Просмотр кода страницы Небулярная гипотеза

=== Протопланетные диски ===
{{Main|Протопланетный диск}}{{Main|Планетезималь}}
[[Файл:NASA-14114-HubbleSpaceTelescope-DebrisDisks-20140424.jpg|thumb|right|250px|[[Остаточный диск]], обнаруженный [[Хаббл (телескоп)|телескопом Хаббл]] вокруг молодых звёзд ''HD 141943'' и ''HD 191089'', (24 апреля 2014)<ref name="NASA-20140424">{{cite web |last1=Harrington |first1=J.D. |last2=Villard |first2=Ray |title=RELEASE 14-114 Astronomical Forensics Uncover Planetary Disks in NASA's Hubble Archive |url=http://www.nasa.gov/press/2014/april/astronomical-forensics-uncover-planetary-disks-in-nasas-hubble-archive |date=2014-04-24 |work=[[NASA]] |archivedate=2014-04-25 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20140425125432/http://www.nasa.gov/press/2014/april/astronomical-forensics-uncover-planetary-disks-in-nasas-hubble-archive/ |accessdate=2014-04-25 }}</ref>.]]
При определённых обстоятельствах диск, который уже можно назвать протопланетным, может дать рождение [[Планетная система|планетной системе]]<ref name=Montmerle2006 /> Протопланетные диски наблюдаются вокруг очень высокой доли звёзд в юных [[Звёздное скопление|звёздных скоплениях]]<ref name=Haisch2001>{{статья |заглавие=Disk frequencies and lifetimes in young clusters |издание=[[The Astrophysical Journal]] |том=553 |номер=2 |страницы=L153—L156 |doi=10.1086/320685 |bibcode=2001ApJ...553L.153H |arxiv=astro-ph/0104347 |язык=en |автор=Haisch, Karl E.; Lada, Elizabeth A.; Lada, Charles J. |год=2001 |тип=journal |издательство=[[IOP Publishing]]}}</ref><ref name=Megeath2005>{{статья |заглавие=Spitzer/IRAC photometry of the ρ Chameleontis association |издание=[[The Astrophysical Journal]] |том=634 |номер=1 |страницы=L113—L116 |doi=10.1086/498503 |bibcode=2005ApJ...634L.113M |arxiv=astro-ph/0511314 |язык=en |тип=journal |автор=Megeath, S.T.; Hartmann, L.; Luhmann, K.L.; Fazio, G.G. |год=2005 |издательство=[[IOP Publishing]]}}</ref>. Они существуют с самого начала формирования звёздной системы, но на самых ранних стадиях являются невидимыми из-за [[непрозрачность|непрозрачности]] окружающей оболочки<ref name=Andre1994 />. Диски вокруг [[протозвезда|протозвёзд]] класса 0 считаются массивными и горячими. Это [[Аккреция|аккреционный диск]], который подпитывает центральную протозвезду<ref name=Nakamoto1995 /><ref name=Yorke1999 />. Температура может быть до 400 [[Кельвин|K]] внутри 5 астрономических единиц, и 1,000 K внутри 1 а.е.<ref name=Chick1997>{{статья |заглавие=Thermal processing of interstellar dust grains in the primitive solar environment |издание=[[The Astrophysical Journal]] |том=477 |номер=1 |страницы=398—409 |doi=10.1086/303700 |bibcode=1997ApJ...477..398C |язык=en |тип=journal |автор=Chick, Kenneth M.; Cassen, Patrick |год=1997 |издательство=[[IOP Publishing]]}}</ref> Нагрев диска прежде всего обусловлен [[Вязкость|вязкостным]] [[Диссипация энергии|рассеиванием]] [[Турбулентность|турбулентности]] внутри него и падением газа из туманности<ref name=Nakamoto1995 /><ref name=Yorke1999 />. Высочайшая [[температура]] во внутренней части диска заставляет испаряться большинство летучих веществ — воду, органику и немалую часть [[Горная порода|горных пород]], оставляя лишь самые [[Огнеупорные материалы|огнеупорные]] элементы вроде [[Железо|железа]]. Лёд имеет шансы сохраниться лишь в наружной части диска<ref name=Chick1997 />.
