Залишковий диск

Знімок залишкового кільця навколо Фомальгаута, виконаний телескопом Габбл. Внутрішній обрис диску міг сформуватися орбітою Фомальгаута Б (внизу справа).

Залишковий диск — це диск з пилу та уламків, який обертається навколо зірки. Інколи такий диск має помітні кільця, як на зображені Фомальгаута справа. Залишкові диски були виявлені навколо зрілих та молодих зірок. Залишковий диск був виявлений принаймні навколо однієї сформованої нейтронної зорі.[1] Молоді залишкові диски можуть відзначати собою фазу формування планетної системи, за якою слідує фаза протопланетного диска, у якій закінчують формування планети земного типу.[2] Вони також можуть утворюватися та існувати як залишки зіткнення планетезималей, таких як астероїди чи комети.[3]

На 2001 рік було виявлено більше 900 потенційних зір із залишковими дисками. Зазвичай їх виявляють за допомогою вивчення зоряних систем в інфрачервоному світлі, шукаючи надлишок радіації, порівняно з тим, що має надходити від зорі. Вважається, що цей надлишок радіації поглинається пилом з диска, а потім виділяється у формі інфрачервоного випромінювання.[4]

Залишковий диск часто описують як масивний аналог уламків Сонячної системи. Більшість відомих дисків мають у діаметрі 10-100 астрономічних одиниць (а.о.): вони схожі на пояс Койпера у Сонячній системі, проте містять набагато більше пилу.  Деякі залишкові диски містять теплий пил, розташований у межах 10 а.о. від центральної зорі. Такий пил інколи називають екзозодіакальним пилом по аналогії з зодіакальним пилом в Сонячній системі. 

Історія дослідження

Зображення диска навколо AU Microscopii, виконане телескопами ДВТ та Габбл .[5]

В 1984 році за допомогою телескопа на супутнику IRAS виявили залишковий диск навколо зорі Вега. Спочатку вважалось, що це протопланетний диск, проте наразі його вважають залишковим диском через відсутність газів та вік зорі.  Згодом, в диску були виявлені певні неоднорідності, які можуть свідчити про наявність планетарних утворень.[6] Схожі залишкові диски були виявлені навколо зір Фомальгаут та Бета Митця.

У розташованій недалеко від Сонячної системи зоряній системі 55 Рака, з п'ятьма відомими планетами, теж начебто виявили залишковий диск,[7] але ці спостереження наразі не вдалося підтвердити.[8] Утворення в залишковому диску навколо Епсилона Ерідана дозволяють припустити, що їх формування відбулось під впливом планетного тіла на орбіті навколо зорі, що в свою чергу можна було б використати для визначення маси та орбіти такої планети.[9]

24 квітня 2014 року NASA повідомила про виявлені залишкові диски навколо декількох молодих зір HD 141943 і HD 191089 на архівних зображеннях телескопа Габбл, що були зняті між 1999 та 2006 років, залишкові диски виявили завдяки покращенню процесу обробки зображень.[10]

Походження

Залишкові диски на архівних зображеннях молодих зір HD 141943 і HD 191089, що виявлені завдяки кращому процесу обробки зображень з телескопа Габбл (24 квітня 2014).

Під час формування зір, схожих на Сонце, вони проходять фазу зорі типу t Тельця, під час якої вони оточені дисковидною туманністю. З цього матеріалу формуються планетезималі, з яких на стадії акреції можуть утворитись планети. Туманність обертається навколо зорі до головної послідовності від 1 до 20 млн років, поки не щезне через радіаційний тиск та інші процеси. Пізніше навколо зорі може зібратися пил у результаті зіткнень планетезималей. З залишків цих зіткнень утворюється диск. В певний момент життя зорі, принаймні 45 % таких зорь оточені залишковим диском, який може бути виявлений завдяки тепловому випромінюванню пила інфрачервоним телескопом. Повторні зіткнення можуть призвести до того, що залишковий диск буде оточувати зорю більшу частину її життя.[11]

Зазвичай залишковий диск містить зерна розміром 1-100 мкм. Зіткнення призводять до зменшення розміру зерен до субмікрометрових, які потім видаляються із зоряної системи радіаційним тиском головної зорі. В ледве помітних дисках, як в Сонячній системі, ефект Пойтнінга-Робертсона може натомість призвести до спірального обертання частинок з поступовим зменшенням радіусу. Обидва процеси обмежують тривалість існування диска до 10 млн років або менше. Тому, щоб диск залишився, потрібно його постійне поповнення. Це може статися завдяки зіткненню більших тіл з подальшим каскадом зіткнень, у результаті яких утворюються відповідні маленькі зерна.[12]

