Protoplanetära skivor: platser där planeter föds

I en tät del av ett molekylmoln har den rörliga gasen ett visst sammanlagt rörelsemängdsmoment. När materia faller inåt blir rotationen allt viktigare. Gas som inte kan falla direkt på den bildande stjärnan kan lägga sig i en bana runt den.[1]

Kollisioner och avkylning sprider ut energi och bidrar till att skapa en tillplattad struktur. Magnetfält gör processen mer komplicerad: de kan överföra rörelsemängdsmoment och bidra till att driva utflöden. Styrkan i kopplingen mellan svagt joniserad gas och fältet påverkar skivans bildande och storlek.[1]

Den första skivan kan gömma sig inuti höljet

Tidiga skivor är ofta inbäddade i ett större hölje som fortsätter att tillföra material. När höljet skingras blir skivan lättare att studera. Det rör sig om överlappande utvecklingsstadier i systemet, inte en följd där en färdig stjärna senare får en passiv ring av rester.[1]

Många observerade skivor sträcker sig över tiotals eller hundratals astronomiska enheter, eller AU. En AU motsvarar ungefär avståndet mellan jorden och solen – cirka 150 miljoner kilometer. Skivor varierar mycket, och olika markörer kan visa olika synliga ytterkanter.[3]

Skivan har en viss tjocklek. Gastrycket motverkar stjärnans gravitation mot mittplanet, och många bestrålade skivor blir relativt tjockare längre ut – en form som kallas utåtriktad avsmalning. Stjärnljuset når de exponerade ytorna, medan de skärmade lagren under dem kan vara svalare.[4]

Till en början består den största delen av massan av gas; det fasta materialet blir till planetfrön

Gas består huvudsakligen av molekylärt väte och helium. Damm utgör en mycket mindre del av massan, men påverkar kraftigt hur skivan absorberar och avger strålning. Ett massförhållande på 100:1 mellan gas och damm är ett användbart riktvärde för interstellärt material, som ofta används vid beräkningar. Det är inte ett universellt uppmätt förhållande som passar för varje skiva eller varje del av den.[3]

Små korn förblir tätt bundna till gasen. Större partiklar kan sedimentera effektivare och driva i förhållande till gasen. Därför förändrar tillväxt och materialtransport var det fasta materialet samlas.[5]

Snölinjer markerar kemiska förändringar

Den så kallade snölinjen markerar förhållanden där ett visst ämne övergår från gas till is på korn eller tvärtom. Vatten, koldioxid och kolmonoxid fryser under olika förhållanden, så det finns ingen enda gräns som skiljer allt stenigt material från allt isigt material. Dessa övergångar beror på temperatur och tryck, och deras gränser förflyttas medan skivan utvecklas.[6], [7]

Damm och molekyler kan ha ärvts från molnet där stjärnan bildas och senare förändras i skivan. Uppvärmning, strålning, frysning och kemiska reaktioner förändrar det material som finns tillgängligt för växande planeter. Även materialtransport på andra håll i skivan påverkar materialets sammansättning på ett visst avstånd från stjärnan.[7]

En skiva kan avslöja sin närvaro även när den inte tydligt kan särskiljas från stjärnan med ett teleskop. Varmt damm avger infraröd strålning , som tillför ljus utöver det som väntas enbart från stjärnans yta. När forskare kan urskilja skivan rumsligt kan de studera dess form och förändringar.[4]

Ett mörkt område kan tyda på mindre mängd strålande material, en temperaturförändring, annorlunda korn eller en skugga. Genom att kombinera mätningar får man mer information än genom att betrakta en enda bild som en fullständig täthetskarta.[9], [8]

Osynlig massa - en stor källa till osäkerhet

Det är svårt att direkt fastställa mängden kallt molekylärt väte. CO är lättare att observera, men kan frysa fast på kornen, brytas ned av strålning eller bli en del av andra molekyler. Spektrallinjernas optiska djup kan dölja ytterligare material. Modeller som uppskattar gasmassan måste ta hänsyn till dessa effekter.[10], [7]

Gasstrålning tycks ofta komma från ett större område än millimeterstrålningen från damm. Kornens utveckling kan leda till en verklig skillnad i områdenas storlek, men de uppmätta storlekarna påverkas också av indikatorernas olika optiska djup. Den synliga kanten är inte nödvändigtvis en skarp gräns för materialet.[3]

