תמונות חדשות מטלסקופ סובארו היפני מראות כיצד כוכב צעיר סמוך סיים את ילדותו במהירות. הפער ממוקם באותו המרחק מהכוכב כמו מסלולו של שבתאי, והוא מעניק ראיות נוספות לתיאוריות לגבי אופן ההתפתחות של דיסקים של חומר סביב כוכבים צעירים.
התקרבו לכוכב צעיר סמוך בשם HD 141569A, אסטרונומים מהמצפה האסטרונומי הלאומי של יפן ומכון מקס פלאנק לאסטרונומיה השתמשו בטלסקופ סובארו במונא קאה, הוואי, כדי לגלות חור בדיסק של גז ואבק סביבו. הכוכב. קיומו של הפער הגדול הזה, בערך בגודל מסלולו של שבתאי, תומך בתיאוריה כי כוכב צעיר זה סיים את ילדותו בפתאומיות, על ידי יינון ודחיקת הגז בדיסק ממנו נולד.
הצוות, בראשות ד"ר מיווה גוטו ופרופסור טומונורי אוסודה, ניצל את הרזולוציה המרחבית הנהדרת שהשיגה מערכת האופטיקה האדפטיבית והמצלמה האינפרא אדום והספקטרוגרף (IRCS) בסובארו, בכדי לפתור את החלק הפנימי ביותר של הדיסק סביב HD 141569A ב- קווי פליטה של פחמן חד חמצני בחלק האינפרא אדום של הספקטרום האלקטרומגנטי. היה ידוע כי הדיסק קיים ממחקרים קודמים של האבק סביב הכוכב. על ידי לימוד הגז, המחקר החדש קבע בהצלחה את גודל הסלקה הפנימית בדיסק.
פליטה מפחמן חד חמצני (CO) בדיסק המקיף את HD 141569A, שנמצא במרחק 320 שנות אור מכדור הארץ, משתרע למרחק של חמישים מגודל מסלול כדור הארץ. (המרחק בין כדור הארץ לשמש נקרא יחידה אסטרונומית. במערכת השמש שלנו, הרדיוס המסלול של נפטון הוא בערך 30 AU). הוא מתחזק בהדרגה לעבר החלק הפנימי הקרוב ביותר לכוכב. הפליטה מגיעה לשיא בסביבות 15 AU, ואז פוחתת לכוכב המרכזי. "אנו יודעים כעת כי מעט גז נותר בתוך 11 AU הפנימי של הדיסק," אמר אוסודה. "במילים אחרות, HD 141569A פיתח באופן מלא חור במרכז דיסק הגז המולקולרי שלו גדול מגודל מסלולו של סטורן."
"גודלו של החור מאוד משמעותי", אמר גוטו, "מכיוון שהוא מגביל את האפשרויות של איך שהחור הגיע מלכתחילה."
תיאורטית, בדיסק מעגלי יכול להיות חלל פנימי שנוצר על ידי סגירת קווים במגנטוספרה של הכוכב, אשר תנתק את הדיסק. זה נקרא גיזום מגנטוספרי ויכול להסביר מדוע יש פער באבק. עם זאת, גודל הגיזום צריך להיות קטן בהרבה, קטן מאית היחידה האסטרונומית, או בערך בגודל הכוכב עצמו, כך שזה לא יכול להסביר את התצפית הנוכחית.
הרס אבק על ידי קרינה מהכוכב בתהליך שנקרא סובלימציה עשוי גם לייצר חור פנימי בדיסק. שוב, הרדיוס הצפוי מפעילות כזו הוא קטן מדי, בערך עשירית מרדיוס מסלול כדור הארץ, כדי להסביר את החלל המרכזי של HD 141569A.
ההסבר הטוב ביותר לגודל החלל המרכזי של HD 141569A נובע מהעובדה שהוא מתאים לרדיוס הכבידה של הכוכב. זהו הרדיוס שבו מהירות הקול של גז מיונם הזורם מהכוכב שווה למהירות הבריחה מהכוכב. במילים אחרות, הגז מחוץ לרדיוס הכבידה יכול לברוח בחופשיות מהמערכת ברגע שהוא מיונן. הגז בדיסק צפוף ברדיוס הכבידה ומקבל יותר קרינה מהכוכב המרכזי מאשר החלק החיצוני. איבוד המסה של הדיסק באמצעות אידוי תמונות הוא אפוא היעיל ביותר ברדיוס הכבידה.
