პროტოპლანეტარული დისკები: პლანეტების დაბადების ადგილები
Linas Juozėnasგაზიარება
ცოდნის რკალი · სამყარო · თავი 05 / სტატია 01
სანამ სამყაროები ჯერ კიდევ ფორმას იძენენ
ახალგაზრდა ვარსკვლავის გარშემო აირი და მტვერი ცვალებად ლანდშაფტს ქმნის. გაეცანით მოძრაობას, ქიმიასა და მყარი მატერიის დაგროვებას, რომელთა წყალობითაც პროტოპლანეტური დისკი პლანეტების დაბადების ადგილად იქცევა.
რა იყო პლანეტებამდე?
წარმოიდგინეთ ახალგაზრდა ვარსკვლავი, რომელსაც ფართო, გაბრტყელებული ღრუბელი აკრავს. წვრილი მარცვლები მის სინათლეს იჭერს. უფრო დიდი ნაწილაკები ილექება და დრეიფდება. აირი დისკში ცირკულირებს, ხოლო მატერიის ნაწილი იწყებს სხეულებად შეგროვებას, რომლებიც შესაძლოა პლანეტებად იქცეს.
ეს პროტოპლანეტური დისკის გარემო ახალგაზრდა ვარსკვლავის გარშემო არსებული აირი და მყარი სხეულებია. ვარსკვლავისა და პლანეტების წარმოქმნის პროცესები ერთმანეთს ემთხვევა: დისკმა შეიძლება ვარსკვლავს მატერია ჯერ კიდევ მაშინ მიაწოდოს, როცა პლანეტების საშენი მასალა უკვე ზრდას იწყებს.[1], [2]
ამ სტატიით ვიწყებთ განყოფილებას პლანეტური სისტემების ფორმირება და განვიხილავთ გარემოს, რომელსაც მომდევნო სტატიები დაეყრდნობა.
როგორ გარდაიქმნება კოლაფსირებადი აირი დისკად?
მოლეკულური ღრუბლის მკვრივ რეგიონში მოძრავ აირს გარკვეული საერთო მოძრაობის რაოდენობის მომენტი აქვს. მატერიის შიგნით ვარდნისას ბრუნვა სულ უფრო მნიშვნელოვანი ხდება. აირი, რომელიც ფორმირებად ვარსკვლავზე პირდაპირ ვერ ეცემა, მის გარშემო ორბიტაზე შეიძლება მოთავსდეს.[1]
შეჯახებები და გაგრილება ენერგიას ფანტავს და გაბრტყელებული სტრუქტურის შექმნას უწყობს ხელს. მაგნიტური ველები ამ პროცესს ართულებს: მათ შეუძლიათ მოძრაობის რაოდენობის მომენტის გადაცემა და გადინებების გაშვებაში დახმარება. სუსტად იონიზებული აირისა და ველის კავშირის სიძლიერე დისკის წარმოქმნასა და ზომაზე მოქმედებს.[1]
პირველი დისკი შესაძლოა გარსის შიგნით იმალებოდეს
ადრეული დისკოები ხშირად უფრო დიდ გარსშია მოქცეული, რომელიც მასალას კვლავ აწვდის. მისი გაფანტვისას დისკოს შესწავლა უფრო ადვილი ხდება. ეს განვითარებადი სისტემის გადაფარული ეტაპებია და არა თანმიმდევრობა, რომელშიც დასრულებული ვარსკვლავი მოგვიანებით პასიურ ნარჩენთა რგოლს იძენს.[1]
დაკვირვებული დისკოების უმეტესობა ათობით ან ასობით ასტრონომიულ ერთეულზე, ანუ AU-ზე, ვრცელდება. ერთი AU დაახლოებით დედამიწასა და მზეს შორის მანძილის ტოლია - დაახლოებით 150 მილიონი კილომეტრი. დისკოები ძალიან მრავალფეროვანია და სხვადასხვა ნიშნული შეიძლება სხვადასხვა ხილულ გარე კიდეს აღნიშნავდეს.[3]
რა არის პროტოპლანეტურ დისკოში?
