별 주위 원반

HD 141943과 HD 191089 ^[1]주변 원반.

별 주위 원반(또는 별 주위 원반)은 별 주위의 궤도에 가스, 먼지, 미행성, 소행성 또는 충돌 파편들로 구성된 물질의 토러스, 팬케이크 또는 고리 모양의 퇴적물입니다.가장 어린 별 주위에는 행성이 형성될 수 있는 물질의 저장고입니다.성숙한 별 주변에서는 미행성 형성이 일어났다는 것을, 백색왜성 주변에서는 행성 물질이 별의 진화 과정 전체에서 살아남았다는 것을 나타냅니다.이러한 디스크는 다양한 방법으로 나타날 수 있습니다.

영스타

SAO 206462는 특이한 별주위 원반을 가지고 있습니다.

성운 가설로 불리기도 하는, 널리 받아들여지고 있는 항성 형성 모델에 따르면, 젊은 별(원시성)은 거대한 분자 구름 안에 있는 물질의 주머니의 중력 붕괴에 의해 형성된다.유입되는 물질은 일정량의 각운동량을 가지고 있으며, 이로 인해 젊은 회전하는 별 주위에 원시행성계 원반이 형성됩니다.전자는 중심별에 계속 공급되는 고밀도 가스와 먼지로 이루어진 회전하는 별 주위 원반입니다.그것은 중심별 질량의 몇 퍼센트를 포함할 수 있으며, 그 자체가 주로 수소인 가스 형태로 되어 있다.주요 부착 단계는 몇 백만 년 동안 지속되며, 부착 속도는 일반적으로 연간 10⁻⁹ - 10 태양 질량이 된다⁻⁷(하르트만 등에 제시된 전형적인 시스템에 대한 비율).^[2]

이 원반은 황소자리 T형 별 단계로 알려진 단계에서 점차 냉각됩니다.이 원반 안에서 암석과 얼음으로 만들어진 작은 먼지 알갱이가 형성되어 미행성체로 응고될 수 있다.만약 이 원반이 충분히 크다면, 행성 배아의 출현을 야기하면서, 폭주 강착이 시작됩니다.행성계의 형성은 별 형성의 자연스러운 결과로 생각된다.태양과 비슷한 별은 보통 약 1억 년이 걸린다.

태양계 주변

젊은 ^[3]스타에 대한 아티스트의 과도기적 디스크 인상

소행성대는 화성과 목성의 궤도 사이에 위치한 태양계의 작은 물체들의 저장고이다.그것은 행성간 먼지의 근원이다.
해왕성 궤도 너머의 에지워스-카이퍼대
해왕성 궤도 너머의 산란 원반
언덕 구름; 안쪽 오르트 구름만이 트로이드 모양을 하고 있습니다.바깥쪽 오르트 구름은 더 구체적이다.

이진법

전갈자리의 젊은 시스템인 AK 전갈자리 주변의 순환 원반.디스크 이미지는 ALMA를 사용하여 촬영되었습니다.

가스가 쌍성계로 유입되면 별주위 원반과 원반을 형성할 수 있다.이러한 원반의 형성은 유입 가스가 어느 정도의 ^[4]각운동량을 포함하는 모든 이진 시스템에서 발생합니다.디스크 형성의 일반적인 진행은 각운동량이 증가할 때 관찰됩니다.

원반은 쌍성계의 ^[4]주성(즉, 질량이 더 큰) 주위를 도는 원반입니다.이러한 유형의 디스크는 유입 ^[4]가스에 각운동량이 존재할 경우 강착을 통해 형성됩니다.
2차 원반은 쌍성계의 2차 별 주위를 도는 원반입니다.이 유형의 디스크는 유입 가스 내에 충분한 수준의 각운동량이 존재하는 경우에만 형성됩니다.필요한 각운동량의 양은 2차 대 1차 질량비에 따라 달라집니다.
원반은 주성과 주성 둘 다 주위를 도는 원반이다.이러한 원반은 1차 원반과 2차 원반보다 늦게 형성되며, 내부 반지름은 2차 원반의 궤도 반지름보다 훨씬 큽니다.약 0.005 태양 ^[5]질량의 상한 질량을 가진 원형 원반이 형성될 수 있으며, 이 때 쌍성계는 일반적으로 원반을 충분히 교란시킬 수 없으며, 기체가 원반과 원반 둘레 ^[4]원반 위에 추가로 축적될 수 있다.항성계 ^[6]황소자리 GG 주변에서 원반의 예를 볼 수 있다.