סולם הגודל הדומה לחלל הפנימי של הדיסק HD 141569A ורדיוס הכבידה שלו, בערך 18 יחידות אסטרונומיות, מצביע על כך שהפתיחה נעשית על ידי אידוי צילומים, גז המוננן ומודחף משם. זה מראה גם שבאופן כללי אידוי הצילום אכן יעיל בהוצאת דיסק מסביב לכוכב צעיר, גם אם יתכנו תהליכים אחרים (כמו ערימת חומר לגושים המכונים התרחשות צמיגה).
תמונה תיאורטית זו אינה חדשה, אך ההסתכלות הנוכחית היא הראשונה המציעה כל הוכחה ברורה שתומכת בתיאוריה זו. בתמונה זו, דיסקים עגולים אינם מתנדפים לאט לאט מאזורים הסמוכים לכוכב המרכזי. במקום זאת, חור גדול כמו רדיוס הכבידה של הכוכב מופיע בפתאומיות פחות או יותר, ואז גדל עד שהדיסק, והפוטנציאל ליצירת כוכבי לכת, נעלם.
תפקידו של דיסק מעגלי
כוכב נולד כאשר הגז נאסף בתוך ענן מולקולרי. הגז הוא בעיקר בצורה של מימן מולקולרי. מכיוון שלגז יש תנופה זוויתית, הוא לא יכול לנחות ישירות על פני כוכב. במקום זאת, הוא יוצר מבנה דק ודיסק סביב כוכב, ומאבד לאט תאוצה כשהוא מקיף את הכוכב וכך הכוכב יוכל בסופו של דבר למשוך אותו פנימה. בלי "דיסק דיסק-כוכבי" כזה, כוכב לא יכול היה לאסוף מסה מ ענן הלידה שלה.
מעבר לתפקודו כאספקת הגז להיווצרות כוכבים, דיסק מעגלי כוכבי מספק גם חומר גלם לכוכבי לכת. חומרים שנשארו מתצורת הכוכבים נדבקים בהדרגה ויוצרים חלוקי נחל וסלעים. אלה מסתדרים יחד ויוצרים גופים גדולים עוד יותר, כמו פלנטימלים ברוחב 100 מטר. כל החומר הזה ממשיך להסתובב סביב הכוכב בזמן שהוא צומח לגופים גדולים יותר ויותר. בסופו של דבר, אם התנאים צודקים, תהליך ההקרדה הזה מייצר כוכב לכת סלעי הדומה לכדור הארץ.
מחקרים תצפיתיים אחרונים על דיסקים כוכביים ניצלו את הפליטה התרמית ופיזרו אור מהחומר המוצק בדיסקים. עם זאת, בתקופות המוקדמות של קיומו של הדיסק, מוצקים אלה מהווים רק אחוז מכל מסת הדיסק. השאר עדיין בשלב הגז ובעיקר בצורה מולקולרית (כמו פחמן חד חמצני). התבוננות בדיסק ובחקר רכיב הפחמן החד-חמצני שלו ולא על גרגרי האבק, פירושו שאנחנו מסתכלים על דיסק הגז, שהוא המרכיב העיקרי בדיסק.
דיסק circumstellar קיים רק לזמן קצר בעוד הכוכב המרכזי שלו אוסף ממנו גז. כדי להבין כיצד מתפתח דיסק, דמיין שכל חייו של הכוכב היו מאה שנה בלבד. הדיסק העגום יתקיים רק משלושה ימים לחודש לפני שהוא יתפוגג לחלוטין. לכוכב יש רק הזדמנות אחת ליצור מערכת פלנטרית במהלך חייו הקצרים יחסית של הדיסק העגומי שלו. אם הקרינה המייננת מהכוכב מונעת מהדיסק של האבק להצטבר לכוכבי לכת לפני שהוא מתפוגג, הסיכוי של הכוכב להפוך למרכז מערכת סולארית אבוד לנצח. מתי ואיך הדיסק מתפוגג, אם כן, יש לו השלכות ישירות על האפשרות להיווצרות פלנטרית.
תוצאות אלה יפורסמו בכתב העת Astrophysical בסוף 2006 או בתחילת 2007.
כותרת נייר מחקר: שפה פנימית של דיסק מולקולרי שנפתרה במרחב בקווי פליטה של אינפרא אדום CO, M. Goto, T. Usuda, C. P. Dullemond, Th. הנינג, ח. לינץ, ב. שטקלום, וח 'סוטו
קבוצת המחקר: מיווה גוטו (מכון מקס פלאנק לאסטרונומיה, היידלברג, גרמניה) טומונורי אוסודה (טלסקופ סובארו, NAOJ) ג. ד דולמונג (MPIA) ת '. Henning (MPIA) H. Linz (MPIA) B. Stecklum (MPIA) Hiroshi Suto (NAOJ)
המקור המקורי: מהדורת חדשות סובארו