დისკოს სისქე აქვს. აირის წნევა ეწინააღმდეგება ვარსკვლავის მიზიდულობას შუა სიბრტყისკენ, ხოლო ბევრი დასხივებული დისკო გარეთკენ თანდათან შედარებით სქელდება - ასეთ ფორმას გარეთკენ გაფართოება ეწოდება. ვარსკვლავის სინათლე ღია ზედაპირებს აღწევს, მათ ქვემოთ მოქცეული შრეები კი შეიძლება უფრო გრილი იყოს.[4]
თავდაპირველად მასის უდიდეს ნაწილს აირი შეადგენს; მყარი მასალა პლანეტების ჩანასახებად იქცევა
აირს ძირითადად მოლეკულური წყალბადი და ჰელიუმი შეადგენს. მტვერი მასის გაცილებით მცირე ნაწილს შეადგენს, თუმცა მნიშვნელოვნად მოქმედებს იმაზე, თუ როგორ შთანთქავს და ასხივებს დისკო გამოსხივებას. აირისა და მტვრის მასების 100:1 თანაფარდობა ვარსკვლავთშორისი მატერიის სასარგებლო საორიენტაციო მაჩვენებელია, რომელსაც ხშირად იყენებენ შეფასებების გამოთვლისას. ეს არ არის უნივერსალური, გაზომილი თანაფარდობა, რომელიც ყველა დისკოს ან მის ყველა ადგილს შეესაბამება.[3]
წვრილი მარცვლები მჭიდროდ რჩება დაკავშირებული აირთან. უფრო მსხვილ ნაწილაკებს შეუძლიათ უფრო ეფექტიანად დაილექონ და აირთან მიმართებით გადაადგილდნენ. ამიტომ ზრდა და მასალის გადატანა მყარი ნივთიერების დაგროვების ადგილებს ცვლის.[5]
თოვლის ხაზები ქიმიურ ცვლილებებს აღნიშნავს
ე.წ. თოვლის ხაზი აღნიშნავს პირობებს, რომლებშიც გარკვეული ნივთიერება ორთქლიდან მარცვლებზე ყინულად გარდაიქმნება ან პირიქით. წყალი, ნახშირორჟანგი და ნახშირჟანგი სხვადასხვა პირობებში იყინება, ამიტომ არ არსებობს ერთი საზღვარი, რომელიც მთელ კლდოვან მასალას მთელი ყინულოვანი მასალისგან გამოყოფს. ეს გარდაქმნები ტემპერატურასა და წნევაზეა დამოკიდებული, ხოლო მათი საზღვრები დისკოს განვითარებისას გადაადგილდება.[6], [7]
მტვერი და მოლეკულები შეიძლება მემკვიდრეობით გადმოჰყვეს ღრუბელს, რომელშიც ვარსკვლავი ყალიბდება, მოგვიანებით კი დისკოში შეიცვალოს. გათბობა, გამოსხივება, გაყინვა და ქიმიური რეაქციები ცვლის მასალას, რომელიც მზარდი პლანეტებისთვის ხელმისაწვდომია. ვარსკვლავიდან გარკვეულ მანძილზე მასალის შემადგენლობაზე გავლენას ახდენს დისკოს სხვა ადგილებში მიმდინარე მასალის გადატანაც.[7]
როგორ ვხედავთ კაშკაშა ვარსკვლავის გარშემო დისკოს?
დისკმა შეიძლება თავისი არსებობა მაშინაც გაამჟღავნოს, როცა ტელესკოპით მისი ვარსკვლავისგან მკაფიოდ გარჩევა შეუძლებელია. თბილი მტვერი ინფრაწითელ გამოსხივებას გამოსცემს, რომელიც ვარსკვლავის ზედაპირიდან მოსალოდნელ სინათლეს ემატება. დისკის სივრცულად გარჩევის შემდეგ მკვლევრებს შეუძლიათ მისი ფორმისა და ცვლილებების შესწავლა.[4]
| დაკვირვების მეთოდი | რას ავლენს | რა უნდა გავითვალისწინოთ ინტერპრეტაციისას |
|---|---|---|
| გაფანტული ვარსკვლავური სინათლე | ოპტიკური და ახლო ინფრაწითელი დიაპაზონების გამოსახულებებზე, მათ შორის ძალიან დიდი ტელესკოპის (VLT) SPHERE ინსტრუმენტით მიღებულ დაკვირვებებზე, განათებული მტვრის ზედაპირები ჩანს. | სიკაშკაშეზე დაკვირვების კუთხე, ჩრდილები, ზედაპირის სიმაღლე და გაფანტვის თვისებები მოქმედებს.[8] |
| მილიმეტრული უწყვეტი სპექტრი | ატაკამის დიდი მილიმეტრული/სუბმილიმეტრული ტელესკოპების მასივი (ALMA) თერმული მტვრის გამოსხივების რუკებს ქმნის, რომლებზეც რგოლები, ღრეჩოები და მყარი ნივთიერების გროვები ჩანს. | ტემპერატურა, გაუმჭვირვალობა, ოპტიკური სისქე და გაფანტვა დაკვირვებებით განსაზღვრულ მტვრის მასასა და მარცვლების ზომებზე მოქმედებს.[9] |
| მოლეკულების სპექტრული ხაზები | CO და სხვა მოლეკულები აჩვენებს გაზის გამოსხივების ფენებსა და მათ სიჩქარეებს მხედველობის სხივის მიმართულებით. | გამოსხივება ქიმიურ პროცესებსა და აღგზნებაზეა დამოკიდებული; ის მოლეკულური წყალბადის მთლიანი რაოდენობის პირდაპირი საზომი არ არის.[10] |
