Выборка из 20 протопланетных дисков вокруг молодых, молодых звезд, измеренная проектом Disk Substructures at High Angular Resolution Project: DSHARP. Такие наблюдения научили нас, что протопланетные диски формируются в основном в одной плоскости и, как правило, поддерживают сценарий аккреции ядра при формировании планет. Структуры дисков видны как в инфракрасном, так и в миллиметровом/субмиллиметровом диапазонах длин волн. Недавно мы узнали, что зазоры начинают образовываться в протопланетных дисках примерно через 0,5–2 миллиона лет, причем более молодые диски не демонстрируют такой субструктуры. Эти диски, как правило, исчезают и уступают место системам дисков-обломков примерно через 10 миллионов лет.
Это означает, что планеты формируются относительно рано в истории звездно-планетной системы, но эпизоды экстремального насилия продолжаются гораздо дольше. Богатые пылью особенности, такие как осколочные диски вокруг звезд, могут сохраняться в течение нескольких сотен миллионов лет; 400-700 миллионов лет могут быть типичными для молодых звездных систем.
Мы полагаем, что это коррелирует с периодом тяжелой бомбардировки и частых ударов и столкновений среди молодых планет в таких системах, что согласуется со скоростью образования кратеров, наблюдаемой на Луне, Меркурии, Марсе и других мирах в нашей собственной Солнечной системе. В результате этих и многих других достижений в планетарной науке и планетарной астрономии мы теперь ближе к полной картине того, как формируются планетные системы, чем когда-либо прежде.
Кто (или что) привел планеты в движение?
Чтобы понять полную историю, мы должны начать с начала. И хотя планеты не начинают формироваться до ~2 миллионов лет после того, как их родительские звезды зажгли ядерный синтез в своих ядрах, история движения планет начинается задолго до этого: когда звезды, вокруг которых они в конечном итоге будут вращаться, только начинают формироваться. Одна из первых вещей, на которые мы должны обратить внимание, – это то, как формируются звезды: из коллапса молекулярных облаков газа. Эти облака газа должны сделать две вещи, чтобы коллапсировать и сформировать звезды:
они должны накопить достаточно массы, обычно сотни тысяч солнечных масс, а иногда и больше, чтобы гравитационно коллапсировать под влиянием собственной массы,
и они должны достаточно остыть, излучая это тепло, иначе давление, создаваемое этими тепловыми эффектами, предотвратит гравитационный коллапс.
Как только эти два критических пункта достигнуты, начальное газовое облако, из которого будут формироваться звезды, начинает коллапсировать. И когда этот коллапс происходит, он происходит не монолитно или в один большой сгусток. Скорее, в этом облаке газа есть области, которые изначально имеют чуть большую плотность, чем другие, и эти области служат центрами нуклеации для сжатия материи. В результате, когда газовые облака коллапсируют, они начинают фрагментироваться, и звезды формируются в основном в местах фрагментации, которые собирают наибольшую массу в кратчайшие сроки.
Может быть, неожиданно, мы узнаем, изучая эти места фрагментации, что “одиночные” звездные системы, как наша Солнечная система, – это только один из многих вариантов. Хотя примерно половина всех формирующихся звезд оказывается одиночными системами, добрая половина всех формирующихся звезд оказывается компонентами многозвездных систем: двойных, тройных, четверных и даже систем с более высокой кратностью. Около 35% всех звезд находятся в двойных системах, еще около 10% – в тройных системах, и примерно 4-5% – в четверных или более многозвездных системах.
Комментарии 1