[[Файл:M42proplyds.jpg|thumb|left|250px|Протопланетный диск, формирующийся в [[Туманность Ориона|туманности Ориона]]]]
Основная загадка в физике аккреционных дисков — это механизмы, вызывающие турбулентность и отвечающие за высокоэффективную [[вязкость]]<ref name=Montmerle2006 />. Турбулентности и вязкость, как считается, ответственны за [[Явление переноса|перенос]] массы к центральной протозвезде и вращательного момента к периферии. Это очень важно для аккреции, потому что газ может быть поглощён центральной протозвездой только потеряв большую часть своего вращательного момента, который иначе заставляет некоторую часть газа дрейфовать к периферии системы<ref name=Nakamoto1995 /><ref name=Klahr2003>{{статья |заглавие=Turbulence in accretion disks: vorticity generation and angular momentum transport via the global baroclinic instability |издание=[[The Astrophysical Journal]] |том=582 |номер=2 |страницы=869—892 |doi=10.1086/344743 |bibcode=2003ApJ...582..869K |arxiv=astro-ph/0211629 |язык=en |тип=journal |автор=Klahr, H.H.; Bodenheimer, P. |год=2003 |издательство=[[IOP Publishing]]}}</ref>. Результатом этого процесса является рост как протозвезды, так и диска, достигающего порой радиуса порядка 1,000 а.е., если вращательный момент изначальной туманности был достаточно высок<ref name=Yorke1999 />. Большие диски не редкость во многих областях звёздообразования, например, в [[Туманность Ориона|туманности Ориона]]<ref name=Padgett1999>{{статья |заглавие=Hubble space telescope/nicmos imaging of disks and envelopes around very young stars |ссылка=https://archive.org/details/sim_astronomical-journal_1999-03_117_3/page/1490 |издание=[[The Astronomical Journal]] |том=117 |номер=3 |страницы=1490—1504 |doi=10.1086/300781 |bibcode=1999AJ....117.1490P |arxiv=astro-ph/9902101 |язык=en |тип=journal |автор=Padgett, Deborah L.; Brandner, Wolfgang; Stapelfeldt, Karl L. et al. |год=1999 |издательство=[[IOP Publishing]]}}</ref>.
[[Файл:Artist’s impression of the disc and gas streams around HD 142527 (Animation).ogv|thumb|300px|Протопланетный диск и газовые струи вокруг молодой звезды [[HD 142527]] в представлении художника<ref>{{cite news|title=ALMA Sheds Light on Planet-Forming Gas Streams|url=http://www.eso.org/public/news/eso1301/|accessdate=2013-01-10|newspaper=ESO Press Release|archivedate=2013-05-07|archiveurl=https://web.archive.org/web/20130507105205/http://www.eso.org/public/news/eso1301/}}</ref>. ]]
Срок жизни аккреционного диска составляет около 10 миллионов лет<ref name=Haisch2001 />. К тому моменту звезда достигает стадии звёзд типа классической T Тельца, и диск становится тоньше и холоднее<ref name=Hartmann1998 />. Менее летучие вещества начинают [[Конденсация|конденсироваться]] ближе к центру, формируя 0.1-1 мкм пылевые зерна, содержащие кристаллические [[Силикаты (соли)|силикаты]]<ref name=Kessler-Silacci2006 />. Материя из внешнего диска может смешивать эти новообразования из [[Космическая пыль|космической пыли]] с первичными, которые содержат органику и летучие элементы. Такое смешение объясняет некоторые особенности в составе тел Солнечной системы, например, наличие [[Космическая пыль|межзвёздной]] пыли в примитивных [[метеорит]]ах и тугоплавкие включения в кометах<ref name=Chick1997 />.