| ინფრაწითელი სპექტრები | ჯეიმს უების კოსმოსური ტელესკოპი (JWST) საშუალო ინფრაწითელი დიაპაზონის ინსტრუმენტის (MIRI) გამოყენებით თბილი მტვრისა და მოლეკულების სპექტრულ ნიშნებს ამოიცნობს. | სპექტრების მოდელები შესაძლო პირობების საზღვრების დადგენაში გვეხმარება მაშინაც კი, როცა გამომსხივებელი რეგიონი სივრცულად გარჩეული არ არის.[11] |
ბნელი არე შეიძლება ნიშნავდეს გამოსხივებული ნივთიერების ნაკლებ რაოდენობას, ტემპერატურის ცვლილებას, მარცვლების განსხვავებულ ტიპს ან ჩრდილს. გაზომვების შეჯერება მეტ ინფორმაციას იძლევა, ვიდრე ერთი გამოსახულების სიმკვრივის სრულ რუკად მიჩნევა.[9], [8]
უხილავი მასა - გაურკვევლობის მნიშვნელოვანი წყარო
ცივი მოლეკულური წყალბადის რაოდენობის პირდაპირ განსაზღვრა რთულია. CO-ის დაკვირვება უფრო ადვილია, თუმცა ის შეიძლება მარცვლებზე გაიყინოს, გამოსხივებამ დაშალოს ან სხვა მოლეკულების შემადგენლობაში შევიდეს. სპექტრული ხაზების ოპტიკურმა სისქემ შეიძლება დამატებითი ნივთიერება დაფაროს. გაზის მასის შეფასებისას მოდელებმა ეს ეფექტები უნდა გაითვალისწინოს.[10], [7]
როგორც ჩანს, გაზის გამოსხივება ხშირად უფრო დიდი რეგიონიდან მოდის, ვიდრე მტვრის მილიმეტრული გამოსხივება. მარცვლების ევოლუციამ შეიძლება ამ რეგიონების ზომებში რეალური განსხვავება გამოიწვიოს, თუმცა გაზომილ ზომებზე ამ მაჩვენებლების განსხვავებული ოპტიკური სისქეც მოქმედებს. ხილული კიდე აუცილებლად არ აღნიშნავს ნივთიერების მკვეთრ საზღვარს.[3]
რა უშლის ხელს გაზს, რომ უბრალოდ ორბიტაზე დარჩეს?
ორბიტაზე მოძრავმა გაზმა კუთხოვანი იმპულსი უნდა დაკარგოს, რათა შიგნით გადაადგილდეს და აკრეციის გზით ვარსკვლავში მოხვდეს. შიდა დაძაბულობებს შეუძლია კუთხოვანი იმპულსი დისკის გავლით გარეთ გადაიტანოს, ხოლო დისკის მაგნიტურ ქარს მისი მოცილება შეუძლია, ველის ხაზების გასწვრივ გატანით.[12]
გადატანა დისკის შიგნით
ტურბულენტურ მოძრაობებსა და მაგნიტურ დაძაბულობებს იმპულსის მომენტის გადანაწილება შეუძლია. საკმარისად მასიურ, ადრეული განვითარების დისკში ამ გადატანას მისივე გრავიტაციაც შეიძლება განაპირობებდეს, რის შედეგადაც სპირალური სტრუქტურები წარმოიქმნება.[12]
ქარით გატანა
მბრუნავ აირთან დაკავშირებული მაგნიტური ველები ბრუნვის მომენტებს წარმოქმნის. ქარს შეუძლია იმპულსის მომენტი გაიტანოს და აკრეციას შეუწყოს ხელი, თან დისკის მასალის ნაწილიც კოსმოსში გაიტანოს.[13]
დისკების მოდელებში „სიბლანტე“ ხშირად ამ დაძაბულობების საერთო ეფექტს აღწერს. ეს არ ნიშნავს, რომ დაკვირვებულ აკრეციას მხოლოდ ჩვეულებრივი მოლეკულური ხახუნი ხსნის.[12]
მაგნიტოროტაციულმა არამდგრადობამ შეიძლება ტურბულენტობა გამოიწვიოს იქ, სადაც აირი და მაგნიტური ველები საკმარისად ძლიერად ურთიერთქმედებს. თუმცა დისკის დიდ უბნებში აირი სუსტად იონიზებულია. მაგნიტური ქარები სუსტად ტურბულენტურ დისკებში აკრეციის ერთ-ერთი მთავარი ახსნაა; ამ პროცესების შედარებითი მნიშვნელობა ადგილმდებარეობაზე, ასაკსა და გარემოზეა დამოკიდებული.[12]
გათბობამ შეიძლება აირი სხვა ტიპის ქარის საშუალებით გაიტაცოს
ფოტოევაპორაციის დროს გამოსხივება მის ზემოქმედების ქვეშ მყოფ აირს აცხელებს, სანამ მისი ნაწილი ვარსკვლავის გრავიტაციულ მიზიდულობას თავს არ დააღწევს. გამოსხივების წყარო შეიძლება იყოს ცენტრალური ვარსკვლავი ან ახლომდებარე მასიური ვარსკვლავები. ეს თერმული ქარი განსხვავდება მაგნიტური ძალებით აჩქარებული ქარისგან.[13]
ორივე ტიპის ქარი მასალას იტაცებს. მაგნიტურ ქარებს ასევე შეუძლიათ დამატებითი ბრუნვის მომენტის წარმოქმნა, რაც აკრეციას უწყობს ხელს. დისკის ქარი დისკიდან ამოდის; ის ავტომატურად არ უნდა გავაიგივოთ თავად ვარსკვლავის ქართან. აირის მარაგის კლებასთან ერთად, ეს მექანიზმები შეიძლება ერთდროულად მოქმედებდეს.[13]
რატომ არის მტვრის ზრდა უბრალო მიწებებაზე რთული?
