilgængeligt for voksende planeter. Transport af materiale andre steder i skiven påvirker også materialets sammensætning i en bestemt afstand fra stjernen.[7]

En skive kan afsløre sin tilstedeværelse, selv når den ikke tydeligt kan adskilles fra stjernen med et teleskop. Varmt støv udsender infrarød stråling , som kommer oven i det lys, man forventer fra stjernens overflade alene. Når forskerne kan opløse skiven rumligt, kan de undersøge dens form og variationer.[4]

Et mørkt område kan betyde en mindre mængde strålende materiale, en temperaturændring, andre slags korn eller en skygge. Kombination af målinger giver mere information end at betragte ét billede som et fuldstændigt tæthedskort.[9], [8]

Usynlig masse - en stor kilde til usikkerhed

Det er svært at bestemme mængden af kold molekylær brint direkte. CO er lettere at observere, men det kan fryse fast på korn, blive nedbrudt af stråling eller indgå i andre molekyler. Spektrallinjernes optiske tykkelse kan skjule yderligere materiale. Disse påvirkninger skal medregnes i modeller, når gasmassen vurderes.[10], [7]

Gasstråling ser ofte ud til at komme fra et større område end millimeterstrålingen fra støv. Kornudviklingen kan føre til en reel forskel i størrelsen af disse områder, men de målte størrelser påvirkes også af den forskellige optiske tykkelse for disse indikatorer. Den synlige kant er ikke nødvendigvis en skarp grænse for materialet.[3]

Gasser, der bevæger sig i bane, skal miste impulsmoment, så de kan bevæge sig indad og blive tilført stjernen gennem akkresion. Indre spændinger kan overføre impulsmoment udad gennem skiven, mens en magnetisk skivevind kan fjerne det ved at føre det ud langs feltlinjerne.[12]

I skivemodeller beskriver »viskositet« ofte den samlede virkning af disse spændinger. Det betyder ikke, at observeret akkretion kan forklares alene med almindelig molekylær friktion.[12]

Den magnetorotatoriske ustabilitet kan skabe turbulens, hvor gassen og magnetfelterne vekselvirker tilstrækkelig kraftigt. Men i store områder af skiven er gassen svagt ioniseret. Magnetiske vinde er en af hovedforklaringerne på akkretion i svagt turbulente skiver; den relative betydning af disse processer afhænger af sted, alder og omgivelser.[12]

Opvarmning kan fjerne gas gennem en anden type vind

Ved fotoevaporation opvarmer stråling den gas, den rammer, indtil noget af den kan undslippe stjernens gravitationstiltrækning. Strålingen kan komme fra centralstjernen eller massive nabostjerner. Denne termiske vind adskiller sig fra en vind, der accelereres af magnetiske kræfter.[13]

Begge typer vind fjerner materiale. Magnetiske vinde kan også skabe et ekstra drejningsmoment, der fremmer akkretion. En skivevind kommer fra skiven og bør ikke automatisk forveksles med selve stjernens vind. Når gasreserverne mindskes, kan disse mekanismer virke sammen.[13]

Mikroskopiske korn kan klæbe sammen efter blide sammenstød og danne porøse aggregater. Ved andre hastigheder eller partikelstørrelser kan partikler, der støder sammen, hoppe fra hinanden, miste materiale ved erosion eller splintres. Resultatet afhænger af sammensætningen, strukturen og sammenstødsforholdene.[5]

Transport udgør også et problem. Hvor gastrykket falder udad, får trykkraften, der peger udad, gassen til at kredse en smule langsommere, end et legeme uden trykpåvirkning ville gøre. Faste partikler, der vekselvirker med denne langsommere gas, oplever en modvind og kan miste impulsmoment og drive indad.[5]

Et trykmaksimum kan koncentrere drivende partikler

Nær et lokalt trykmaksimum er det trykrelaterede drift på begge sider rettet mod maksimum. Sådanne områder kan koncentrere faste partikler og bremse deres tab ind mod stjernen. Hvor effektive disse områder er, afhænger af partiklernes vekselvirkning med gassen, opblanding, gasstrømme og hvor længe strukturen består.[14]

Shlukování a gravitační kolaps jsou různé kroky

Streamingová nestabilita vzniká vzájemným působením pevných částic a odporu plynu: částice ovlivňují plyn a pouze nenásledují pevně dané proudění v pozadí. Nestabilita může zesílit shluky i bez spuštění vlastní gravitací. Za vhodných podmínek mohou dostatečně husté shluky později gravitačně zkolabovat na planetesimály.[15], [2]

Známá „bariéra jednoho metru“ je zkratka pro obtížný růst a drift, nikoli univerzální překážka přesně ve vzdálenosti jednoho metru. Aerodynamické vazby a podmínky srážek se mění podle polohy a vlastností disku.[5]

