Protoplanetiniai disky: miesta zrodu planét

Pohybujúci sa plyn v hustej oblasti molekulárneho oblaku má určitý celkový moment hybnosti. Keď hmota padá dovnútra, rotácia nadobúda čoraz väčší význam. Plyn, ktorý nemôže dopadnúť priamo na vznikajúcu hviezdu, sa môže usadiť na obežnej dráhe okolo nej.[1]

Zrážky a ochladzovanie rozptyľujú energiu a pomáhajú vytvárať sploštenú štruktúru. Magnetické polia tento proces komplikujú: môžu prenášať moment hybnosti a pomáhať spúšťať výtoky. Sila väzby slabo ionizovaného plynu na pole ovplyvňuje vznik a veľkosť disku.[1]

Prvý disk sa môže skrývať vo vnútri obalu

Rané disky sú často obklopené väčším obalom, ktorý im naďalej dodáva materiál. Keď sa obal rozptýli, disk sa ľahšie skúma. Ide o prekrývajúce sa vývojové štádiá systému, nie o sled, v ktorom hotová hviezda neskôr získa pasívny prstenec zvyškov.[1]

Mnohé pozorované disky sa rozprestierajú na desiatky alebo stovky astronomických jednotiek, čiže AU. Jedna AU sa približne rovná vzdialenosti medzi Zemou a Slnkom – asi 150 miliónov kilometrov. Disky sa veľmi líšia a rôzne značky môžu označovať rôzne zdanlivé vonkajšie okraje.[3]

Disk má určitú hrúbku. Tlak plynu pôsobí proti gravitácii hviezdy smerom k stredovej rovine a mnohé ožarované disky sa smerom von stávajú relatívne hrubšími – takýto tvar sa nazýva rozširovanie smerom von. Osvetlené povrchy zachytávajú svetlo hviezdy, zatiaľ čo zatienené vrstvy pod nimi môžu byť chladnejšie.[4]

Spočiatku tvorí väčšinu hmotnosti plyn; z pevnej hmoty vznikajú zárodky planét

Plyn tvoria prevažne molekulárny vodík a hélium. Prach tvorí oveľa menšiu časť hmotnosti, no výrazne ovplyvňuje, ako disk pohlcuje a vyžaruje žiarenie. Pomer hmotností plynu a prachu 100:1 je užitočná referenčná hodnota pre medzihviezdny materiál, ktorá sa často používa pri odhadoch. Nejde o univerzálny nameraný pomer platný pre každý disk alebo každé jeho miesto.[3]

Drobné zrnká zostávajú úzko spojené s plynom. Väčšie častice sa môžu účinnejšie usadzovať a driftovať vzhľadom na plyn. Rast a prenos materiálu preto menia miesta, kde sa sústreďuje pevná hmota.[5]

Snehové čiary označujú chemické zmeny

Takzvaná snehová čiara označuje podmienky, za ktorých sa určitá látka mení z pary na ľad na zrnkách alebo naopak. Voda, oxid uhličitý a oxid uhoľnatý zamŕzajú za odlišných podmienok, preto neexistuje jediná hranica oddeľujúca všetok kamenný materiál od všetkého ľadového materiálu. Tieto premeny závisia od teploty a tlaku a ich hranice sa posúvajú, ako sa disk vyvíja.[6], [7]

Prach a molekuly môžu byť zdedené z oblaku, v ktorom sa formuje hviezda, a neskôr sa v disku meniť. Zahrievanie, žiarenie, zamŕzanie a chemické reakcie menia materiál dostupný pre rastúce planéty. Zloženie materiálu v určitej vzdialenosti od hviezdy ovplyvňuje aj prenos materiálu prebiehajúci inde v disku.[7]

Disk môže prezradiť svoju prítomnosť, aj keď ho teleskop nedokáže jasne rozlíšiť od hviezdy. Teplý prach vyžaruje infračervené žiarenie , ktoré dopĺňa svetlo očakávané iba z povrchu hviezdy. Keď výskumníci disk priestorovo rozlíšia, môžu skúmať jeho tvar a zmeny.[4]

Tmavá oblasť môže znamenať menšie množstvo vyžarujúcej hmoty, zmenu teploty, odlišné zrnká alebo tieň. Kombináciou meraní získame viac informácií, než keď jeden obraz považujeme za úplnú mapu hustoty.[9], [8]

Neviditeľná hmota – veľký zdroj neistoty

Priamo určiť množstvo studeného molekulového vodíka je ťažké. CO sa pozoruje ľahšie, môže však primŕzať k zrnkám, rozkladať sa vplyvom žiarenia alebo sa stať súčasťou iných molekúl. Optická hrúbka spektrálnych čiar môže zakrývať ďalší materiál. Pri odhadovaní hmotnosti plynu musia modely zohľadňovať tieto vplyvy.[10], [7]