მიკროსკოპულ მარცვლებს სუსტი შეჯახებების შემდეგ შეუძლიათ ერთმანეთს მიეკრან და ფოროვანი აგრეგატები წარმოქმნან. სხვა სიჩქარისა თუ ნაწილაკების ზომის შემთხვევაში შეჯახებისას ნაწილაკები შეიძლება ერთმანეთს მოსწყდნენ, ეროზიის შედეგად მასალა დაკარგონ ან დაიმსხვრან. შედეგი დამოკიდებულია შემადგენლობაზე, სტრუქტურასა და შეჯახების პირობებზე.[5]
გადატანის პრობლემაც არსებობს. იქ, სადაც აირის წნევა გარეთკენ მცირდება, გარეთ მიმართული წნევის ძალა აირს ორბიტაზე ოდნავ უფრო ნელა ატრიალებს, ვიდრე წნევის გავლენის გარეშე იმოძრავებდა. ამ ნელა მოძრავ აირთან ურთიერთქმედებისას მყარი ნაწილაკები შემხვედრ ქარს აწყდება და შეიძლება იმპულსის მომენტი დაკარგოს, რის შედეგადაც შიგნითკენ დრეიფირებს.[5]
წნევის მაქსიმუმს შეუძლია დრეიფირებადი ნაწილაკების შეგროვება
ლოკალური წნევის მაქსიმუმის მახლობლად წნევასთან დაკავშირებული დრეიფი ორივე მხრიდან მაქსიმუმისკენაა მიმართული. ასეთმა უბნებმა შეიძლება მყარი ნაწილაკები მოაგროვოს და ვარსკვლავისკენ მათი დაკარგვა შეანელოს. ამ უბნების ეფექტიანობა დამოკიდებულია ნაწილაკების გაზთან ურთიერთქმედებაზე, შერევაზე, აირის ნაკადებსა და იმაზე, რამდენ ხანს ნარჩუნდება სტრუქტურა.[14]
შეჯგუფება და გრავიტაციული კოლაფსი სხვადასხვა ეტაპია
ნაკადური არამდგრადობა მყარი ნაწილაკებისა და გაზის წინააღმდეგობის ორმხრივი ურთიერთქმედებიდან წარმოიქმნება: ნაწილაკები გაზზე მოქმედებენ და არა მხოლოდ ფიქსირებულ ფონურ ნაკადს მიჰყვებიან. არამდგრადობამ შეიძლება გროვების სიმკვრივე გაზარდოს, მისი გამომწვევი თვითგრავიტაციის გარეშეც. შესაბამის პირობებში, საკმარისად მკვრივმა გროვებმა მოგვიანებით შეიძლება გრავიტაციული კოლაფსი განიცადონ და პლანეტეზიმალებად იქცნენ.[15], [2]
ცნობილი „ერთი მეტრის ბარიერი“ ზრდისა და დრეიფის სირთულეების მოკლე სახელწოდებაა და არა ზუსტად ერთ მეტრზე არსებული უნივერსალური დაბრკოლება. აეროდინამიკური ურთიერთქმედება და შეჯახების პირობები ადგილისა და დისკოს თვისებების მიხედვით იცვლება.[5]
როგორ მოქმედებს დისკო მასში წარმოქმნილ პლანეტებზე?