[[Файл:NASA-ExocometsAroundBetaPictoris-ArtistView.jpg|thumb|350px|left|Процесс формирования планет, включая [[экзокомета|экзокометы]] и [[Планетезималь|планетезимали]] вокруг [[Бета Живописца|Беты Живописца]], очень молодой звезды класса A V (изображение [[НАСА]]).]]
Частицы пыли, как правило, слипаются друг с другом в плотной среде диска, что ведёт к образованию более крупных частиц до нескольких сантиметров диаметром<ref name=Michikoshi2006>{{статья |заглавие=A two-fluid analysis of the kelvin-helmholtz instability in the dusty layer of a protoplanetary disk: a possible path toward planetesimal formation through gravitational instability |издание=[[The Astrophysical Journal]] |том=641 |номер=2 |страницы=1131—1147 |doi=10.1086/499799 |bibcode=2006ApJ...641.1131M |язык=en |тип=journal |автор=Michikoshi, Shugo; Inutsuka, Shu-ichiro |год=2006 |издательство=[[IOP Publishing]]}}</ref>. Признаки перемещения и слипания пыли астрономы могут наблюдать в инфракрасных спектрах молодых дисков<ref name=Kessler-Silacci2006>{{статья |заглавие=c2d SPITZER IRS spectra of disks around T Tauri stars. I. Silicate emission and grain growth |издание=[[The Astrophysical Journal]] |том=639 |номер=3 |страницы=275—291 |doi=10.1086/499330 |arxiv=astro-ph/0511092 |bibcode=2006ApJ...639..275K |язык=en |тип=journal |автор=Kessler-Silacci, Jacqueline; Augereau, Jean-Charles; Dullemond, Cornelis P. et al. |год=2006 |издательство=[[IOP Publishing]]}}</ref>. Дальнейшие объединения приводят к формированию [[Планетезималь|планетезималей]] до 1 км диаметром или крупнее, которые служат «строительными блоками» для [[Планета|планет]]<ref name=Montmerle2006 /><ref name=Michikoshi2006 />. Формирование планетезималей в подробностях представляет пока ещё загадку, потому что обычное слипание становится неэффективным с увеличением размеров частиц<ref name=Youdin2002 />.

Согласно одной из гипотез, за образование планетезималей отвечает [[гравитационная неустойчивость]]. Частицы размером в несколько сантиметров или крупней медленно оседают вблизи плоскости диска, образуя относительно тонкий и плотный слой менее чем 100 км толщиной. Слой гравитационно неустойчив и может распадаться на отдельные сгустки, коллапсирующие в планетезимали<ref name=Montmerle2006 /><ref name=Youdin2002>{{статья |заглавие=Planetesimal formation by gravitational instability |издание=[[The Astrophysical Journal]] |том=580 |номер=1 |страницы=494—505 |doi=10.1086/343109 |bibcode=2002ApJ...580..494Y |arxiv=astro-ph/0207536 |язык=en |тип=journal |автор=Youdin, Andrew N.; Shu, Frank N. |год=2002 |издательство=[[IOP Publishing]]}}</ref>. Однако различное ускорение газового диска и твёрдых частиц вблизи от плоскости может служить причиной турбулентности, которая предотвращает слишком сильное уменьшение диска в толщину и фрагментацию из-за гравитационной неустойчивости<ref name="Johansen_etal_2006">{{статья |заглавие=Dust Sedimentation and Self-sustained Kelvin-Helmholtz Turbulence in Protoplanetary Disk Midplanes |издание=[[The Astrophysical Journal]] |том=643 |номер=2 |страницы=1219—1232 |doi=10.1086/502968 |arxiv=astro-ph/0512272 |ссылка=https://iopscience.iop.org/article/10.1086/502968 |bibcode=2006ApJ...643.1219J |язык=en |тип=journal |автор=Johansen, Anders; Henning, Thomas; Klahr, Hubert |год=2006 |издательство=[[IOP Publishing]] |archivedate=2022-09-15 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20220915104844/https://iopscience.iop.org/article/10.1086/502968 }}</ref>. Это может ограничить предел образования планетезималей через гравитационную нестабильность до определённых областей диска, где велика концентрация твёрдых частиц<ref name="Protostars_and Planets_2014">{{книга |часть=The Multifaceted Planetesimal Formation Process |заглавие=Protostars and Planets VI |страницы=547—570 |издательство={{Нп3|University of Arizona Press}} |arxiv=1402.1344 |bibcode=2014prpl.conf..547J |doi=10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch024 |isbn=978-0-8165-3124-0 |автор=Johansen, A.; Blum, J.; Tanaka, H.; Ormel, C.; Bizzarro, M.; Rickman, H. |ответственный=Beuther, H.; Klessen, R. S.; Dullemond, C. P.; Henning, T. |год=2014}}</ref>.