Gas som rör sig i en bana måste förlora rörelsemängdsmoment för att kunna röra sig inåt och ackreteras på stjärnan. Inre spänningar kan överföra rörelsemängdsmoment utåt genom skivan, medan en magnetisk skivvind kan föra bort det längs fältlinjerna.[12]

I skivmodeller beskriver ”viskositet” ofta den samlade effekten av dessa spänningar. Det innebär inte att den observerade ackretionen enbart förklaras av vanlig molekylär friktion.[12]

Magnetorotationsinstabiliteten kan skapa turbulens där gas och magnetfält växelverkar tillräckligt starkt. I stora delar av skivan är gasen dock svagt joniserad. Magnetiska vindar är en av huvudförklaringarna till ackretion i svagt turbulenta skivor; den relativa betydelsen av dessa processer beror på plats, ålder och omgivning.[12]

Uppvärmning kan driva bort gas genom en annan typ av vind

Vid fotoavdunstning värmer strålning upp gasen som den träffar tills en del av den kan undkomma stjärnans gravitationskraft. Strålningen kan komma från centralstjärnan eller från massiva närliggande stjärnor. Denna termiska vind skiljer sig från en vind som accelereras av magnetiska krafter.[13]

Båda typerna av vindar för bort material. Magnetiska vindar kan också skapa ett extra vridmoment som driver på ackretionen. En skivvind kommer från skivan; den ska inte automatiskt förväxlas med stjärnans egen vind. När gasreserverna minskar kan dessa mekanismer verka tillsammans.[13]

Mikroskopiska korn kan klibba ihop efter lindriga kollisioner och bilda porösa aggregat. Vid andra hastigheter eller partikelstorlekar kan partiklar som kolliderar studsa mot varandra, förlora material genom erosion eller splittras. Resultatet beror på sammansättning, struktur och kollisionsförhållanden.[5]

Det finns också ett transportproblem. Där gastrycket avtar utåt gör den utåtriktade tryckkraften att gasen kretsar något långsammare än en kropp som inte påverkas av trycket skulle göra. Fasta partiklar som växelverkar med denna långsammare gas utsätts för en motvind och kan förlora rörelsemängdsmoment när de driver inåt.[5]

Ett tryckmaximum kan koncentrera partiklar som driver

Nära ett lokalt tryckmaximum riktas driften som orsakas av trycket från båda sidor mot maximumet. Sådana områden kan koncentrera fasta partiklar och bromsa deras förlust in mot stjärnan. Hur effektiva dessa områden är beror på partiklarnas växelverkan med gasen, omblandning, gasflöden och hur länge strukturen består.[14]

Koncentration och gravitationell kollaps är olika steg

Den strömningsdrivna instabiliteten uppstår genom den ömsesidiga växelverkan mellan fasta partiklar och gasmotstånd: partiklarna påverkar gasen i stället för att bara följa ett fast bakgrundsflöde. Instabiliteten kan förstärka koncentrationer även utan att självgravitation sätter igång den. Under rätt förhållanden kan tillräckligt täta koncentrationer senare kollapsa gravitationellt till planetesimaler.[15], [2]

Den välkända ”barriären vid meterstorlek” är en kortfattad benämning på tillväxt- och driftsvårigheter, inte ett universellt hinder vid exakt en meter. Den aerodynamiska kopplingen och kollisionsförhållandena varierar med platsen och skivans egenskaper.[5]

När större frön har bildats kan de växa genom att fånga in mindre partiklar och kollidera med andra kroppar. Stenplaneter kan fortsätta sin slutfas av ansamling genom jättelika nedslag långt efter att den ursprungliga gasen nästan helt har försvunnit.[17]

Jätteplaneter har en annan begränsning. De måste få stora höljen av väte och helium medan det fortfarande finns tillräckligt med gas kvar i skivan. Även jämförelsevis små kärnor kan binda en del gas; det finns ingen universell massa där gravitationsinfångningen först börjar.[18]