უფრო დიდი ჩანასახების წარმოქმნის შემდეგ, მათ შეუძლიათ ზრდა მცირე ნაწილაკების დაჭერითა და სხვა სხეულებთან შეჯახებით. კლდოვან პლანეტებს საბოლოო აკრეციის გაგრძელება გიგანტური შეჯახებებით შეუძლიათ, პირველყოფილი გაზის თითქმის გაქრობიდან დიდი ხნის შემდეგაც.[17]
გიგანტ პლანეტებს სხვა შეზღუდვა აქვთ. მათ დიდი წყალბადისა და ჰელიუმის გარსები უნდა შეიძინონ, სანამ დისკოში საკმარისი გაზი ჯერ კიდევ არის. შედარებით მცირე ბირთვებსაც კი შეუძლიათ გარკვეული რაოდენობის გაზის შეკავება; არ არსებობს უნივერსალური მასა, რომლის მიღწევისას გრავიტაციული დაჭერა პირველად იწყება.[18]
დამოკიდებულია თუ არა ზრდის ტემპის აჩქარება, გარსის გაგრილებასა და შეკუმშვაზე, მყარი სხეულების მიერ გამოყოფილ სითბოზე და დისკოს უნარზე, გაზი მიაწოდოს. ყინულით მდიდარმა ცივმა არემ შეიძლება ხელი შეუწყოს მყარი მასალის მიწოდებას, მაგრამ ეს იუპიტერის მსგავსი შედეგის გარანტია არ არის. კიდევ ერთი შემოთავაზებული გზა საკმარისად მასიური დისკოს გრავიტაციული ფრაგმენტაციაა, შესაბამისი გაგრილების პირობების არსებობისას.[18]
განვითარებად პლანეტას შეუძლია გარემოს შეცვლა
პლანეტის გრავიტაცია ტალღებს აღძრავს, თავად პლანეტა კი გაზთან იმპულსის მომენტით ვაჭრობს. ამ ბრუნვის მომენტებს შეუძლიათ მისი ორბიტის შიგნით ან გარეთ გადაადგილება და, შესაბამის პირობებში, ნაპრალის გახსნა. დისკო და პლანეტა ერთად ვითარდებიან და პლანეტა უბრალოდ დაბადების ფიქსირებულ ადგილას არ რჩება.[19]
ნაპრალის გამხსნელი პლანეტები ყოველთვის იმავე სიჩქარით მიჰყვებიან გაზს შიგნით?
არა. ტრადიციული II ტიპის სურათი გიგანტურ პლანეტას უკავშირებდა ბლანტი გაზის ნაკადისთვის ხელის შემშლელი ნაპრალის ევოლუციას. გაზს შეუძლია პლანეტურ ნაპრალებში გავლა, ხოლო პლანეტის მიგრაცია მასზე მოქმედ ბრუნვის მომენტებზეა დამოკიდებული. მისი სიჩქარე აუცილებელი არ არის გაზის რადიალური დრეიფის სიჩქარეს უტოლდებოდეს.[20]
ეს კავშირები ამ თავში მოგვიანებით მიგვიყვანს კლდოვანი პლანეტების დაგროვებასთან, გიგანტური პლანეტების ზრდასთან და ორბიტულ მიგრაციასთან։
რა გამოავლინეს რეალურმა დისკებმა?
HL Tau: კაშკაშა და მუქი რგოლები
2014 წელს ALMA-ს მიერ ჩატარებულმა HL Tau-ზე დაკვირვებებმა, რომლებიც 2015 წელს გამოქვეყნდა, მილიმეტრულ გამოსხივებაში შთამბეჭდავი რგოლები გამოავლინა. მუქი რგოლებიც ასხივებს; ისინი ცარიელი ღარები ან პლანეტების პირდაპირი გამოსახულებები არ არის. მათი კონტრასტი ინფორმაციას გვაწვდის მტვრისა და მისი პირობების შესახებ.[21]
მოგვიანებით ჩატარებულმა DSHARP პროექტმა 20 დისკზე დეტალური დაკვირვებები განახორციელა; შედეგები 2018 წელს გამოქვეყნდა. რგოლები და შუალედები ამ განზრახ შერჩეულ კაშკაშა, დიდი ზომის დისკების ნიმუშში ხშირი იყო. შედეგებმა მდიდარი სტრუქტურა გამოავლინა, თუმცა არ დაუმტკიცებია, რომ ყველა დისკი ერთნაირად გამოიყურება.[22]
PDS 70: პლანეტები, მტვერი ახლოს და წყალი შიდა დისკში
სხვადასხვა ინსტრუმენტმა სხვადასხვა მტკიცებულება აღმოაჩინა
PDS 70 b ამოიცნეს VLT/SPHERE-ის ახლო ინფრაწითელი გამოსახულებებისა და დამატებითი დაკვირვებების გამოყენებით. 2019 წელს VLT/MUSE-მა b-დან და მეორე პროტოპლანეტა c-დან წყალბადის Hα გამოსხივება აღმოაჩინა, რაც მიმდინარე აკრეციის მტკიცებულებას იძლევა.[23], [24]
ALMA-მ სივრცულად გამოყო მტვრის გამოსხივების ცალკეული წყარო
კომპაქტური წყაროს გამოსხივებამ, რომელიც უკვე ცნობილ პლანეტა PDS 70 c-ს უკავშირდება, გააძლიერა ვარაუდი, რომ მას გარს აკრავს პლანეტის გარშემო არსებული დისკი, რომელშიც თანამგზავრები შეიძლება წარმოიქმნას. ამ დაკვირვებით ცალკეული თანამგზავრები არ გამოვლენილა.[25]
2023 წელს JWST/MIRI-ის სპექტრებში ამ სისტემის შიდა დისკში წყლის ორთქლი აღმოაჩინეს. მოდელების მიხედვით, თბილი გამოსხივება იმ არიდან მოდის, სადაც დედამიწის ტიპის პლანეტები შეიძლება წარმოიქმნას. ეს აჩვენებს, რომ ერთ-ერთი ხელმისაწვდომი კომპონენტი არსებობს; ეს არ ადასტურებს, რომ კლდოვანი პლანეტები უკვე არსებობს, მათ ზედაპირზე ოკეანეებია ან სიცოცხლისთვის შესაფერისი პირობებია.[11]
როგორ იფანტება დისკი და რა რჩება მის შემდეგ?