Ещё один возможный механизм формирований планетезималей — [[потоковая нестабильность]], в ходе которой движение частиц сквозь газ создаёт эффект обратной связи, способствующий росту локальных скоплений пыли. Эти локальные скопления, проходя сквозь газовые облака, создают участки относительно чистого пространства, сквозь которое частицы движутся без сопротивления среды. Эти скопления начинают обращаться по орбите быстрее, испытывая небольшие радиальные колебания. Отдельные частицы присоединяются к этому скоплению, так как движутся ему навстречу, либо догоняются скоплением, что способствует приросту в массе. В конечном счёте эти скопления формируют массивные протяжённые «нити», претерпевающие фрагментацию и коллапсирующие в планетезимали размером с крупные астероиды<ref name=Johansen_Jacquet_2015>{{книга |часть=New Paradigms For Asteroid Formation |заглавие=Asteroids IV |страницы=471 |издательство={{Нп3|University of Arizona Press}} |серия=Space Science Series |arxiv=1505.02941 |bibcode=2015arXiv150502941J |isbn=978-0-8165-3213-1 |автор=Johansen, A.; Jacquet, E.; Cuzzi, J. N.; Morbidelli, A.; Gounelle, M. |ответственный=Michel, P.; DeMeo, F.; Bottke, W. |год=2015}}</ref>.

Формирование планет может быть также вызвано и гравитационной неустойчивостью в самом диске, которая приводит к его фрагментации в комки. Некоторые из них, при достаточной плотности, проходят через [[Гравитационный коллапс|коллапс]]<ref name=Klahr2003 />, что может привести к быстрому формированию [[Газовая планета|газовых гигантов]] и даже [[Коричневый карлик|коричневых карликов]] всего за тысячу лет<ref name=Boss2003>{{статья |заглавие=Rapid formation of outer giant planets by disk instability |издание=[[The Astrophysical Journal]] |том=599 |номер=1 |страницы=577—581 |doi=10.1086/379163 |bibcode=2003ApJ...599..577B |язык=en |тип=journal |автор=Boss, Alan P. |год=2003 |издательство=[[IOP Publishing]]}}</ref>. Если такого рода скопления мигрируют ближе к звезде во время коллапса, приливные силы от звезды вызывают утрату тела в массе, уменьшая размеры будущей планеты<ref name=Nayaksin_2010>{{статья |заглавие=Formation of planets by tidal downsizing of giant planet embryos |издание=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters, Volume 408, Issue 1, pp. L36-L40 |том=408 |номер=1 |страницы=L36—l40 |doi=10.1111/j.1745-3933.2010.00923.x |arxiv=1007.4159 |ссылка=http://mnrasl.oxfordjournals.org/content/408/1/L36 |язык=en |тип=journal |автор=Nayakshin, Sergie |год=2010}}</ref>. Однако такое возможно лишь в массивных дисках, более массивных, чем 0.3 солнечных масс. Для сравнения, обычный размер диска — 0.01-0.03 масс Солнца. Так как массивные диски редки, считается, что такой механизм формирования — большая редкость<ref name=Montmerle2006 /><ref name=Wurchterl2004>{{cite encyclopedia|last=Wurchterl|first=G.|title=Planet Formation Towards Estimating Galactic Habitability|encyclopedia=Astrobiology:Future Perspectives|date=2004|publisher=Kluwer Academic Publishers|editor=P. Ehrenfreund|display-editors=etal|pages=67–96|url=http://www.springerlink.com/content/pr4rj4240383l585/|access-date=2016-06-08|archive-date=2018-06-18|archive-url=https://web.archive.org/web/20180618123013/http://www.springerlink.com/content/pr4rj4240383l585/|url-status=dead}}</ref>. С другой стороны, такого рода процесс может играть немаловажную роль в формировании [[Коричневый карлик|коричневых карликов]]<ref name=Stamatellosetal2007>{{статья |заглавие=Brown dwarf formation by gravitational fragmentation of massive, extended protostellar discs |издание=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters]] |том=382 |номер=1 |страницы=L30—L34 |doi=10.1111/j.1745-3933.2007.00383.x |ссылка=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?arXiv:0708.2827 |bibcode=2007MNRAS.382L..30S |arxiv=0708.2827 |язык=en |тип=journal |автор=Stamatellos, Dimitris; Hubber, David A.; Whitworth, Anthony P. |год=2007 |archivedate=2015-11-06 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20151106101541/http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?arXiv:0708.2827 }}</ref>.
[[Файл:PIA18469-AsteroidCollision-NearStarNGC2547-ID8-2013.jpg|thumb|right|300px|Столкновения астероидов создают планеты (фантазия художника).]]
Полное рассеяние протопланетного диска инициируется рядом механизмов. Внутренняя часть диска либо аккрецируется звездой, либо выбрасывается в виде биполярных струй<ref name=Hartmann1998 /><ref name=Shu1997>{{статья |заглавие=X-rays and Fluctuating X-Winds from Protostars |издание=Science |том=277 |номер=5331 |страницы=1475—1479 |doi=10.1126/science.277.5331.1475 |ссылка=http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/277/5331/1475 |bibcode=1997Sci...277.1475S |язык=en |автор=Shu, Frank H.; Shang, Hsian; Glassgold, Alfred E.; Lee, Typhoon |год=1997 |archivedate=2009-06-15 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20090615091133/http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/277/5331/1475 }}</ref>, тогда как внешняя часть диска подвергается фотоиспарению под мощным ультрафиолетовым излучением на стадии звезды типа T Tельца<ref name=Font2004>{{статья |заглавие=Photoevaporation of circumstellar disks around young stars |издание=[[The Astrophysical Journal]] |том=607 |номер=2 |страницы=890—903 |doi=10.1086/383518 |bibcode=2004ApJ...607..890F |arxiv=astro-ph/0402241 |язык=en |тип=journal |автор=Font, Andreea S.; McCarthy, Ian G.; Johnstone, Doug; Ballantyne, David R. |год=2004 |издательство=[[IOP Publishing]]}}</ref> или от ближайших звёзд<ref name=Adams2004 />. Газ в центральной части диска может быть либо аккрецирован, либо исторгнут наружу системы растущими планетами, тогда как небольшие частицы пыли исторгнуты [[Давление электромагнитного излучения|световым давлением]] центральной звезды. В конечном счёте, остаётся либо планетарная система, либо остаточный диск без планет, или ничего, если планетезимали не смогли сформироваться<ref name=Montmerle2006 />.

Так как планетезималей очень много, и они раскиданы по протопланетному диску, некоторые переживают формирование планетарной системы. [[Астероид]]ы считаются оставшимися планетезималями, которые сталкивались и разбивались на меньшие куски, тогда как кометы — это планетезимали из дальних пределов протопланетной системы. Метеориты — небольшие планетезимали, падающие на поверхность планет, именно им мы обязаны немалым массивом информации о формировании планетных систем. Метеориты примитивного типа представляют собой осколки маломассивных планетезималей, не проходивших термическую [[Гравитационная дифференциация|дифференциацию]], тогда как «обработанные метеориты» — останки расколовшихся массивных планетезималей, успевших пройти такого рода процесс<ref name=Bottke2005 />.