Zdá sa, že žiarenie plynu často pochádza z väčšej oblasti ako milimetrové žiarenie prachu. Vývoj zrniek môže viesť k skutočnému rozdielu vo veľkosti týchto oblastí, no na namerané veľkosti vplýva aj rozdielna optická hrúbka týchto indikátorov. Viditeľný okraj nemusí byť presnou hranicou materiálu.[3]

Okolo hviezdy obiehajúci plyn musí stratiť moment hybnosti, aby sa mohol pohybovať dovnútra a akréciou dostať do hviezdy. Vnútorné napätia môžu prenášať moment hybnosti cez disk smerom von, zatiaľ čo magnetický diskový vietor ho môže odstraňovať a unášať pozdĺž siločiar.[12]

V modeloch diskov „viskozita“ často opisuje celkový účinok týchto napätí. Neznamená to, že pozorovanú akréciu vysvetľuje iba bežné molekulové trenie.[12]

Magnetorotačná nestabilita môže vyvolať turbulenciu tam, kde plyn a magnetické polia dostatočne silno interagujú. Vo veľkých oblastiach disku je však plyn slabo ionizovaný. Magnetické vetry sú jedným z hlavných vysvetlení akrécie v slabo turbulentných diskoch; relatívny význam týchto procesov závisí od miesta, veku a prostredia.[12]

Zahrievanie môže odnášať plyn iným druhom vetra

Pri fotoevaporácii žiarenie ohrieva plyn, ktorému je vystavený, až kým časť z neho nedokáže uniknúť gravitačnej príťažlivosti hviezdy. Žiarenie môže vyžarovať centrálna hviezda alebo blízke hmotné hviezdy. Tento tepelný vietor sa líši od vetra urýchľovaného magnetickými silami.[13]

Oba druhy vetra odnášajú materiál. Magnetické vetry môžu vytvárať aj dodatočný moment sily, ktorý podporuje akréciu. Vietor z disku vychádza z disku; nemal by sa automaticky stotožňovať s vetrom samotnej hviezdy. S ubúdaním zásob plynu môžu tieto mechanizmy pôsobiť súčasne.[13]

Mikroskopické zrnká sa po miernych zrážkach môžu zlepiť a vytvoriť pórovité agregáty. Pri iných rýchlostiach alebo veľkostiach častíc sa zrážajúce častice môžu od seba odraziť, strácať materiál v dôsledku erózie alebo sa rozbiť. Výsledok závisí od zloženia, štruktúry a podmienok zrážky.[5]

Problémom je aj transport. Tam, kde tlak plynu smerom von klesá, sila tlaku smerujúca von umožňuje plynu obiehať o čosi pomalšie, než by obiehalo teleso, na ktoré tlak nepôsobí. Pevné častice, ktoré interagujú s týmto pomalšie sa pohybujúcim plynom, zažívajú protivetor a môžu strácať moment hybnosti, keď driftujú dovnútra.[5]

Tlakové maximum môže zhromažďovať driftujúce častice

V blízkosti lokálneho tlakového maxima smeruje tlakový drift z oboch strán k maximu. Takéto oblasti môžu zhromažďovať pevné častice a spomaliť ich úbytok smerom k hviezde. Účinnosť týchto oblastí závisí od interakcie častíc s plynom, premiešavania, prúdenia plynu a od toho, ako dlho štruktúra pretrváva.[14]

Zhusťovanie a gravitačný kolaps sú odlišné kroky

Prúdová nestabilita vzniká vzájomným pôsobením pevných častíc a plynu prostredníctvom odporu: častice ovplyvňujú plyn, namiesto toho, aby iba nasledovali pevne dané prúdenie v pozadí. Nestabilita môže zhusťovať zhluky aj bez toho, aby ju spustila vlastná gravitácia. Za vhodných podmienok sa dostatočne husté zhluky môžu neskôr gravitačne zrútiť na planetesimály.[15], [2]

Známa „bariéra metrových telies“ je stručné označenie problémov s rastom a driftom, nie univerzálna prekážka pri presne jednom metri. Aerodynamické väzby a podmienky zrážok sa menia podľa miesta a vlastností disku.[5]

Keď vzniknú väčšie zárodky, môžu rásť zachytávaním menších častíc a zrážkami s inými telesami. Kamenné planéty môžu pokračovať v záverečnom raste prostredníctvom obrovských zrážok ešte dlho po tom, čo prvotný plyn takmer úplne zmizol.[17]

Na obrovské planéty sa vzťahuje iné obmedzenie. Veľké vodíkové a héliové obaly musia získať, kým je v disku ešte dosť plynu. Aj pomerne malé jadrá môžu zachytiť určité množstvo plynu; neexistuje univerzálna hmotnosť, pri ktorej by sa gravitačné zachytávanie prvýkrát spustilo.[18]

