Disk s nečistotami - Debris disk

Hubbleův vesmírný teleskop pozorování prstence trosek kolem Fomalhautu . Vnitřní okraj disku mohl být tvarován oběžnou dráhou Fomalhaut b vpravo dole.

Disk trosky ( americká angličtina ), nebo disk trosky ( Commonwealth angličtina ), je Okolohvězdné disk prachu a nečistot na oběžné dráze kolem hvězdy . Někdy tyto disky obsahují prominentní prsteny, jak je vidět na obrázku Fomalhauta vpravo. Disky s úlomky se nacházejí kolem hvězd se zralými planetárními systémy, včetně alespoň jednoho disku s úlomky na oběžné dráze kolem vyvinuté neutronové hvězdy . Disky s troskami lze také vyrábět a udržovat jako pozůstatky srážek mezi planetesimály, jinak známými jako asteroidy a komety.

Do roku 2001 bylo nalezeno více než 900 kandidátských hvězd, které vlastní disk s troskami. Obvykle jsou objeveny zkoumáním hvězdného systému v infračerveném světle a hledáním nadbytku záření nad rámec záření vyzařovaného hvězdou. Tento přebytek je odvozen od záření z hvězdy, která byla absorbována prachem v disku, poté znovu vyzařována pryč jako infračervená energie.

Disky s odpadky jsou často popisovány jako masivní analogy trosek ve sluneční soustavě . Většina známých disků má disky o poloměru 10–100 astronomických jednotek (AU); připomínají Kuiperův pás ve sluneční soustavě, přestože Kuiperův pás nemá dostatečně vysokou hmotnost prachu, aby mohl být detekován i kolem nejbližších hvězd. Některé disky obsahují trosku teplejšího prachu umístěnou do 10 AU od centrální hvězdy. Tento prach se někdy nazývá exozodiakální prach analogicky se zodiakálním prachem ve sluneční soustavě.

Historie pozorování

Obrázky disku VLT a Hubble disku kolem AU Microscopii .

V roce 1984 byla zjištěna disk trosky kolem hvězdy Vega pomocí údajů IRAS satelit. Zpočátku se věřilo, že jde o protoplanetární disk , ale nyní je známo, že jde o disk s troskami kvůli nedostatku plynu v disku a stáří hvězdy. První čtyři disky objevené pomocí IRAS jsou známé jako „pohádkové čtyři“: Vega , Beta Pictoris , Fomalhaut a Epsilon Eridani . Následně přímé snímky disku Beta Pictoris vykazovaly nerovnosti v prachu, které byly přičítány gravitačním poruchám neviditelnou exoplanetou . Toto vysvětlení bylo potvrzeno objevem exoplanety Beta Pictoris b . V roce 2008 .

O jiných hvězdách hostujících exoplanety, včetně těch prvních objevených přímým zobrazováním ( HR 8799 ), je známo, že jsou hostitelem také disků odpadu. Nedaleká hvězda 55 Cancri , systém, o kterém je také známo, že obsahuje pět planet, byl také údajně vybaven diskovým diskem, ale tuto detekci nebylo možné potvrdit. Struktury v troskovém disku kolem Epsilon Eridani naznačují poruchy planetárního těla na oběžné dráze kolem této hvězdy, které lze použít k omezení hmotnosti a oběžné dráhy planety.

Dne 24. dubna 2014 NASA oznámila detekci úlomků na archivních snímcích několika mladých hvězd HD 141943 a HD 191089 , poprvé viděných v letech 1999 až 2006 pomocí Hubbleova vesmírného teleskopu , pomocí nově vylepšených zobrazovacích procesů.

V roce 2021 mohla být pozorování hvězdy VVV-WIT-08 , která se po dobu 200 dnů zakryla, výsledkem disku sutiny procházejícího mezi hvězdou a pozorovateli na Zemi. Další dvě hvězdy, Epsilon Aurigae a TYC 2505-672-1 , jsou údajně pravidelně zastíněny a bylo zjištěno, že tento jev je výsledkem disků obíhajících kolem nich v různých obdobích, což naznačuje, že VVV-WIT-08 může být podobný a mají mnohem delší oběžnou dobu, kterou právě zažili pozorovatelé na Zemi. VVV-WIT-08 je desetkrát větší než Slunce v souhvězdí Střelce .