일단 별주위 원반이 형성되면, 쌍성의 ^[4]중력에 의한 차동 토크를 통해 나선 밀도 파형이 별주위 물질 내에 생성됩니다.이러한 디스크의 대부분은 바이너리 평면에 축대칭으로 형성되지만, 바딘-페터슨 효과,^[7] 잘못 정렬된 쌍극자 자기장 [8] 및 방사선^[9] 압력과 같은 프로세스가 초기에 평평한 디스크로 상당한 기울기 또는 기울기를 생성할 수 있습니다.

기울어진 디스크의 강력한 증거는 시스템의 X-1, SMC X-1 및 SS 433 시스템에서 확인되며, X선 방출의 주기적인 차단은 시스템의 바이너리 궤도인 ~^[10]1일보다 훨씬 느립니다.주기적인 차단은 1차 원반 또는 2차 원반의 세차 운동으로 인해 발생하는 것으로 생각되며, 일반적으로 축대칭 원반에서 나선형 밀도파를 생성하는 동일한 차동 토크의 결과로 바이너리 궤도로 역행한다.

기울어진 원반의 증거는 별 주위 원반 내의 뒤틀린 기하학, 원시성 제트의 세차 운동, 그리고 (일식 쌍성 ^[5]TY CrA에서 볼 수 있는) 행성 주변 물체의 기울어진 궤도를 통해 볼 수 있습니다.낮은 2차 대 1차 질량비 2진수를 도는 디스크의 경우, 기울어진 원반은 몇 년의 주기로 단단한 세차운동을 거칩니다.질량비가 1인 바이너리 주변의 디스크의 경우 차동 토크는 디스크 내부를 두 개 이상의 세차 디스크로 ^[5]분할할 수 있을 정도로 강력합니다.

ALMA 데이터를 사용한 2020년의 연구에 따르면 단기 바이너리 주변의 순환 원반은 종종 바이너리의 궤도에 맞춰져 있는 것으로 나타났다.기간이 1개월 이상인 바이너리에서는 일반적으로 디스크와 바이너리 ^[11]궤도의 정렬이 어긋났습니다.

먼지.

젊은 별 HD 163296을 ^[12]둘러싼 가스와 먼지로 이루어진 원시 구름.

파편 원반은 미행성 물질과 미세먼지, 그리고 충돌과 증발 과정에서 발생하는 소량의 가스로 구성되어 있습니다.원래의 가스와 작은 먼지 입자는 ^[13]행성으로 분산되거나 축적되었다.
황도 구름 또는 행성간 먼지는 태양계의 물질로 소행성의 충돌과 혜성의 증발에 의해 태양계 내에서 일출 전이나 일몰 후에 황도를 따라 산란된 빛의 띠로 지구상에서 관측자들에게 보여진다.
엑소조디칼 먼지는 태양계의 조디악 빛과 비슷한 위치에 있는 태양과 다른 별 주위에 있는 먼지입니다.

스테이지

원시 행성계 원반 AS 209.^[14]

별주위 원반의 단계는 원반이 진화하는 동안 서로 다른 시기에 원반의 구조와 주요 구성을 나타냅니다.단계에는 원반이 주로 미립자 크기의 입자로 구성되는 단계, 이 입자들이 입자와 더 큰 물체로 진화하는 단계, 더 큰 물체가 미행성체로 뭉치는 단계, 그리고 태양계나 다른 많은 별들과 같은 행성계로 미행성체의 성장과 궤도 진화가 포함됩니다.

별 주위 ^[15]원반의 주요 진화 단계:

원시 행성계 원반:이 단계에서는 많은 양의 원시 물질(예: 가스 및 먼지)이 존재하며, 디스크는 행성을 형성할 수 있을 정도로 충분히 거대합니다.
전환 디스크:이 단계에서, 원반은 가스와 먼지의 존재에서 상당한 감소를 나타내며 원시 행성계와 잔해 원반 사이의 특성을 나타낸다.
파편 디스크:이 단계에서 별 주위 원반은 희박한 먼지 원반으로, 적은 양의 가스나 심지어 가스가 전혀 없습니다.디스크 수명보다 먼지 수명이^{[clarification needed]} 짧다는 것이 특징이며, 이는 디스크가 원형이 아닌 2세대임을 나타냅니다.

디스크 소산과 진화

오리온자리 V1247은 가스와 ^[16]먼지로 이루어진 동적인 고리로 둘러싸인 젊고 뜨거운 별입니다.

