Астрофізики з Нідерландів, Німеччини та Чилі з’ясували, як навколишнє зоряне населення впливає на розвиток протопланетных дисків (ППД)

З точки зору теоретиків, вплив зовнішніх світил на ці обертові диски щільного газу у молодих зірок обмежена процесами фотоиспарения і приливного руйнування крайових областей ППД. Деяку наглядову інформацію по фотоиспарению астрономи вже зібрали, а от виявити явні сліди зближень ППД з навколишніми зірками не вдавалося. Причина цього банальна: тривалість життя ППД, яка вимірюється одиницями мільйонів років, сильно поступається того проміжку часу (~0,1–1 млрд років), на якому зустрічі з їх сусідами можуть помітно вплинути на популяцію дисків.

Очевидно, однак, що ефект руйнування та зменшення розмірів ППД все ж повинен проявлятися, якщо щільність розташування прилеглих зірок (а отже, і ймовірність їх зближення з ППД) виявляється надзвичайно високою — долає деяке граничне значення. Останнім приймали рівним ~103 пк–3.

Щоб отримати експериментальну оцінку того, на якій зоряної щільності «усічення» дисків стає помітним, автори звернулися до загальнодоступного каталогу ППД, розташованих в околицях Сонця. Поверхнева зоряна густина Σ для кожного диска обчислювалася за даними інфрачервоних спостережень прилеглих областей зореутворення.

До складеної вченими вибірку потрапили 67 протопланетных дисків. Розподіл їх розмірів за Σ показало, що верхня межа радіусу ППД знаходиться, ймовірно, на позначці в ~103 а. е. Як і слід було очікувати, розподіл це було цілком рівномірним, але із збільшенням щільності до ~103,5 пк–2 великих дисків все ж стало відчутно менше, що в подальшому підтвердив статистичний тест Колмогорова — Смирнова.

Залежно T від маси зірки з протопланетным диском, побудовані для чотирьох різних величин Σ. Пунктирна лінія зазначає загальний час життя зірки. (Ілюстрація авторів роботи.)

Зрозуміло, відносно швидке скорочення радіуса ППД, що перебувають у тісних зоряних скупченнях c Σ > 103,5 пк–2, зменшує і часовий інтервал T, на якому будь-якої області диску (і, можливо, сформувалися там планети) потрапляють в населену зону свого світила. Оцінити цей інтервал зверху зовсім нескладно: достатньо порівняти приблизний внутрішній радіус жилої зони rz, традиційно визначається як область, при попаданні в яку планета може зберігати воду в рідкому вигляді на поверхні з радіусом ППД rd, розрахованим для декількох значень Σ. Час, протягом якого rd буде перевершувати rz, і стане шуканої оцінкою.

Виконавши необхідні розрахунки, астрофізики побудували залежності T від маси зірки, якій належить протопланетный диск. Легко помітити, що час перебування ППД в зоні зменшується не тільки зі збільшенням Σ, але і із зростанням маси: для великих світил характерні великі значення rz.

Наведений вище малюнок також дозволяє зробити деякі висновки про розвиток нашої планетної системи. Параметри, відповідні Землі, на ньому відзначені ромбом, і розташування цієї позначки відразу виключає можливість формування Сонячної системи на ділянці з великою (понад 103 пк–2) поверхневої зоряної щільністю, якщо тільки вона не зменшилася за досить короткий час. З іншого боку, початкова щільність не могла бути занадто низькою, оскільки поблизу молодий Сонячної системи, згідно з метеоритним свідченнями, відбувалися спалахи наднових. Звідси випливає, що Сонце, найімовірніше, належало великій, але слабко пов’язаної зоряної асоціації, яка розпалася за ~10 млн років.

Підготовлено за матеріалами arXiv.

Залишити відповідь

Ваша e-mail адреса не оприлюднюватиметься. Обов’язкові поля позначені *