Původ

Disky s úlomky detekované na archivních snímcích mladých hvězd HST HD 141943 a HD 191089 pomocí vylepšených zobrazovacích procesů (24. dubna 2014).

Během formování hvězdy podobné Slunci objekt prochází fází T-Tauri, během níž je obklopen mlhovinou ve tvaru disku bohatou na plyn. Z tohoto materiálu jsou vytvořeny planetesimály , které mohou pokračovat v hromadění jiných planetesimálů a materiálu disku za vzniku planet. Mlhovina pokračuje v obíhání hvězdy před hlavní sekvencí po dobu 1–20 milionů let, dokud není odstraněna radiačním tlakem a dalšími procesy. Srážky mezi planetesimály pak mohou o hvězdě generovat prach druhé generace, který ze vzniklých úlomků vytvoří disk. V určitém okamžiku svého života je nejméně 45% těchto hvězd obklopeno diskovým diskem, který pak může být detekován tepelnou emisí prachu pomocí infračerveného dalekohledu. Opakované kolize mohou způsobit, že disk přetrvává po většinu životnosti hvězdy.

Typické diskové disky obsahují malá zrna o velikosti 1–100  μm . Srážky rozdrtí tato zrna na submikrometrické velikosti, které budou ze systému odstraněny radiačním tlakem z hostitelské hvězdy . Ve velmi tenkých discích, jako jsou ty ve sluneční soustavě, může Poynting – Robertsonův efekt způsobit, že částice místo toho spirálovitě směřují dovnitř. Oba procesy omezují životnost disku na 10  Myr nebo méně. Aby tedy disk zůstal neporušený, je zapotřebí proces k jeho neustálému doplňování. K tomu může dojít například pomocí srážek mezi většími tělesy, po nichž následuje kaskáda, která brousí předměty na pozorovaná malá zrna.

Aby ke srážkám došlo v disku s troskami, musí být těla dostatečně gravitačně narušena, aby vytvořila relativně velké kolizní rychlosti. Planetární systém kolem hvězdy může způsobit takové poruchy, stejně jako binární hvězdný společník nebo blízký přístup jiné hvězdy. Přítomnost disku s troskami může naznačovat vysokou pravděpodobnost exoplanet obíhajících kolem hvězdy. Kromě toho mnoho diskových disků také vykazuje struktury v prachu (například shluky a osnovy), které poukazují na přítomnost jedné nebo více exoplanet na disku.

Známé pásy

Pásy prachu nebo úlomků byly detekovány kolem mnoha hvězd, včetně Slunce, včetně následujících:

Hvězda Spektrální
třída
Vzdálenost
( ly )
Orbit
( AU )
Poznámky
Epsilon Eridani K2V 10.5 35–75
Tau Ceti G8V 11.9 35–50
Vega A0V 25 86–200
Fomalhaut A3V 25 133–158
AU Microscopii M1Ve 33 50–150
HD 181327 F5,5V 51,8 89-110
HD 69830 K0V 41 <1
HD 207129 G0V 52 148–178
HD 139664 F5IV – V 57 60–109
Eta Corvi F2V 59 100–150
HD 53143 K1V 60 ?
Beta Pictoris A6V 63 25–550
Zeta Leporis A2Vann 70 2–8
HD 92945 K1V 72 45–175
HD 107146 G2V 88 130
Gamma Ophiuchi A0V 95 520
HR 8799 A5V 129 75
51 Ophiuchi B9 131 0,5–1200
HD 12039 G3–5V 137 5
HD 98800 K5e (?) 150 1
HD 15115 F2V 150 315–550
HR 4796  A A0V 220 200
HD 141569 B9.5e 320 400
HD 113766 A. F4V 430 0,35–5,8
HD 141943
HD 191089

Orbitální vzdálenost pásu je odhadovaná střední vzdálenost nebo rozsah, založený buď na přímém měření ze zobrazování, nebo odvozený od teploty pásu. Země má průměrnou vzdálenost od Slunce 1 AU.

Viz také

Reference

externí odkazy