เมนูนำทาง
จานรอบดาวฤกษ์ ลักษณะของจานรอบดาวฤกษ์แต่ละแบบในทฤษฎีมาตรฐานของการก่อตัวของดาวฤกษ์นั้น ดาวฤกษ์อายุน้อย (หรือดาวฤกษ์ก่อนเกิด) เกิดจากการหดตัวด้วยความโน้มถ่วงของมวลสารบางส่วนภายในเมฆโมเลกุลขนาดยักษ์ วัสดุที่ถูกดึงดูดให้เข้ามารวมตัวกันนี้มีโมเมนตัมเชิงมุม และก่อตัวเป็นจานดาวเคราะห์ก่อนเกิดที่มีก๊าซเป็นส่วนประกอบขึ้นมาล้อมรอบดาวฤกษ์อายุน้อยที่กำลังหมุนรอบตัวเอง จานรอบดาวฤกษ์ที่ก่อตัวขึ้นประกอบไปด้วยก๊าซและฝุ่นหนาแน่น และยังคงมีสสารโดนดูดเข้าไปยังใจกลางดาวอยู่เรื่อย ๆ แผ่นจานมีมวลเพียงไม่กี่เปอร์เซ็นต์ของมวลดาวฤกษ์ใจกลาง และก๊าซส่วนใหญ่ซึ่งเป็นองค์ประกอบหลักคือไฮโดรเจน เหตุการณ์การพอกพูนจะกินเวลานานหลายล้านปี โดยปกติแล้วมวลจะค่อย ๆ ถูกดึงดูดเข้าไปสั่งสมบนดาวที่ใจกลางเรื่อย ๆ ประมาณ 1 ส่วนสิบล้านเท่าไปจนถึง 1 ส่วนพันล้านเท่าของมวลดวงอาทิตย์ต่อปี[2]
แผ่นจานจะค่อย ๆ เย็นตัวลงในช่วงที่ยังเป็นวัตถุดาวฤกษ์อายุน้อย อนุภาคฝุ่นที่ประกอบจากหินและน้ำแข็งจะก่อตัวขึ้นภายในจาน และอาจเกาะรวมตัวกันแล้วกลายเป็นดาวเคราะห์ในที่สุด หากมวลของจานมีมากพอ การเกาะรวมตัวกันจะยิ่งเร่งขึ้นไปอีกและเกิดเป็นวัตถุต้นกำเนิดดาวเคราะห์ขึ้น การก่อตัวของระบบดาวเคราะห์เป็นผลตามธรรมชาติของกระบวนการก่อตัวดาวฤกษ์ สำหรับดาวฤกษ์แบบคล้ายดวงอาทิตย์ โดยปกติจะใช้เวลาประมาณ 100 ล้านปีในการวิวัฒนาการไปสู่แถบลำดับหลัก
สำหรับดาวฤกษ์มวลค่อนข้างต่ำเช่นดาวฤกษ์ชนิด ที วัวนั้นโดยทั่วไปจะมีแผ่นจานรอบดาวฤกษ์อยู่ อย่างไรก็ตาม ในดาวที่มีมวลมากกว่านั้น เช่น ดาวเฮอร์บิก เออี/บีอีนั้น คาดว่าความดันรังสีจากดาวฤกษ์ใจกลางจะแรงมากและเป็นตัวขัดขวางการก่อตัวของจาน อย่างไรก็ตาม การศึกษาล่าสุดได้ให้หลักฐานทั้งทางทฤษฎีและเชิงสังเกตการณ์สำหรับการก่อตัวของจานรอบดาวเฮอร์บิก เออี/บีอี ซึ่งถูกตรวจพบโดยตรงเช่นกัน[3] นอกจากนี้ยังมีผลลัพธ์ที่บ่งชี้ถึงการมีอยู่ของจานในดาวฤกษ์อายุน้อยที่มีมวลสูงกว่านี้อีกด้วย[4]
เมื่อดาวฤกษ์วิวัฒนาการเข้าสู่ช่วงลำดับหลัก จานรอบดาวฤกษ์จะค่อย ๆ หายไป ส่วนใหญ่แล้วจะหายไปจากกระบวนการการระเหยด้วยแสง ในขั้นตอนนี้ ถ้ามีจานรอบดาวฤกษ์อยู่มักจะเป็นจานที่อยู่แค่ชั่วคราว หลังจากที่อนุภาคที่เล็กละเอียดกว่าส่วนใหญ่ได้สูญเสียไปโดยปรากฏการณ์พอยน์ติง–รอเบิร์ตสัน ความดันรังสี ฯลฯ ฝุ่นจากการกระทบของวัตถุท้องฟ้าจะก่อตัวเป็นจานเศษซากขึ้น[6]
ในช่วงลำดับหลัก จานรอบดาวฤกษ์ประเภทต่าง ๆ นั้นเป็นที่รู้จักกันดีว่าวิวัฒนาการมาจากจานก่อกำเนิดดาวเคราะห์ ตัวอย่างเช่น มีจานรอบดาวฤกษ์ชนิดบีอี ซึ่งกลไกการก่อตัวไม่ชัดเจน[9]