Для того, щоб у залишковому диску відбувалися зіткнення, потрібні достатні гравітаційні пертурбації тіл, які здатні створити відносно великі скорості зіткнення. Планетарна система навколо зорі може стати джерелом таких пертурбацій, також як компаньйон в подвійній зоряній системі або близький прохід іншої зорі. Наявність залишкового диска може свідчити про високу імовірність існування екзопланети земного типу.[13]

Відомі пояси

Пояси з пилу чи залишків інших тіл виявлені навколо багатьох зір, включно із Сонцем, а саме:

Зоря Спектральний
клас[14] 		Відстань
(св.р.) 		Орбіта
(а.о.) 		Примітки
Епсилон Еридана K2V 10.5 35–75
Тау Кита G8V 11.9 35–50 [15]
Вега A0V 25 86–200 [6][16]
Фомальгаут A3V 25 133–158 [6]
AU Microscopii M1Ve 33 50–150 [17]
HD 181327 F5.5V 51.8 89-110 [18]
HD 69830 K0V 41 <1 [19]
HD 207129 G0V 52 148–178 [20]
HD 139664 F5IV–V 57 60–109 [21]
Eta Corvi F2V 59 100–150 [22]
HD 53143 K1V 60 ? [21]
Бета Митця A6V 63 25–550 [16]
Зета Лепоріс A2Vann 70 2–8 [23]
HD 92945 K1V 72 45–175 [24]
HD 107146 G2V 88 130 [25]
Gamma Ophiuchi A0V 95 520 [26]
HR 8799 A5V 129 75 [27]
51 Ophiuchi B9 131 0.5–1200 [28]
HD 12039 G3–5V 137 5 [29]
HD 98800 K5e (?) 150 1 [30]
HD 15115 F2V 150 315–550 [31]
HR 4796 A A0V 220 200 [32][33]
HD 141569 B9.5e 320 400 [33]
HD 113766 A F4V 430 0.35–5.8 [34]
HD 141943 [10]
HD 191089 [10]

Відстань орбіти пояса — це середня відстань або діапазон, розраховані за даними прямих спостережень або температури пояса. Середня відстань Землі від Сонця — 1 а.о. 