Om tillväxten blir snabb beror på hur höljet kyls av och drar ihop sig, på värmen från fasta kroppar och på skivans förmåga att tillföra gas. En sval, isrik region kan bidra till att tillföra fast material, men garanterar inte ett Jupiterliknande slutresultat. En annan föreslagen väg är gravitationell fragmentering av en tillräckligt massiv skiva under lämpliga avkylningsförhållanden.[18]

En planet under utveckling kan förändra sin omgivning

Planetens gravitation väcker vågor, och planeten utbyter rörelsemängdsmoment med gasen. Dessa vridmoment kan flytta dess bana inåt eller utåt och under rätt förhållanden öppna en lucka. Skivan och planeten utvecklas tillsammans, i stället för att planeten helt enkelt blir kvar på sin fasta födelseplats.[19]

Dessa samband leder vidare till bildandet av stenplaneter, jätteplaneternas tillväxt och orbital migration senare i kapitlet.

HL Tau: ljusa och mörka ringar

ALMA:s observationer av HL Tau från 2014, publicerade 2015, blottlade spektakulära ringar i millimeterstrålningen. Mörka ringar strålar fortfarande; de är inte tomma diken eller direkta bilder av planeter. Deras kontraster ger information om dammet och dess förhållanden.[21]

Det senare projektet DSHARP observerade 20 skivor i detalj; resultaten publicerades 2018. Ringar och gap var vanliga i detta urval avsiktligt utvalda ljusa, stora skivor. Resultatet visade en rik struktur, men bevisade inte att alla skivor ser likadana ut.[22]

PDS 70: planeter, närliggande damm och vatten i den inre skivan

I JWST/MIRI-spektra från 2023 upptäcktes vattenånga i systemets inre skiva. Enligt modellerna kommer den varma strålningen från ett område där jordlika planeter skulle kunna bildas. Detta visar att en av de tillgängliga beståndsdelarna finns där; det bekräftar inte att stenplaneter, hav på deras ytor eller livsbetingelser redan existerar.[11]

Med tiden minskar ackretion och utströmmande flöden gasreserverna. När tillförseln av material inåt försvagas kan fotoavdunstning särskilt effektivt rensa ut områden i skivan. Den relativa betydelsen av dessa processer varierar, så alla skivor rensas inte ut enligt samma scenario.[13]

Det finns ingen gemensam sluttid som gäller för alla skivor

Skivpopulationer utvecklas under flera miljoner år, men utvecklingen varierar kraftigt beroende på stjärnorna och miljön. Forskare uppskattar ofta livslängden genom att jämföra infraröda stoftsignaler i grupper av olika ålder. Resultatet påverkas av åldersuppskattningar, stjärnmassor, urvalets fullständighet och vad som räknas som en detekterad skiva.[27]

Ett avtagande överskott av infraröd strålning visar inte direkt hur mycket gas som finns kvar på varje plats i skivan. För bildningen av jätteplaneter spelar det roll om det fortfarande finns tillräckligt med gas där en växande planet kan samla den, inte om systemet redan har passerat en gemensam åldersgräns som gäller alla system.[27], [18]

Hålighetens ursprung kan förklaras på flera sätt

I de inre områdena av vissa övergångsskivor finns det mindre stoft, medan de omgivande yttre områdena fortfarande innehåller mycket materia. Planeter kan bidra till att skapa sådana strukturer, men även stoftkornens utveckling och gasens spridning kan påverka deras utseende. En hålighet i sig visar inte att hela skivan snart kommer att försvinna.[3]

Det kan finnas kvar stoft även när de ursprungliga förråden har tömts

Senare kan kollisioner mellan planetesimaler fortlöpande skapa nytt fint stoft. Därför skiljer sig en stoftskiva från en massiv ursprunglig skiva rik på gas: en stor del av det stoft som observeras i den förnyas genom kollisioner. Vissa stoftsystem innehåller också detekterbara mängder gas, så skillnaden handlar inte bara om ”gas finns” eller ”gas finns inte”.[28]

När den ursprungliga skivan har försvunnit fortsätter planeter, månar och småkroppar att förändras. Deras nuvarande egenskaper bevarar vissa ledtrådar om den tidiga perioden och återspeglar senare nedslag, kemiska processer och omloppsbaneutveckling. Att förstå födelsemiljön är det första steget för att läsa denna längre historia.