დროთა განმავლობაში აკრეცია და გადინებული ნაკადები გაზის მარაგს ამცირებს. შიგნით მატერიის მიწოდების შესუსტების შემდეგ ფოტოგაორთქლებას შეუძლია დისკის უბნების განსაკუთრებით ეფექტურად გაწმენდა. ამ პროცესების ფარდობითი მნიშვნელობა განსხვავდება, ამიტომ ყველა დისკი ერთნაირი სცენარით არ იწმინდება.[13]
ყველა დისკისთვის ერთიანი დასასრულის დრო არ არსებობს
დისკების პოპულაციები რამდენიმე მილიონი წლის განმავლობაში ევოლუციონირებს, თუმცა ეს პროცესი ვარსკვლავებისა და გარემოს მიხედვით მნიშვნელოვნად განსხვავდება. მკვლევრები სიცოცხლის ხანგრძლივობას ხშირად სხვადასხვა ასაკობრივ ჯგუფში მტვრის ინფრაწითელი გამოსხივების ნიშნების შედარებით აფასებენ. შედეგზე გავლენას ახდენს ასაკის შეფასებები, ვარსკვლავების მასები, ნიმუშის სისრულე და ის, თუ რას მიიჩნევენ აღმოჩენილ დისკად.[27]
ინფრაწითელი გამოსხივების შესუსტებული სიჭარბე პირდაპირ არ აჩვენებს, რამდენი გაზია დარჩენილი დისკის თითოეულ ნაწილში. გიგანტური პლანეტების ფორმირებისთვის მნიშვნელოვანია, საკმარისი გაზი დარჩა თუ არა იმ ადგილას, სადაც მზარდ პლანეტას მისი აკრეცია შეუძლია, და არა ის, გადალახა თუ არა სისტემამ ყველა სისტემისთვის ერთნაირი ასაკობრივი ზღვარი.[27], [18]
ღრუს წარმოშობის ახსნა ერთზე მეტი გზით შეიძლება
ზოგიერთი გარდამავალი დისკის შიდა არეებში მტვერი შემცირებულია, ხოლო მათ გარშემო, გარე არეებში, ჯერ კიდევ ბევრი მასალაა. პლანეტებს შეუძლიათ ასეთი სტრუქტურების წარმოქმნაში მონაწილეობა, თუმცა მათ იერსახეზე შეიძლება გავლენას ახდენდეს მტვრის მარცვლების ევოლუცია და გაზის გაფანტვაც. მხოლოდ ღრუ არ ნიშნავს, რომ მთელი დისკი მალე გაქრება.[3]
მტვერი შეიძლება დარჩეს მისი საწყისი მარაგის ამოწურვის შემდეგაც
მოგვიანებით პლანეტეზიმალების შეჯახებამ შეიძლება მუდმივად წარმოქმნას ახალი წვრილი ნამსხვრევები. ამიტომ ნამსხვრევების დისკი განსხვავდება მასიური პირველყოფილი დისკისგან, რომელიც გაზით არის მდიდარი: მასში დაკვირვებული მტვრის დიდი ნაწილი შეჯახებების შედეგად ახლდება. ზოგიერთ ნამსხვრევების სისტემაში აღმოჩენადი გაზიც არის, ამიტომ განსხვავება მხოლოდ იმაში არ მდგომარეობს, „გაზი არის“ თუ „გაზი არ არის“.[28]
საწყისი დისკის გაქრობის შემდეგ პლანეტები, თანამგზავრები და მცირე სხეულები კვლავ იცვლება. მათი დღევანდელი თვისებები ინახავს გარკვეულ მინიშნებებს ადრეული პერიოდის შესახებ და ასახავს მოგვიანებით მომხდარ შეჯახებებს, ქიმიურ პროცესებსა და ორბიტების ევოლუციას. დაბადების გარემოს გაგება პირველი ნაბიჯია ამ უფრო ხანგრძლივი ისტორიის გასააზრებლად.
დისკი პირობებს განსაზღვრავს. ზრდა შემდეგ თავს წერს.
წნევა, გამოსხივება, ქიმიური პროცესები და მაგნიტური ძალები გავლენას ახდენს იმაზე, თუ სად გროვდება მასალა და რამდენ ხანს რჩება ხელმისაწვდომი. ტელესკოპები ამ პროცესის სხვადასხვა ნაწილს ავლენს, მოდელები კი მათ მზარდ სამყაროებთან დაკავშირებაში გვეხმარება.
სტატიაში პლანეტეზიმალების აკრეცია გაეცანით მყარი ნივთიერების გზას: როგორ გადის წვრილი მასალა რთულ ეტაპებს და პლანეტების საშენ ბლოკებად იქცევა.
