星周盤
星周盤（英語：Circumstellar disk）是由氣體、塵埃、微行星或軌道中圍繞恆星的碰撞碎片等，組成薄餅狀或環狀的堆積物。它們環繞在最年輕的恆星周圍，是形成行星物質的儲備庫。在成熟的恆星周圍，他們顯示微行星已經形成；在白矮星的附近，它們是在整個恆星演化過程中倖存下來的物質。這些盤狀物可以在各種不同的管道上呈現出來。
年輕的恆星
編輯根據廣為接受的恆星形成模型，有時被稱為星雲假說，一顆年輕恆星（原恆星）是由巨分子雲內的一團物質的引力坍縮形成的。這些匯入的物質具有一定量的角動量，這導致一個氣態的原行星盤在轉動的年輕恆星周圍形成。原行星盤是由稠密氣體和塵埃組成，繞著原恆星旋轉的圓盤，並繼續供應物質給中心恆星。它主要以氣體的形式存在，而氣體本身主要是氫，質量可能只有中心恆星的百分之幾。主要的吸積階段可以持續數百萬年，吸積率通常在每年10−7和10−9太陽質量之間（Hartmann et al)[2]。
圓盤在所謂的金牛T星階段逐漸冷卻。在這個圓盤中，可以形成由岩石和兵組成的小塵埃顆粒；這些顆粒可以凝結成為微行星。如果圓盤有足夠大的質量，吸積就會開始失控，導致行星胚胎出現。行星系統的形成被認為是恆星形成的自然結果，一顆類似太陽的恆星通常需要一億年才能形成。
太陽系周圍
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聯星系統
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氣體匯入一個聯星系統，就可以形成星周盤和聯星周盤。這種星周盤可以方生在任何一個聯星系統中，匯入其中的氣體含有一定程度的角動量[4]。隨著角動量增加的水準，可以觀察到一般星周盤形成的過程：
- 主星周盤是繞著聯星系統主星（即質量較大的恆星）運行的圓盤[4]。如果匯入的氣體存在著角動量，這個圓盤將通過吸積形成[4]。
- 次星周盤是圍繞聯星系統的伴星（即質量較小的恆星）運行的圓盤。這個星周盤只有匯入的氣體有足夠的角動量時才會形成。所需要的角動量取決於主星與半星的質量比。
- 聯星周盤是圍繞主星和伴星運行的星周盤。聯星周盤形成的時間比主星周盤和次星周盤晚，並且其內半徑遠大於聯星系統的軌道半徑。一個聯星周盤的質量上限約為0.005太陽質量[5]，此時，聯星系統一般不太能擾動聯星周盤，使氣體進一步吸積到主星周盤和次星周盤上[4]。聯星周盤的一個例子是在金牛座GG周圍看到的星周盤[6]。一旦星周盤形成，由於聯星引力的作用，通過微轉矩在星周盤的物質中產生螺旋狀的密度波[4]。這些星周盤大部分與聯星的平面形成軸對稱，但對於巴丁-佩特森效應這樣的過程是可能的[7]：未對齊的偶極子磁場[8]和輻射壓力[9]使一個最初扁平的圓盤產生明顯的扭曲或傾斜。
塵埃
編輯相關條目
編輯- 吸積盤
- 星周包層
- 被破壞的行星
- 太陽系外行星
- 太陽系的形成和演化
- 彼得潘盤
- KIC 8462852：塔比星━奇怪的暗星。
- WD 1145+017：毀滅星體，產生一個塵土飛揚的圓盤。
參考資料
編輯- ^ Circumstellar Disks HD 141943 and HD 191089. ESA/Hubble images. [29 April 2014]. （原始內容存檔於2018-08-16）.
- ^ Hartmann, L; Calvet, N; Gullbring, E; D』Alessio, P. Accretion and the Evolution of T Tauri Disks. The Astrophysical Journal. 1998, 495: 385–400. Bibcode:1998ApJ...495..385H. doi:10.1086/305277
.
- ^ ALMA Reveals Planetary Construction Sites. [21 December 2015]. （原始內容存檔於2019-03-08）.
- ^ 4.0 4.1 4.2 4.3 4.4 Bate, M; Bonnell, A. Accretion during binary star formation - II. Gaseous accretion and disc formation. MNRAS. 1997, 285: 33–48. Bibcode:1997MNRAS.285...33B. doi:10.1093/mnras/285.1.33 .
- ^ Larwood, J.D.; Papaloizou, J.C.B. The hydrodynamical response of a tilted circumbinary disc: linear theory and non-linear numerical simulations. MNRAS. 1997, 285 (2): 288. Bibcode:1997MNRAS.285..288L. arXiv:astro-ph/9609145 . doi:10.1093/mnras/285.2.288.
- ^ C. Roddier; F. Roddier; M. J. Northcott; J. E. Graves; K. Jim. Adaptive optics imaging of GG Tauri: Optical detection of the circumbinary ring. The Astrophysical Journal. 1996, 463: 326–335. Bibcode:1996ApJ...463..326R. doi:10.1086/177245.
- ^ J. M. Bardeen; J. A. Petterson. The Lense-Thirring effect and accretion discs around Kerr black holes. The Astrophysical Journal Letters. 1975, 195: L65–L67. Bibcode:1975ApJ...195L..65B. doi:10.1086/181711.
- ^ C. Terquem; J. C. B. Papaloizou. The response of an accretion disc to an inclined dipole with application to AA Tau. Astronomy and Astrophysics. 2000. Bibcode:2000A&A...360.1031T. arXiv:astro-ph/0006113 .
- ^ J. E. Pringle. Self-induced warping of accretion discs. MNRAS. 1996, 281: 357–361. Bibcode:1996MNRAS.281..357P. doi:10.1093/mnras/281.1.357 .
- ^ Klahr, Hubert; Brandner, Wolfgang. Planet Formation. Cambridge University Press. 2006: 25. ISBN 0521860156.
外部連結
編輯- McCabe, Caer. Catalog of Resolved Circumstellar Disks. NASA JPL. May 30, 2007 [2007-07-17]. （原始內容存檔於2016-06-12）.