Protoplanetiniai diskai: planetų gimimo vietos

Plin koji se kreće u gustom području molekularnog oblaka ima određeni ukupni moment količine gibanja. Kako tvar pada prema unutra, vrtnja postaje sve važnija. Plin koji ne može pasti izravno na zvijezdu u nastajanju može se smjestiti u orbitu oko nje.[1]

Sudari i hlađenje raspršuju energiju te pomažu u stvaranju spljoštene strukture. Magnetska polja čine taj proces složenijim: mogu prenositi moment količine gibanja i pomoći u pokretanju istjecanja. Jačina povezanosti slabo ioniziranog plina s poljem utječe na nastanak i veličinu diska.[1]

Prvi disk možda se krije unutar omotača

Rani diskovi često su uronjeni u veći omotač koji nastavlja dobavljati materijal. Kako se omotač raspršuje, disk je lakše proučavati. To su preklapajuće faze sustava u razvoju, a ne slijed u kojem dovršena zvijezda poslije dobiva pasivan prsten ostataka.[1]

Mnogi opaženi diskovi protežu se na desetke ili stotine astronomskih jedinica, odnosno AU. Jedan AU približno je jednak udaljenosti između Zemlje i Sunca – oko 150 milijuna kilometara. Diskovi se vrlo razlikuju, a različiti pokazatelji mogu upućivati na različite prividne vanjske rubove.[3]

Disk ima debljinu. Tlak plina suprotstavlja se privlačenju zvijezde prema središnjoj ravnini, a mnogi diskovi izloženi zračenju postaju relativno deblji prema vanjskom rubu – takav se oblik naziva širenje prema van. Svjetlost zvijezde dopire do izloženih površina, a zaklonjeni slojevi ispod njih mogu biti hladniji.[4]

U početku većinu mase čini plin; kruta tvar postaje zametak planeta

Plin se većinom sastoji od molekularnog vodika i helija. Prašina čini znatno manji udio mase, ali snažno utječe na to kako disk apsorbira i emitira zračenje. Omjer masa plina i prašine 100:1 korisna je referentna vrijednost za međuzvjezdani materijal, koja se često uzima kao pretpostavka pri izračunavanju procjena. To nije univerzalni izmjereni omjer koji vrijedi za svaki disk ili svaki njegov dio.[3]

Sitna zrnca ostaju čvrsto povezana s plinom. Krupnije čestice mogu se učinkovitije taložiti i driftati u odnosu na plin. Zato rast i prijenos materijala mijenjaju mjesta na kojima se nakuplja kruta tvar.[5]

Snježne linije označavaju kemijske promjene

Takozvana snježna linija označava uvjete u kojima određena tvar prelazi iz plinovitog stanja u led na zrncima ili obrnuto. Voda, ugljikov dioksid i ugljikov monoksid smrzavaju se u različitim uvjetima, pa ne postoji jedna granica koja razdvaja sav stjenoviti materijal od svog ledenog materijala. Ti prijelazi ovise o temperaturi i tlaku, a njihove se granice pomiču kako se disk razvija.[6], [7]

Prašina i molekule mogu biti naslijeđene iz oblaka u kojem se zvijezda formira, a poslije se mijenjati u disku. Zagrijavanje, zračenje, smrzavanje i kemijske reakcije mijenjaju materijal dostupan planetima u nastajanju. Na sastav materijala na određenoj udaljenosti od zvijezde utječe i prijenos materijala koji se odvija drugdje u disku.[7]

Disk može odati svoju prisutnost čak i kada ga teleskop ne može jasno razlučiti od zvijezde. Topla zrnca prašine zrače infracrveno zračenje , koje nadopunjuje svjetlost očekivanu samo od površine zvijezde. Kad se disk prostorno razluči, istraživači mogu proučavati njegov oblik i promjene.[4]

Tamno područje može značiti manju količinu materijala koji zrači, promjenu temperature, drukčija zrnca ili sjenu. Kombiniranjem mjerenja dobiva se više informacija nego kad se jedna slika smatra potpunom kartom gustoće.[9], [8]

Nevidljiva masa – velik izvor nesigurnosti

Teško je izravno odrediti količinu hladnog molekularnog vodika. CO je lakše promatrati, no može se smrznuti na zrnca, biti razoren zračenjem ili postati dio drugih molekula. Optička debljina spektralnih linija može prikriti dodatni materijal. Pri procjeni mase plina modeli moraju uzeti u obzir te učinke.[10], [7]

Čini se da zračenje plina često dolazi iz većeg područja nego milimetarsko zračenje prašine. Evolucija zrnaca može uzrokovati stvarnu razliku u veličini tih područja, no na izmjerene veličine utječe i različita optička debljina tih pokazatelja. Vidljivi rub ne mora biti oštra granica materijala.[3]