წყაროები და დამატებითი ლიტერატურა
სამეცნიერო სტატიები და ავტორთა მიმოხილვები. ილუსტრაციებში ახსნილია დისკის აგებულება და მოძრაობა; ტექსტში ერთმანეთისგან განასხვავებენ დაკვირვებულ სიკაშკაშეს, არაპირდაპირ შეფასებულ მასებსა და ფორმირების შემოთავაზებულ მექანიზმებს.
- Tsukamoto და სხვ. (2023) — მაგნიტური ველების როლი პროტოვარსკვლავების, დისკებისა და გადინებული ნაკადების ფორმირებაშიმაგნიტური ველები, იმპულსის მომენტი და დისკების ფორმირების ყველაზე ადრეული ეტაპი.
- Armitage (2024) — პლანეტების ფორმირების თეორია: მიმოხილვაავტორის შესავალი მიმოხილვა; სტატიის წინასწარი ვერსია გამოქვეყნდა 2024 წელს, შესწორებული 2025 წელს.
- Andrews (2020) — პროტოპლანეტური დისკების სტრუქტურების დაკვირვებებირას გვიჩვენებს დისკების გამოსახულებები და რატომ რჩება მასის შეფასებები გაურკვეველი.
- Williams და Cieza (2011) — პროტოპლანეტური დისკები და მათი ევოლუციადისკების ფენები, გათბობა, ვარსკვლავიდან დაშორებისას ვერტიკალური გაფართოება და მტვრის დალექვა.
- Birnstiel, Fang და Johansen (2016) — მტვრის ევოლუცია და პლანეტეზიმალების ფორმირებამემკვიდრეობით მიღებული მტვერი, შეჯახებებით გამოწვეული ზრდის დაბრკოლებები, ნაწილაკების თავმოყრა და პლანეტეზიმალების ფორმირება.
- Öberg, Murray-Clay და Bergin (2011). თოვლის ხაზების გავლენა პლანეტების ატმოსფეროებში C/O თანაფარდობაზესხვადასხვა მასალის აირად და ყინულის მდგომარეობებს შორის გარდაქმნები ცვლის პლანეტებისთვის ხელმისაწვდომ ქიმიურ კომპონენტებს.
- Öberg, Facchini და Anderson (2023). პროტოპლანეტური დისკების ქიმიადისკების ქიმიის, მემკვიდრეობით მიღებული მოლეკულებისა და ცვალებადი პლანეტური სამშენებლო მასალების მიმოხილვა.
- Stolker და სხვ. (2016). პროტოპლანეტური დისკების რუკების შედგენა გაბნეული სინათლის მიხედვითროგორ აყალიბებს დისკის გეომეტრია და მტვრის თვისებები ვარსკვლავის გაბნეული სინათლის გამოსახულებებს.
- Birnstiel და სხვ. (2018). მაღალი კუთხური გარჩევადობის დისკების სუბსტრუქტურების კვლევის პროექტი (DSHARP): V. პროტოპლანეტური დისკების ALMA-ს რუკების ინტერპრეტაცია მტვრის მოდელის საფუძველზეროგორ მოქმედებს ტემპერატურა, გაუმჭვირვალობა და გაბნევა მტვრის მილიმეტრული გამოსხივების ინტერპრეტაციაზე.
- Miotello და სხვ. (2016). პროტოპლანეტური დისკების აირის მასების განსაზღვრა CO-ის იზოტოპოლოგთა ხაზების დაკვირვებითმოლეკულური გამოსხივებისა და ქიმიური მოდელების გამოყენება დისკების აირის მასების შესაფასებლად.
- Perotti და სხვ. (2023). წყალი PDS 70-ის დისკოს დედამიწის ტიპის პლანეტების ფორმირების ზონაშიJWST-ის დაკვირვებები PDS 70-ის დისკოს შიდა ნაწილში წყლის ორთქლს აღმოაჩენს.
- Bai (2026) — იმპულსის მომენტის გადატანა პროტოპლანეტურ დისკოებშიროგორ ანაწილებს ან აშორებს იმპულსის მომენტს შიდა ძაბვები და მაგნიტური ქარები.
- Pascucci და სხვ. (2023) — დისკოს ქარების როლი პროტოპლანეტური დისკოების ევოლუციასა და გაფანტვაშიმაგნიტური და თერმული ქარები დისკოს ევოლუციისა და გაზის გაფანტვის დროს.
- Pinilla და სხვ. (2012). მტვრის ნაწილაკების შეკავება პროტოპლანეტური დისკოების გარე რეგიონებშინაწილაკების შეკავების მოდელები წნევის მაქსიმუმებთან ევოლუციურ დისკოებში.
- Youdin და Goodman (2005). დინებითი არამდგრადობები პროტოპლანეტურ დისკოებშიგაზისა და ნაწილაკების წინააღმდეგობის ურთიერთქმედებამ შეიძლება გაზარდოს ნაწილაკების კონცენტრაცია მანამ, სანამ თვითგრავიტაცია მნიშვნელოვანი გახდება.