To, či sa rast zrýchli, závisí od ochladzovania a zmršťovania obalu, tepla dodávaného pevnými telesami a schopnosti disku zásobovať planétu plynom. Chladná oblasť bohatá na ľad môže pomôcť zabezpečiť prísun pevného materiálu, no nezaručuje výsledok podobný Jupiteru. Ďalšou navrhovanou cestou je gravitačná fragmentácia dostatočne hmotného disku pri vhodných podmienkach ochladzovania.[18]

Vyvíjajúca sa planéta môže meniť svoje okolie

Gravitácia planéty vyvoláva vlny a planéta si s plynom vymieňa moment hybnosti. Tieto momenty síl môžu posúvať jej obežnú dráhu dovnútra alebo von a za vhodných podmienok otvoriť medzeru. Disk a planéta sa vyvíjajú spolu; planéta jednoducho nezostáva na pevnom mieste svojho vzniku.[19]

Tieto súvislosti vedú k zhromažďovaniu kamenných planét, rastu obrovských planét a orbitálnej migrácii v neskoršej časti tejto kapitoly.

HL Tau: svetlé a tmavé prstence

Pozorovania HL Tau pomocou ALMA z roku 2014, zverejnené v roku 2015, odhalili pôsobivé prstence milimetrového žiarenia. Tmavé prstence stále vyžarujú; nejde o prázdne priehlbiny ani o priame snímky planét. Ich kontrasty poskytujú poznatky o prachu a jeho podmienkach.[21]

Neskorší projekt DSHARP podrobne pozoroval 20 diskov; výsledky boli zverejnené v roku 2018. Prstence a medzery boli v tejto zámerne vybranej vzorke jasných a veľkých diskov bežné. Výsledok ukázal bohatú štruktúru, no nedokázal, že všetky disky vyzerajú rovnako.[22]

PDS 70: planéty, blízky prach a voda vo vnútornom disku

V spektrách JWST/MIRI z roku 2023 sa vyskytli vodné pary vo vnútornom disku tejto sústavy. Podľa modelov pochádza teplé žiarenie z oblasti, kde by sa mohli formovať planéty zemského typu. Ukazuje to prítomnosť jednej z dostupných zložiek; nepotvrdzuje to existenciu kamenných planét, oceánov na ich povrchu ani podmienok vhodných pre život.[11]

Postupom času akrécia a odtekajúce prúdy znižujú zásoby plynu. Keď sa prísun materiálu dovnútra oslabí, fotoevaporácia dokáže oblasti disku vyčistiť obzvlášť účinne. Relatívna dôležitosť týchto procesov sa líši, a preto sa nie všetky disky vyčistia podľa rovnakého scenára.[13]

Neexistuje jediný čas zániku spoločný pre všetky disky

Populácie diskov sa vyvíjajú počas niekoľkých miliónov rokov, no tento vývoj sa výrazne líši v závislosti od hviezd a prostredia. Výskumníci často odhadujú životnosť porovnávaním znakov infračerveného žiarenia prachu v skupinách rôzneho veku. Výsledok ovplyvňujú odhady veku, hmotnosti hviezd, úplnosť vzorky a to, čo sa považuje za detegovaný disk.[27]

Slabnúci prebytok infračerveného žiarenia priamo neukazuje, koľko plynu ešte zostáva v jednotlivých častiach disku. Pri vzniku obrovských planét je dôležité, či je ešte dosť plynu tam, kde ho rastúca planéta môže hromadiť, a nie to, či systém už prekročil jednu spoločnú vekovú hranicu platnú pre všetky systémy.[27], [18]

Pôvod dutiny možno vysvetliť viacerými spôsobmi

Vo vnútorných oblastiach niektorých prechodných diskov je menej prachu, zatiaľ čo v okolitých vonkajších oblastiach je materiálu stále veľa. Planéty môžu pomáhať vytvárať takéto štruktúry, ale ich vzhľad môžu ovplyvňovať aj vývoj prachových zŕn a rozptyľovanie plynu. Samotná dutina nedokazuje, že celý disk čoskoro zanikne.[3]

Prach môže pretrvávať aj po vyčerpaní jeho pôvodných zásob

Zrážky planetesimál môžu neskôr neustále vytvárať nový jemný materiál. Preto sa disk trosiek líši od hmotného prvotného disku bohatého na plyn: veľká časť prachu, ktorý v ňom pozorujeme, sa obnovuje pri zrážkach. Niektoré systémy s troskami obsahujú aj detegovateľný plyn, takže rozdiel nespočíva len v tom, či „plyn je“ alebo „plyn nie je“.[28]

Po zániku pôvodného disku sa planéty, mesiace a malé telesá ďalej menia. Ich súčasné vlastnosti uchovávajú niektoré indície o ranom období a odrážajú neskoršie zrážky, chemické procesy a vývoj obežných dráh. Pochopenie prostredia, v ktorom vznikli, je prvým krokom k odhaleniu tohto dlhšieho príbehu.