Протопланетарни диск
Протопланетарни диск је диск гаса и прашине који окружује већину младих звезда. У протопланетарном диску одигравају се процеси који могу довести и доводе до формирања планета по чему је диск и добио име. Иако је постојање протопланетарног диска теоријски предложено небуларном хипотезом још од стране Имануела Канта у 18. веку, протопланетарни диск је први пут посматрао Роберт о Дел тек 1994. помоћу телескопа Хабл.[1]
Формирање диска
уредиПротопланетарни диска настаје заједно са звездом сажимањем из облака гаса и прашине у чијем саставу доминира молекулски водоник. Део облака приликом флуктуације најчешће изазване неким спољашњим утицајем као што је, на пример, експлозија супернове, достиже критичну густину након које почиње сажимање облака под дејством сопствене гравитације. У центру облака у подручју највеће густине настаје протозвезда, претеча будуће звезде која се загрева Келвин-Хелмхолцовим механизмом као последицом сажимања. Сажимањем облак гаса и прашине смањује свој полупречник за неколико редова величине.[2]
Облак гаса пре почетка сажимања најчешће има ненулти момент импулса. Облак са околином интереагује путем зрачења, које не утиче значајно на промену момента импулса, тј. облак је механички изолован систем и момент импулска облака се одржава. Како је момент импулса појединачне честице или молекула сразмеран удаљености од осе ротације и угаоној брзини честице, приликом колапса у коме се све честице приближе центру облака за неколико редова величина, њихова угаона брзина ротације се повећава неколико редова величина, тј. облак почиње да ротира чак и са малим ненултим моментом импулса на почетку сажимања.[2]
Како облак почиње да ротира, тако се у њему ствара преферентна раван за кретање честица - раван која пролази кроз центар облака и нормална је на правац вектора укупног момента импулса облака. У самом почетку у равнима паралелној овој се кретао нешто вечи број честица у средњем по дефиницији укупног момента импулса. При сажимању све паралелне равни скупљају се у једну која пролази кроз центар облака. Честице које су се кретале у непаралелним равнима морају током свог кретања проћи кроз преферентну раван у којој је сад нешто већа средња густина честица. Приликом овог проласка бивају привучене честицама из равни гравитационо и исправљају своју орбиту све ближе ка преферентој равни. Честице почињу да се гомилаију у овој равни и њихова ротација је ограничена на њу.[2] Како сажимање напредује то је груписање честица у раван све веће и угаона брзина ротација овако добијеног диска се повећава. Формиран је протопланетарни диск који окружује протозвезду и касније младу звезду када у звезди започну фузионе реакције. Око 1 проценат материје у диску чине честице прашине, а остатак је гас, претежно водоник и хелијум у односу сличном као у звезди у центру диска.[2]
Процес груписања честица у раван нормалну на укупни момент импулса изражен је у централним деловима облака веће густине и угаоне брзине. Спољашњи делови облака чија је густина мања, па тиме и интеракција, се не групишу брзо у преферентну раван и често имају облик елипсода истањеног услед делимичног груписања.[2] Пример овог дела звезданих система јесте Ортов облак у Сунчевом систему.
Формирање протопланетарног диска и протозвезде из облака молекулског водоника јесте процес са временском скалом која се мери стотинама хиљада година.[1]
Формирање планета
уредиПретпоставља се да протопланетарни диск садржи око један проценат почетне материје облака, док се остатак материје сажме у звезду. Пре него што у протозвезди започне термонуклеарна фузија, у протопланетарном диску у коме је густина честица сажимањем постала значајна отпочиње процес акреције, тј. груписања честица и молекула и веће агрегате. Агрегација честица у почетку се одвија под дејством електростатичких међумолекулских сила приликом случајног судара честица и молекула. Први део процеса акреције у коме акрецијом диригују судари јесте најспорији. Када се сударима постигне довољна концентрација и величина објеката у појединим деловима диска, гравитација између агрегата постаје доминанта акрециона сила. Други део акреционог процеса, у коме је гравитација најважнија сила, знатно је бржи. Акрецијом настају објекти величине комета или малих планета који својом гравитацијом доводе до сегментације протопланетарног диска и даљег груписања.[3]
Судбина протопланетарног диска зависи од типа звезде која се створи у његовом средишту и од тренутка започињања термонуклеарних ракциј у звезди. Пре него што у звезди започну термонуклеарне реакције, акреција у диску се неометано обавља. Када нуклеарне рекације почну, тј. звезда се роди, звезда почиње да емитује зрачење и звездани ветар који својим притиском могу да "одувају" молекуле гаса из акреционог диска и тако значајно смање његову масу и зауставе процес акреције услед недостатка материјала за агрегацију. Што је звезда већа и луминознија, притисак њеног ветра и зрачења је већи, а тиме и потенцијал за заустављање акреције. Могуће је да звезда на овај начин заустави акрецију у деловима диска ближим звезди, а да се акреција настави у спољашњим деловима диска.[1]
Када објекти који настану у акреционом диску достигну пречник од најмање неколико километара, зову се протопланете. Протопланете даљом агрегацијом могу створити планете уколико не дође до заустављања акреционог процеса при почетку нуклеарних реакција у звезди.