물질 소실은 별 주위의 원반 진화에 책임이 있는 과정 중 하나입니다.중심별의 질량에 대한 정보와 함께, 별주위 원반의 다른 단계에서의 물질 소산 관찰은 그것의 진화에 관련된 시간표를 결정하기 위해 사용될 수 있습니다.예를 들어, 천이 원반(큰 내부 구멍이 있는 원반)의 소산 과정을 관찰한 결과, 별주위 원반의 평균 나이는 ^[17]^[18]약 10Myr로 추정됩니다.

각 단계에서의 소멸 과정과 지속 시간은 잘 이해되지 않습니다.원반의 관측 성질에 대한 예측이 다른 여러 메커니즘이 별 주위 원반의 분산을 설명하기 위해 제안되었다.입자 ^[19]성장으로 인한 먼지 불투명도 감소, 중심별에서 나오는 X선이나 UV 광자에 의한 물질의 광증발,^[20] 또는 원반^[21] 내에 형성되는 거대 행성의 동적 영향과 같은 메커니즘은 산란을 설명하기 위해 제안된 과정 중 일부입니다.

소멸은 중심별의 수명 동안 별주위 원반에서 지속적으로 발생하는 과정이며, 동시에 같은 단계에서 원반의 다른 부분에 존재하는 과정입니다.디스크 소실은 ^[22]디스크 부품에 따라 내부 디스크 소실, 중간 디스크 소실 및 외부 디스크 소실로 나눌 수 있습니다.

디스크 내부(< 0.05~0.1AU)에서 디스크 내부가 소실됩니다.항성에 가장 가깝기 때문에 이 영역은 가장 뜨겁기 때문에, 존재하는 물질은 일반적으로 전자기 스펙트럼의 근적외선 영역에서 방사선을 방출합니다.원반의 그 부분에 존재하는 매우 뜨거운 먼지에 의해 방출되는 방사선에 대한 연구는 원반에서 별로의 강착과 유출의 방출 사이에 경험적인 관계가 있다는 것을 보여준다.

디스크 중간 소실. 디스크 중간 영역(1-5AU)에서 발생하며 디스크 내부보다 훨씬 더 차가운 물질이 존재하는 것이 특징입니다.따라서 이 영역에서 방출되는 방사선은 실제로 중적외선 영역에서 더 큰 파장을 가지므로 이 영역의 산란 시간 척도를 탐지하고 예측하는 것이 매우 어렵다.이 지역의 소산 시간 척도를 결정하기 위해 수행된 연구는 10 ~ 100Myr까지의 시간 척도를 예측하는 광범위한 값을 제공합니다.

외부 디스크 소산은 온도가 훨씬 낮고 방사 파장이 전자파 스펙트럼의 밀리미터 영역으로 증가하는 50~100AU 범위에서 발생합니다.이 지역의 평균 먼지 질량은 약 10 ^[23]태양 질량으로⁻⁵ 보고되었다.오래된 잔해 원반(10 - 10⁹ yr)에⁷ 대한 연구는 먼지의 질량이 10⁻⁸ 태양 질량에 달한다는 것을 시사하며, 이는 외부 원반의 확산이 매우 긴 시간 ^[24]척도로 일어난다는 것을 암시한다.