Jakmile vzniknou větší zárodky, mohou růst zachytáváním menších částic a srážkami s dalšími tělesy. Kamenné planety mohou pokračovat v závěrečné fázi akrece prostřednictvím obřích srážek ještě dlouho poté, co prvotní plyn téměř zmizí.[17]

Na obří planety se vztahuje jiné omezení. Musí získat rozsáhlé obaly z vodíku a helia, dokud v disku ještě zbývá dostatek plynu. I poměrně malá jádra mohou navázat určité množství plynu; neexistuje univerzální hmotnost, při které by gravitační zachytávání poprvé začalo.[18]

Zda se růst zrychlí, závisí na ochlazování a smršťování obalu, teple dodávaném pevnými tělesy a schopnosti disku dodávat plyn. Chladná oblast bohatá na led může pomoci dodávat pevný materiál, ale nezaručuje výsledek podobný Jupiteru. Další navrhovanou cestou je gravitační fragmentace dostatečně hmotného disku za vhodných podmínek ochlazování.[18]

Vyvíjející se planeta může měnit své okolí

Gravitace planety vyvolává vlny a planeta si s plynem vyměňuje moment hybnosti. Tyto krouticí momenty mohou posouvat její oběžnou dráhu dovnitř nebo ven a za vhodných podmínek otevřít mezeru. Disk a planeta se vyvíjejí společně; planeta jednoduše nezůstává na pevném místě svého zrodu.[19]

Disse forbindelser fører til dannelsen af klippeplaneter, væksten af gasgiganter og banemigration senere i dette kapitel.

HL Tau: lyse og mørke ringe

ALMAs observationer af HL Tau fra 2014, offentliggjort i 2015, afslørede imponerende ringe i millimeterstrålingen. Mørke ringe udsender stadig stråling; de er ikke tomme render eller direkte billeder af planeter. Deres kontraster giver indsigt i støvet og forholdene omkring det.[21]

Det senere DSHARP-projekt observerede 20 skiver i detaljer; resultaterne blev offentliggjort i 2018. Ringe og mellemrum var almindelige i denne nøje udvalgte stikprøve af store, lysstærke skiver. Resultatet viste en rig struktur, men beviste ikke, at alle skiver ser ens ud.[22]

PDS 70: planeter, nærliggende støv og vand i den indre skive

I 2023 blev der fundet vanddamp i den indre skive i dette system i JWST/MIRI-spektre. Ifølge modellerne kommer den varme stråling fra et område, hvor jordlignende planeter kan dannes. Det viser, at en af de tilgængelige bestanddele er til stede; det bekræfter ikke, at klippeplaneter, oceaner på deres overflader eller livsvenlige forhold allerede findes.[11]

Over tid mindsker akkretion og udstrømmende strømme gasreserverne. Når tilførslen af materiale indad svækkes, kan fotoevaporation være særligt effektiv til at rydde områder af skiven. Den relative betydning af disse processer varierer, så ikke alle skiver rydder sig efter det samme forløb.[13]

Der findes ikke én fælles sluttid for alle skiver

Skivepopulationer udvikler sig over flere millioner år, men forløbet varierer betydeligt afhængigt af stjernerne og miljøet. Forskere estimerer ofte levetiden ved at sammenligne tegn på støvets infrarøde stråling i grupper af forskellig alder. Resultatet påvirkes af aldersestimater, stjernemasser, stikprøvens fuldstændighed og af, hvad der regnes for en påvist skive.[27]

Et faldende overskud af infrarød stråling viser ikke direkte, hvor meget gas der stadig er tilbage i hver del af skiven. For dannelsen af kæmpeplaneter er det vigtigt, om der stadig er gas nok dér, hvor en planet i vækst kan samle den op, ikke om systemet allerede har passeret én fælles aldersgrænse.[27], [18]

Et hulrum kan forklares på flere måder

I de indre områder af nogle overgangsskiver er der mindre støv, mens de omgivende ydre områder stadig indeholder rigeligt med materiale. Planeter kan bidrage til at skabe sådanne strukturer, men de kan også påvirkes af støvkorns udvikling og gas, der spredes. Et hulrum viser ikke i sig selv, at hele skiven snart vil forsvinde.[3]

Der kan stadig være støv, selv når de oprindelige lagre er opbrugt

Senere kan sammenstød mellem planetesimaler løbende skabe nyt fint affald. Derfor adskiller en affaldsskive sig fra en massiv urskive, der er rig på gas: en stor del af det støv, der observeres i den, fornyes gennem sammenstød. Nogle affaldssystemer indeholder også påviselige mængder gas, så forskellen er ikke blot, om der er gas eller ej.[28]

Når den oprindelige skive forsvinder, fortsætter planeter, måner og smålegemer med at forandre sig. Deres nuværende egenskaber bevarer nogle spor fra den tidlige periode og afspejler senere sammenstød, kemiske processer og kredsløbsudvikling. Forståelsen af fødselsmiljøet er første skridt til at læse denne længere historie.