Див. також

Посилання

  1. ↑ Wang, Z.; Chakrabarty, D.; Kaplan, D. L. (2006). A debris disk around an isolated young neutron star. Nature. 440 (7085): 772—775. arXiv:astro-ph/0604076. Bibcode:2006Natur.440..772W. doi:10.1038/nature04669. PMID 16598251.
  2. ↑ Spitzer Team Says Debris Disk Could Be Forming Infant Terrestrial Planets. NASA. 14 грудня 2005. Архів оригіналу за 8 вересня 2006. Процитовано 3 січня 2007.
  3. ↑ Spitzer Sees Dusty Aftermath of Pluto-Sized Collision. NASA. 10 січня 2005. Архів оригіналу за 8 вересня 2006. Процитовано 3 січня 2007.
  4. ↑ Debris Disk Database. Royal Observatory Edinburgh. Архів оригіналу за 10 серпня 2008. Процитовано 3 січня 2007.
  5. ↑ Mysterious Ripples Found Racing Through Planet-forming Disc. Архів оригіналу за 16 жовтня 2015. Процитовано 8 жовтня 2015.
  6. ↑ а б в Astronomers discover possible new Solar Systems in formation around the nearby stars Vega and Fomalhaut (Пресреліз). Joint Astronomy Centre. 21 квітня 1998. Архів оригіналу за 16 грудня 2008. Процитовано 24 квітня 2006. {{cite press release}}: Cite має пустий невідомий параметр: |df= (довідка) Архівована копія. Архів оригіналу за 16 грудня 2008. Процитовано 30 грудня 2018.{{cite web}}: Обслуговування CS1: Сторінки з текстом «archived copy» як значення параметру title (посилання)
  7. ↑ University Of Arizona Scientists Are First To Discover Debris Disk Around Star Orbited By Planet. ScienceDaily. 3 жовтня 1998. Архів оригіналу за 1 грудня 2017. Процитовано 24 травня 2006.
  8. ↑ Schneider, G.; Becklin, E. E.; Smith, B. A.; Weinberger, A. J.; Silverstone, M.; Hines, D. C. (2001). NICMOS Coronagraphic Observations of 55 Cancri. The Astronomical Journal. 121 (1): 525—537. arXiv:astro-ph/0010175. Bibcode:2001AJ....121..525S. doi:10.1086/318050.
  9. ↑ Greaves, J. S.; Holland, W. S.; Wyatt, M. C.; Dent, W. R. F.; Robson, E. I.; Coulson, I. M.; Jenness, T.; Moriarty-Schieven, G. H.; Davis, G. R.; Butner, H. M.; Gear, W. K.; Dominik, C.; Walker, H. J. (2005). Structure in the Epsilon Eridani Debris Disk. The Astrophysical Journal. 619 (2): L187—L190. Bibcode:2005ApJ...619L.187G. doi:10.1086/428348.
  10. ↑ а б в Harrington, J.D.; Villard, Ray (24 квітня 2014). RELEASE 14-114 Astronomical Forensics Uncover Planetary Disks in NASA's Hubble Archive. NASA. Архів оригіналу за 25 квітня 2014. Процитовано 25 квітня 2014.
  11. ↑ Thomas, Paul J. (2006). Comets and the origin and evolution of life. Advances in astrobiology and biogeophysics (вид. 2nd). Springer. с. 104. ISBN 3-540-33086-0. Архів оригіналу за 31 липня 2020. Процитовано 30 грудня 2018.
  12. ↑ Kenyon, Scott; Bromley, Benjamin (2007). Stellar Flybys & Planetary Debris Disks. Smithsonian Astrophysical Observatory. Архів оригіналу за 9 квітня 2012. Процитовано 23 липня 2007.
  13. ↑ Raymond, Sean N.; Armitage, P. J. та ін. (2011). Debris disks as signposts of terrestrial planet formation. Astronomy & Astrophysics. 530: A62. arXiv:1104.0007. Bibcode:2011A&A...530A..62R. doi:10.1051/0004-6361/201116456.
  14. ↑ SIMBAD: Query by identifiers. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. Архів оригіналу за 21 червня 2009. Процитовано 17 липня 2007.
  15. ↑ Greaves, J. S.; Wyatt, M. C.; Holland, W. S.; Dent, W. R. F. (2004). The debris disc around tau Ceti: a massive analogue to the Kuiper Belt. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 351 (3): L54—L58. Bibcode:2004MNRAS.351L..54G. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07957.x.{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із непозначеним DOI з безкоштовним доступом (посилання)
  16. ↑ а б Backman, D. E. (1996). Dust in beta PIC / VEGA Main Sequence Systems. Bulletin of the American Astronomical Society. 28: 1056. Bibcode:1996DPS....28.0122B.
  17. ↑ Sanders, Robert (8 січня 2007). Dust around nearby star like powder snow. UC Berkeley News. Архів оригіналу за 15 січня 2007. Процитовано 11 січня 2007.
  18. ↑ Lebreton, J.; Augereau, J.-C.; Thi, W.-F.; Roberge, A. та ін. (2012). An icy Kuiper belt around the young solar-type star HD 181327. Astronomy & Astrophysics. 539 (1): A17. arXiv:1112.3398. Bibcode:2012A&A...539A..17L. doi:10.1051/0004-6361/201117714.