Од удаљености планете од звезде приликом њеног настанка и услова на звезди у тренутку настанка зависи да ли ће се створити планета Јупитеровог типа (гасовити џин) или Земљиног типа. Планете које су настале превише близу матичној звезди често немају довољно гаса за стварање дебеле атмосфере после почетка термонуклеарних реакција на звезди.[1] Акреција у даљим деловима диска због мање густине материјала често не доводи до формирања планета, већ мањих објеката.
Откриће протопланетарних дискова
уредиНастанак Сунчевог система из протопланетарног диска први је предложио немачки филозоф Имануел Кант у 18. веку у оквиру своје небуларне хипотезе која је уз измене и данас основна хипотеза за објашњење настанка планетарних система.[1]
Директно посматрање протопланетарних дискова дуго није забележено нити је било могуће због природе њиховог зрачења и дужине живота диска. Протопланетарни дискови су објекти који постоје око звезда које још нису настале или око јако младих звезда и дужина њиховог живота је реда величине неколико милиона година, што их чини много ређом појавом од звезда, тј. просечна звезда нема око себе протопланетарни диск. Још веће ограничење представља спектар зрачења диска. Протопланетарни дискови су хладни објекти који зраче искључиво у инфрацрвеном и радио делу спектра.[3] Протопланетарни дискови не постоје око најсјајнијих звезда око којих би исти били топлији и због тога би их било најлакше уочити због њихове велике луминозности.
Чак и након открића инфрацрвеног зрачења и конструкције првих инфрацрвених телескопа, детектовање протопланетрних дискова са земље отежано је услед јаке апсорпције атмосфере у овом делу спектра. Тек орбитални инфрацрвени телескопи имали су шансе за проналажење протопланетарних дискова. Прва о детекција протопланетарних дискова догодила се 1994. помоћу телескопа Хабл од стране Роберта о Дела и његових колега са универзитета Рајс. Први протопланетарни дискови детектовани су у Ориновој маглнини, добро познатој астрономима као место са младим звездама и звездама у настанку. Исте године посматрања су потврдили да између 70 и 80 процената младих звезда из Оринове маглине показује знакове постојања пратећих протопланетарних дискова.[1] За утврђивање да је већина младих звезда окружена протопланетарним дисковима значајну улогу је имала и инфрацрвена свемирска опсерваторија (ИСО) којом су вршена посматрања од 1996. до 1998.[4]
Види још
уредиРеференце
уреди- ^ а б в г д ђ Детекција протопланетарних дискова[мртва веза] приступљено: 3. јануар 2014.
- ^ а б в г д Wиллиамс, Јонатхан П.; Циеза, Луцас А. (2011). „Протопланетарy Дискс анд Тхеир Еволутион”. Аннуал Ревиеw оф Астрономy анд Астропхyсицс. 49 (1): 67—117. Бибцоде:2011АРА&А..49...67W. С2ЦИД 58904348. арXив:1103.0556в2
. дои:10.1146/аннурев-астро-081710-102548. приступљено: 3. јануар 2014.
- ^ а б Спектар и класификација протопланетарних дискова приступљено: 3. јануар 2014.
- ^ ИСО на сајту Европске свемирске агенције приступљено: 3. јануар 2014.
Литература
уреди- Вукићевић-Карабин, Мирјана; Атанацковић Олга (2010). Општа астрофизика. Завод за уџбенике и наставна средства. стр. 178—183. ИСБН 978-86-17-16947-1.