Orbitirajući plin mora izgubiti kutni moment kako bi se mogao kretati prema unutra i akrecijom dospjeti u zvijezdu. Unutarnja naprezanja mogu prenositi kutni moment kroz disk prema van, dok ga magnetski vjetar diska može ukloniti odnoseći ga duž silnica.[12]

U modelima diskova „viskoznost” često opisuje ukupni učinak tih naprezanja. To ne znači da se opažena akrecija može objasniti samo uobičajenim molekularnim trenjem.[12]

Magnetorotacijska nestabilnost može izazvati turbulenciju ondje gdje plin i magnetska polja dovoljno snažno međudjeluju. Međutim, plin je u velikim područjima diska slabo ioniziran. Magnetski vjetrovi jedno su od glavnih objašnjenja akrecije u diskovima sa slabom turbulencijom; relativna važnost tih procesa ovisi o lokaciji, starosti i okolini.[12]

Zagrijavanje može ukloniti plin drukčijom vrstom vjetra

Tijekom fotoevaporacije zračenje zagrijava plin koji mu je izložen, sve dok dio plina ne može pobjeći gravitacijskoj sili zvijezde. Zračenje može dolaziti od središnje zvijezde ili masivnih zvijezda u blizini. Taj toplinski vjetar razlikuje se od vjetra koji ubrzavaju magnetske sile.[13]

Obje vrste vjetra odnose materijal. Magnetski vjetrovi mogu stvarati i dodatni zakretni moment koji potiče akreciju. Diskovni vjetar izvire iz diska; ne treba ga automatski poistovjećivati s vjetrom same zvijezde. Kako se zalihe plina smanjuju, ti mehanizmi mogu djelovati zajedno.[13]

Mikroskopska zrnca mogu se nakon blagih sudara slijepiti i oblikovati porozne agregate. Pri drukčijoj brzini ili veličini čestica sudarne se čestice mogu odbiti jedna od druge, izgubiti materijal zbog erozije ili se raspasti. Ishod ovisi o sastavu, strukturi i uvjetima sudara.[5]

Postoji i problem prijenosa. Ondje gdje tlak plina opada prema van, sila tlaka usmjerena prema van omogućuje plinu da kruži nešto sporije nego što bi kružilo tijelo na koje tlak ne djeluje. Čvrste čestice koje stupaju u interakciju s tim sporije pokretnim plinom izložene su čeonom vjetru i mogu gubiti količinu gibanja dok driftaju prema unutra.[5]

Maksimum tlaka može koncentrirati čestice koje driftaju

Bližini lokalnog maksimuma tlaka drift uzrokovan tlakom s obje strane usmjeren je prema maksimumu. Takva područja mogu koncentrirati čvrste čestice i usporiti njihov gubitak prema zvijezdi. Učinkovitost tih područja ovisi o interakciji čestica s plinom, miješanju, strujanju plina i tome koliko dugo struktura opstaje.[14]

Telkimasis ir gravitacinis kolapsas – skirtingi žingsniai

Srautinio nestabilumo reiškinys kyla iš abipusės kietųjų dalelių ir dujų pasipriešinimo sąveikos: dalelės veikia dujas, o ne tik seka fiksuotą foninį srautą. Nestabilumas gali sustiprinti telkinius ir be jį paleidžiančios savigravitacijos. Tinkamomis sąlygomis pakankamai tankūs telkiniai vėliau gali gravitaciškai kolapsuoti į planetesimales.[15], [2]

Gerai žinomas „metro dydžio barjeras“ – trumpas augimo ir dreifo sunkumų pavadinimas, o ne universali kliūtis ties tiksliai vienu metru. Aerodinaminis ryšys ir susidūrimo sąlygos kinta priklausomai nuo vietos bei disko savybių.[5]

Susidarius didesnėms užuomazgoms, jos gali augti gaudydamos mažesnes daleles ir susidurdamos su kitais kūnais. Uolinės planetos gali tęsti galutinį telkimąsi per milžiniškus smūgius dar ilgai po to, kai pirmykštės dujos beveik išnyko.[17]

Planetoms milžinėms taikomas kitoks apribojimas. Didelius vandenilio ir helio apvalkalus jos turi įgyti, kol diske dar lieka pakankamai dujų. Net palyginti maži branduoliai gali surišti šiek tiek dujų; nėra universalios masės, ties kuria gravitacinė pagava pirmą kartą įsijungtų.[18]