  19. ↑ Lisse, C. M.; Beichman, C. A.; Bryden, G.; Wyatt, M. C. (1999). On the Nature of the Dust in the Debris Disk around HD 69830. The Astrophysical Journal. 658 (1): 584—592. arXiv:astro-ph/0611452. Bibcode:2007ApJ...658..584L. doi:10.1086/511001.
  20. ↑ Krist, John E.; Stapelfeldt, Karl R. та ін. (October 2010). HST and Spitzer Observations of the HD 207129 Debris Ring. The Astronomical Journal. 140 (4): 1051—1061. arXiv:1008.2793. Bibcode:2010AJ....140.1051K. doi:10.1088/0004-6256/140/4/1051.
  21. ↑ а б Kalas, Paul; Graham, James R.; Clampin, Mark C.; Fitzgerald, Michael P. (2006). First Scattered Light Images of Debris Disks around HD 53143 and HD 139664. The Astrophysical Journal. 637 (1): L57—L60. arXiv:astro-ph/0601488. Bibcode:2006ApJ...637L..57K. doi:10.1086/500305.
  22. ↑ Wyatt, M. C.; Greaves, J. S.; Dent, W. R. F.; Coulson, I. M. (2005). Submillimeter Images of a Dusty Kuiper Belt around Corvi. The Astrophysical Journal. 620 (1): 492—500. arXiv:astro-ph/0411061. Bibcode:2005ApJ...620..492W. doi:10.1086/426929.
  23. ↑ Moerchen, M. M.; Telesco, C. M.; Packham, C.; Kehoe, T. J. J. (2006). Mid-infrared resolution of a 3 AU-radius debris disk around Zeta Leporis. Astrophysical Journal Letters. 655 (2): L109. arXiv:astro-ph/0612550. Bibcode:2007ApJ...655L.109M. doi:10.1086/511955.
  24. ↑ Golimowski, D. (2007). Observations and Models of the Debris Disk around K Dwarf HD 92945 (PDF). University of California, Berkeley Astronomy Department. Архів оригіналу (PDF) за 27 вересня 2011. Процитовано 17 липня 2007.
  25. ↑ Williams; Jonathan P. та ін. (2004). Detection of cool dust around the G2V star HD 107146. Astrophysical Journal. 604 (1): 414—419. arXiv:astro-ph/0311583. Bibcode:2004ApJ...604..414W. doi:10.1086/381721.
  26. ↑ SU, K.Y.L. та ін. (2008). The exceptionally large debris disk around γ Ophiuchi. Astrophysical Journal. 679 (2): L125—L129. arXiv:0804.2924. Bibcode:2008ApJ...679L.125S. doi:10.1086/589508.
  27. ↑ Marois, Christian; MacIntosh, B. та ін. (November 2008). Direct Imaging of Multiple Planets Orbiting the Star HR 8799. Science. 322 (5906): 1348—52. arXiv:0811.2606. Bibcode:2008Sci...322.1348M. doi:10.1126/science.1166585. PMID 19008415. (Preprint at exoplanet.eu [Архівовано 2008-12-17 у Wayback Machine.])
  28. ↑ Stark, C. та ін. (2009). 51 Ophiuchus: A Possible Beta Pictoris Analog Measured with the Keck Interferometer Nuller. Astrophysical Journal. 703 (2): 1188—1197. arXiv:0909.1821. Bibcode:2009ApJ...703.1188S. doi:10.1088/0004-637X/703/2/1188.
  29. ↑ Hines; Dean C. та ін. (2006). The Formation and Evolution of Planetary Systems (FEPS): Discovery of an Unusual Debris System Associated with HD 12039. The Astrophysical Journal. 638 (2): 1070—1079. arXiv:astro-ph/0510294. Bibcode:2006ApJ...638.1070H. doi:10.1086/498929.
  30. ↑ Furlan, Elise; Sargent; Calvet; Forrest; D'Alessio; Hartmann; Watson; Green та ін. (2 травня 2007). HD 98800: A 10-Myr-Old Transition Disk. The Astrophysical Journal. 664 (2): 1176—1184. arXiv:0705.0380. Bibcode:2007ApJ...664.1176F. doi:10.1086/519301.
  31. ↑ Kalas, Paul; Fitzgerald, Michael P.; Graham, James R. (2007). Discovery of Extreme Asymmetry in the Debris Disk Surrounding HD 15115. The Astrophysical Journal. 661 (1): L85—L88. arXiv:0704.0645. Bibcode:2007ApJ...661L..85K. doi:10.1086/518652.
  32. ↑ Koerner, D. W.; Ressler, M. E.; Werner, M. W.; Backman, D. E. (1998). Mid-Infrared Imaging of a Circumstellar Disk around HR 4796: Mapping the Debris of Planetary Formation. Astrophysical Journal Letters. 503 (1): L83. arXiv:astro-ph/9806268. Bibcode:1998ApJ...503L..83K. doi:10.1086/311525.
  33. ↑ а б Villard, Ray; Weinberger, Alycia; Smith, Brad (8 січня 1999). Hubble Views of Dust Disks and Rings Surrounding Young Stars Yield Clues. HubbleSite. Архів оригіналу за 9 квітня 2012. Процитовано 17 червня 2007.
  34. ↑ Meyer, M. R.; Backman, D. (8 січня 2002). Belt of Material Around Star May Be First Step in Terrestrial Planet Formation. University of Arizona, NASA. Архів оригіналу за 7 червня 2011. Процитовано 17 липня 2007.