앞서 언급했듯이, 별 주위 원반은 평형 물체가 아니라 끊임없이 진화하고 있다.디스크 표면밀도 $\Sigma$ (\ $displaystyle \Sigma)$ 의 $\Sigma$ 진화는 디스크 내 특정 위치의 부피밀도가 수직구조 위에 통합된 후의 단위면적당 질량량이다 ${\frac {\partial \Sigma }{\partial t}}={\frac {3}{r}}{\frac {\partial }{\partial r}}\left[r^{1/2}{\frac {\partial }{\partial r}}\nu \Sigma r^{1/2}\right]$ ${\frac {\partial \Sigma }{\partial t}}={\frac {3}{r}}{\frac {\partial }{\partial r}}\left[r^{1/2}{\frac {\partial }{\partial r}}\nu \Sigma r^{1/2}\right]$ / ${\frac {\partial \Sigma }{\partial t}}={\frac {3}{r}}{\frac {\partial }{\partial r}}\left[r^{1/2}{\frac {\partial }{\partial r}}\nu \Sigma r^{1/2}\right]$ ${\frac {\partial \Sigma }{\partial t}}={\frac {3}{r}}{\frac {\partial }{\partial r}}\left[r^{1/2}{\frac {\partial }{\partial r}}\nu \Sigma r^{1/2}\right]$ / ${\frac {\partial \Sigma }{\partial t}}={\frac {3}{r}}{\frac {\partial }{\partial r}}\left[r^{1/2}{\frac {\partial }{\partial r}}\nu \Sigma r^{1/2}\right]$ ${\frac {\partial \Sigma }{\partial t}}={\frac {3}{r}}{\frac {\partial }{\partial r}}\left[r^{1/2}{\frac {\partial }{\partial r}}\nu \Sigma r^{1/2}\right]$ 1 ${\frac {\partial \Sigma }{\partial t}}={\frac {3}{r}}{\frac {\partial }{\partial r}}\left[r^{1/2}{\frac {\partial }{\partial r}}\nu \Sigma r^{1/2}\right]$ : ${\frac {\partial \Sigma }{\partial t}}={\frac {3}{r}}{\frac {\partial }{\partial r}}\left[r^{1/2}{\frac {\partial }{\partial r}}\nu \Sigma r^{1/2}\right]$ $(\displaystyle$ {\ $frac \Sigma } {\frac {$ 3} ${\frac$ r} \left[ $r^{1/2$ } ${\frac r$ } \ $nu \Sigma$ r $^{1/2}$ \fright $\nu$ ）。 $r$ 서 ${\frac {\partial \Sigma }{\partial t}}={\frac {3}{r}}{\frac {\partial }{\partial r}}\left[r^{1/2}{\frac {\partial }{\partial r}}\nu \Sigma r^{1/2}\right]$ r $\displaystyle$ r은 $r$ r의 반경 원반상 $\nu$ 입니다.이 방정식은 디스크의 축대칭 대칭을 가정하지만 모든 수직 디스크 구조와 호환됩니다.

분자든 난류든 기타든 디스크 내의 점도는 디스크 내의 각운동량을 바깥쪽으로 운반하고 대부분의 질량을 안쪽으로 운반하여 최종적으로 중심 ^[25]물체에 축적합니다. ${\dot {M}}$ 점도 $\nu$ (\ $displaystyle$ $\$ nu $)$ 로 $\nu$ 별 M ${\dot {M}}$ displaystyle $\nu$ $)$ 에 ${\dot {M}}$ 대한 질량 강도는 다음과 같습니다. ${\dot {M}}=3\pi \nu \Sigma \left[1-{\sqrt {\frac {r_{\text{in}}}{r}}}\right]^{-1}$ ${\dot {M}}=3\pi \nu \Sigma \left[1-{\sqrt {\frac {r_{\text{in}}}{r}}}\right]^{-1}$ ${\dot {M}}=3\pi \nu \Sigma \left[1-{\sqrt {\frac {r_{\text{in}}}{r}}}\right]^{-1}$ ${\dot {M}}=3\pi \nu \Sigma \left[1-{\sqrt {\frac {r_{\text{in}}}{r}}}\right]^{-1}$ [ ${\dot {M}}=3\pi \nu \Sigma \left[1-{\sqrt {\frac {r_{\text{in}}}{r}}}\right]^{-1}$ - r ${\dot {M}}=3\pi \nu \Sigma \left[1-{\sqrt {\frac {r_{\text{in}}}{r}}}\right]^{-1}$ r ${\dot {M}}=3\pi \nu \Sigma \left[1-{\sqrt {\frac {r_{\text{in}}}{r}}}\right]^{-1}$ - ${\dot {M}}=3\pi \nu \Sigma \left[1-{\sqrt {\frac {r_{\text{in}}}{r}}}\right]^{-1}$ { ${\dot {M}}=3\pi \nu \Sigma \left[1-{\sqrt {\frac {r_{\text{in}}}{r}}}\right]^{-1}$ \ $displaystyle { M$ } = $3 \ pi$ \ $Sigma \ left$ [ 1 - { \ $frac$ { r $_ r$ _ { \ $text$ { in } } { r ${\dot {M}}=3\pi \nu \Sigma \left[1-{\sqrt {\frac {r_{\text{in}}}{r}}}\right]^{-1}$ } \ right }^ - $1$ 。 $r_{\text{in}}$ 서 $r_{\text{in}}$ 은 r_{ $displaystyle r_$ {\ text {\ in $}$ 의 반경}입니다 $r_{\text{in}}$ .

「」를 참조해 주세요.

강착 디스크
별주위 외피
붕괴된 행성
외계 행성
태양계의 형성과 진화
피터팬 디스크
KIC 8462852 - 태비의 별 - 희한하게 어두워지는 별
WD 1145+017 - 미행성 파괴, 먼지 원반 생성

레퍼런스

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