Ar augimas taps spartus, priklauso nuo apvalkalo vėsimo ir traukimosi, kietųjų kūnų teikiamos šilumos ir disko gebėjimo tiekti dujas. Vėsi ledo turtinga sritis gali padėti tiekti kietąją medžiagą, bet negarantuoja Jupiteriui panašios baigties. Kitas siūlomas kelias – pakankamai masyvaus disko gravitacinė fragmentacija, esant tinkamoms vėsimo sąlygoms.[18]

Besivystanti planeta gali keisti savo aplinką

Planetos gravitacija sužadina bangas, o pati planeta su dujomis mainosi judesio kiekio momentu. Šie sukimo momentai gali perkelti jos orbitą vidun ar išorėn ir tinkamomis sąlygomis atverti tarpą. Diskas ir planeta evoliucionuoja kartu, o ne planeta tiesiog lieka fiksuotoje gimimo vietoje.[19]

Questi collegamenti conducono alla formazione dei pianeti rocciosi, alla crescita dei pianeti giganti e alla migrazione orbitale più avanti in questo capitolo.

HL Tau: anelli chiari e scuri

Le osservazioni di HL Tau condotte da ALMA nel 2014 e pubblicate nel 2015 hanno rivelato spettacolari anelli nell'emissione millimetrica. Anche gli anelli scuri emettono radiazione; non sono solchi vuoti né immagini dirette di pianeti. I loro contrasti forniscono informazioni sulla polvere e sulle condizioni in cui si trova.[21]

Il successivo progetto DSHARP ha osservato in dettaglio 20 dischi; i risultati sono stati pubblicati nel 2018. Gli anelli e le lacune erano frequenti in questo campione selezionato intenzionalmente di dischi grandi e luminosi. Il risultato ha rivelato una struttura ricca, ma non ha dimostrato che tutti i dischi abbiano lo stesso aspetto.[22]

PDS 70: pianeti, polvere vicina e acqua nel disco interno

Nel 2023, gli spettri JWST/MIRI hanno rilevato vapore acqueo nel disco interno di questo sistema. Secondo i modelli, la radiazione termica proviene da una regione in cui potrebbero formarsi pianeti di tipo terrestre. Ciò dimostra la presenza di uno dei componenti disponibili; non conferma l'esistenza di pianeti rocciosi, di oceani sulle loro superfici o di condizioni adatte alla vita.[11]

Nel tempo, accrescimento e flussi in uscita riducono le riserve di gas. Quando l'apporto di materia verso l'interno si indebolisce, la fotoevaporazione può ripulire le regioni del disco con particolare efficacia. L'importanza relativa di questi processi varia, perciò non tutti i dischi si disperdono secondo lo stesso scenario.[13]

Ne postoji jedno vrijeme nestanka koje vrijedi za sve diskove

Populacije diskova razvijaju se tijekom nekoliko milijuna godina, no taj se razvoj uvelike razlikuje ovisno o zvijezdama i okruženju. Istraživači često procjenjuju životni vijek uspoređujući znakove infracrvenog zračenja prašine u skupinama različite starosti. Na rezultat utječu procjene starosti, mase zvijezda, potpunost uzorka i kriteriji za otkrivanje diska.[27]

Slabljenje infracrvenog viška zračenja ne pokazuje izravno koliko je plina preostalo na svakom mjestu u disku. Za nastanak divovskih planeta važno je ima li još dovoljno plina ondje gdje ga planet u rastu može skupljati, a ne je li sustav već prešao jednu dobnu granicu zajedničku svim sustavima.[27], [18]

Podrijetlo šupljine može se objasniti na više načina

U unutarnjim područjima nekih prijelaznih diskova količina prašine je smanjena, dok je u okolnim vanjskim područjima još ima mnogo. Planeti mogu pomoći u stvaranju takvih struktura, ali na njihov izgled mogu utjecati i razvoj zrnaca prašine te raspršivanje plina. Sama šupljina ne pokazuje da će cijeli disk uskoro nestati.[3]

Prašina može opstati i nakon što se početne zalihe potroše

Sudari planetesimala kasnije mogu neprestano stvarati nove sitne krhotine. Zato se disk krhotina razlikuje od masivnog prvobitnog diska bogatog plinom: velik dio prašine koju u njemu opažamo obnavlja se sudarima. Neki sustavi krhotina sadrže i plin koji se može otkriti, pa razlika nije samo u tome „ima li plina” ili „nema li plina”.[28]

Nakon što početni disk nestane, planeti, sateliti i mala tijela nastavljaju se mijenjati. Njihova današnja svojstva čuvaju neke tragove ranog razdoblja i odražavaju kasnije sudare, kemijske procese i razvoj orbita. Razumijevanje okruženja u kojem su nastali prvi je korak prema tumačenju te duže povijesti.