Jak wirują dyski wokół młodych protogwiazd
Jak powstają gwiazdy i planety? Naukowcy są teraz o krok bliżej ustalenia warunków powstawania dysków protogwiazdowych. Obserwacje trzech układów we wczesnych stadiach powstawania gwiazd w obłoku Perseusza pokazały, że profil momentu pędu w tych układach jest pomiędzy tym, którego oczekuje się dla ciała stałego a czystą turbulencją. Odkrycia te mogą doprowadzić do bardziej realistycznych warunków początkowych dla symulacji numerycznych tworzenia się dysku.
Główne etapy formowania się gwiazd i planet są dobrze znane: gęsty, obłok międzygwiazdowy zapadnie się pod wpływem własnej grawitacji; tworzy się jądro centralne jak również dysk protogwiazdowy ze względu na zachowanie momentu pędu. W końcu, po około 100 000 lat, gwiazda stanie się wystarczająco gęsta, aby wywołać fuzję jądrową w swoim centrum i zacząć świecić, podczas gdy w dysku zaczną tworzyć się planety. Ale wciąż jest wiele otwartych pytań dotyczących szczegółów tego procesu, np. jaka jest rola momentu pędu w tworzeniu dysku lub w jaki sposób dysk okołogwiazdowy gromadzi większość swojej masy?
Międzynarodowy zespół pod przewodnictwem Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics (MPE) zaobserwował obecnie trzy najmłodsze protogwiazdowe źródła w obłoku molekularnym Perseusza. Źródła te znajdują się blisko krawędzi w płaszczyźnie nieba, umożliwiając badanie prędkości rozkładu gęstego obłoku.
„Po raz pierwszy byliśmy w stanie przeanalizować kinematykę gazu wokół trzech dysków okołogwiazdowych we wczesnych stadiach ich powstawania. Wszystkie układy mogą pasować do tego samego modelu, który dał nam pierwszą wskazówkę, że gęste obłoki nie rotują tak samo, jak ciała stałe” – stwierdza Jaime Pineda, który prowadził badanie w MPE. Rotacja ciała stałego jest najprostszym założeniem, które opisuje gaz w gęstym obłoku ze stałym kątem prędkości na dowolnym promieniu. Model najlepiej opisujący wszystkie trzy układy znajduje się pomiędzy tymi oczekiwaniami dla rotacji ciała stałego i czystej turbulencji.
Ponadto, porównując te obserwacje z poprzednimi modelami numerycznymi, jasne jest, że pola magnetyczne odgrywają rolę w tworzeniu tych dysków: „Jeżeli pole magnetyczne jest uwzględnione, daje to pewność, że kolaps nie jest zbyt szybki, a rotacja gazu odpowiada tej zaobserwowanej. Nasze najnowsze obserwacje dają nam górną granicę rozmiarów dysków, co jest w dużej mierze zgodne z poprzednimi badaniami” – wyjaśnia Pineda.
W szczególności specyficzny moment pędu opadającej materii jest bezpośrednio związany z możliwym maksymalnym promieniem keplerowskiego dysku protogwiazdowego. Zakładając, że masa gwiazdowa wynosi około 5% masy naszego Słońca, naukowcy szacują, że górna granica keplerowskiego dysku wynosi, zgodnie z wcześniejszymi szacunkami, około 60 jednostek astronomicznych (AU), czyli około dwa razy więcej, niż nasz układ planetarny. Sugeruje to, że duże dyski (większych, niż 80 AU) nie mogą się formować na wczesnym etapie życia gwiazdy, a zatem wpływać na punkt początkowy dla scenariusza formowania się planet.
Następnym krokiem astronomów będzie obserwacja takich układów na różnych etapach ich ewolucji oraz w różnych środowiskach, aby sprawdzić, czy wpływają one na określony profil momentu pędu. Odkrycia te można następnie włączyć do symulacji numerycznych lub porównać z nimi, aby lepiej zrozumieć koewolucję gęstego jądra tworzącego gwiazdę i otaczający ją dysk protoplanetarny.
Opracowanie:
Agnieszka Nowak
Źródło:
.jpg)