- Johansen და Lambrechts (2017). პლანეტების ფორმირება კენჭების აკრეციის გზითგაზის წინააღმდეგობა მზარდ სხეულებს ეხმარება, დაიჭირონ დრეიფირებადი მყარი ნაწილაკები.
- Raymond და Morbidelli (2022) — პლანეტების ფორმირება: ძირითადი მექანიზმები და გლობალური მოდელებიაკრეცია, გიგანტური შეჯახებები, მატერიის გადატანა და პლანეტური სისტემების წარმოქმნა; პუბლიკაციის წინასწარი ვერსია 2020 წელს გამოქვეყნდა.
- Ikoma და Kobayashi (2025) — გიგანტი პლანეტების ფორმირებაბირთვის ზრდა, გარსის გაცივება, გაზის მიწოდება და გიგანტი პლანეტების ფორმირების კონკურენტული მოდელები.
- Nelson (2018) — პლანეტების მიგრაცია პროტოპლანეტურ დისკოებშიპლანეტებისა და დისკოების გრავიტაციული ურთიერთქმედება და მათ მიერ გამოწვეული ორბიტული მიგრაცია.
- Duffell და სხვ. (2014). პლანეტების მიგრაცია, რომლებიც ღრიჭოს ხსნიან, მკაცრად არ არის დაკავშირებული სიბლანტით განპირობებულ დისკოს ევოლუციასთანმოდელირება იკვლევს მიგრაციას, როდესაც გაზს შეუძლია პლანეტის მიერ გახსნილ ღრიჭოში გავლა.
- ALMA Partnership და სხვ. (2015). ALMA-ს HL Tau-ის რეგიონის მაღალი კუთხური გარჩევადობის დაკვირვებების პირველი შედეგებიALMA-ს მაღალი გარჩევადობის დაკვირვებები HL Tau-ის გარშემო კაშკაშა რგოლებსა და ნაწილობრივ გამოფიტულ ნაპრალებს ავლენს.
- Andrews და სხვ. (2018). მაღალი კუთხური გარჩევადობის დისკების სუბსტრუქტურების კვლევის პროექტი (DSHARP): I. მოტივაცია, შერჩევა, კალიბრაცია და მიმოხილვაოცი კაშკაშა, დიდი დისკის მიმოხილვითი კვლევა ფართოდ გავრცელებულ სუბსტრუქტურებს ავლენს.
- Keppler და სხვ. (2018). პლანეტის მასის მქონე თანამგზავრის აღმოჩენა გარდამავალი დისკის ნაპრალში, PDS 70-ის გარშემოახლო ინფრაწითელი გამოსახულებები PDS 70-ის გარშემო დისკის ნაპრალში პლანეტის თანამგზავრს ავლენს.
- Haffert და სხვ. (2019). ორი მატერიის აკრეტირებადი პროტოპლანეტა ახალგაზრდა ვარსკვლავ PDS 70-ის გარშემოწყალბადის გამოსხივება ავლენს PDS 70-ის სისტემის ორ პროტოპლანეტაზე მატერიის აკრეციის მიმდინარე პროცესს.
- Benisty და სხვ. (2021). პლანეტისგარშემო დისკი PDS70c-ის ირგვლივმტვრის კომპაქტური გამოსხივება ამყარებს დასკვნას, რომ PDS 70 c-ს პლანეტისგარშემო დისკი აქვს.
- Pinte და სხვ. (2018). კინემატიკური მტკიცებულება იმისა, რომ პროტოპლანეტა HD 163296-ის ვარსკვლავთგარშემო დისკში იმალებაგაზის ადგილობრივი მოძრაობები დისკში ჩაფლული პლანეტის არსებობის მტკიცებულებას იძლევა.
- Polnitzky და სხვ. (2026) — ვარსკვლავთგარშემო დისკების სიცოცხლის ხანგრძლივობის ზუსტი განსაზღვრა: დისკების ევოლუცია ვარსკვლავთწარმოქმნის ერთ რეგიონშიროგორ მოქმედებს ვარსკვლავთა პოპულაციები და დაკვირვების მეთოდები დისკების განსაზღვრულ სიცოცხლის ხანგრძლივობაზე.
- Hughes, Duchêne და Matthews (2018). ნარჩენების დისკები: სტრუქტურა, შემადგენლობა და ცვალებადობამტვრის მარაგის შევსება, გაზი და ძველი ვარსკვლავთგარშემო ნარჩენების ევოლუცია.
ამ განყოფილების ყველა სტატია
- პროტოპლანეტური დისკები: პლანეტების დაბადების ადგილები — თქვენ აქ ხართ
- პლანეტეზიმალების აკრეცია
- დედამიწის ტიპის სამყაროების ფორმირება
- გაზისა და ყინულის გიგანტები
- ორბიტული დინამიკა და მიგრაცია
- თანამგზავრები და რგოლები
- ასტეროიდები, კომეტები და ჯუჯა პლანეტები
- ეგზოპლანეტების მრავალფეროვნება
- სიცოცხლისთვის ხელსაყრელი ზონის კონცეფცია
- მომავლის პლანეტური მეცნიერების კვლევები