เศษซากต่าง ๆ ที่ประกอบขึ้นเป็นแผ่นจานในระบบสุริยะประกอบไปด้วย:
มวลสารรอบดาวฤกษ์ที่พบรอบดาวฤกษ์ที่พ้นจากลำดับหลักมาแล้วนั้นเกิดจากการขับมวลออกจากดาวฤกษ์ใจกลาง มวลสารรอบดาวฤกษ์นั้นมีรูปร่างหลากหลายตั้งแต่เปลือกสมมาตรทรงกลมไปจนถึงโครงสร้างที่มีสมมาตรแบบหมุนคล้ายแผ่นจาน โครงสร้างของมวลสารรอบดาวฤกษ์ของดาวยักษ์ในแขนงดาวยักษ์เชิงเส้นกำกับนั้นเกือบจะเป็นทรงกลมเมื่อดูในภาพรวม แต่เมื่อวิวัฒนาการต่อไปจนกลายเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ มักจะแสดงรูปร่างที่มีสมมาตรแบบหมุน เช่น แผ่นจานรีหรือเป็นเส้นกระจายออกไปจากสองขั้วเหนือใต้ ดาวฤกษ์หลังแขนงยักษ์เชิงเส้นกำกับซึ่งเป็นช่วงที่อยู่ในระหว่างวิวัฒนาการช่วงนั้นถูกคาดการณ์กันมานานแล้วว่าน่าจะมีจานรอบดาวฤกษ์ และเพิ่งจะมีการพบหลักฐานโดยตรง
ตัวอย่างเช่น จากการสังเกตการณ์อินเทอร์เฟอโรเมทรีที่มีความละเอียดสูงได้ตรวจพบจานรอบดาวฤกษ์ที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางภายในเท่ากับ 10 AU รอบดาว IRAS 08544-4431 ซึ่งเป็นดาวฤกษ์หลังวิวัฒนาการผ่านแขนงยักษ์เชิงเส้นกำกับ[11] คาดกันว่าโครงสร้างคล้ายแผ่นจานที่พบในดาวฤกษ์ระยะสุดท้ายนั้นมีความเกี่ยวข้องกับระบบดาวคู่ รวมถึงสำหรับกรณีของ IRAS 08544-4431 นี้ก็เช่นเดียวกัน
ภาพวาดในจินตนาการของดาวยักษ์ใหญ่ B[e] CPD-57 2874 ซึ่งตรวจพบหลักฐานโดยตรงถึงการมีอยู่ของแผ่นจานโดย VLBI[12]แม้ว่าจะตรวจพบโครงสร้างรอบดาวฤกษ์ที่ไม่มีความสมมาตรเป็นทรงกลมในดาวฤกษ์มวลมากที่วิวัฒนาการแล้วจำนวนมาก แต่ก็ไม่พบหลักฐานโดยตรงว่ามีแผ่นจานอยู่ หลักฐานทางอ้อมบ่งชี้ว่าดาวประเภทที่เป็นไปได้มากที่สุดที่จะมีจานรอบดาวคือดาว B[e][13] ซึ่งมีการหมุนรอบตัวเองอย่างรวดเร็วและอาจเป็นต้นกำเนิดแสงวาบรังสีแกมมา เป็นไปได้ที่จะก่อให้เกิดการสั่งสมมวลสารบนแถบเส้นศูนย์สูตรของดาว
มีการพบว่าดาวแคระขาวบางดวงมีการแผ่รังสีในช่วงอินฟราเรดมากเป็นพิเศษ ซึ่งเชื่อว่ามีสาเหตุมาจากแผ่นจานรอบดาวฤกษ์ที่ประกอบขึ้นจากฝุ่น[14] ฝุ่นที่ประกอบเป็นจานนั้นเชื่อว่าเป็นซากของวัตถุท้องฟ้าซึ่งครั้งหนึ่งเคยก่อตัวเป็นระบบดาวเคราะห์ เช่น ดาวเคราะห์น้อย[15]
นอกจากนี้ ดาวมวลอัดแน่นอย่าง ดาวแคระขาว ดาวนิวตรอน และ หลุมดำ โดยเฉพาะอย่างยิ่งในวัตถุท้องฟ้าซึ่งดาวปฐมภูมิของระบบดาวคู่แบบใกล้ชิดได้ถึงจุดสิ้นสุดและกลายเป็นดาวมวลอัดแน่นไปแล้ว ก๊าซจะหมุนรอบดาวมวลอัดแน่นไปในขณะที่ค่อย ๆ ตกลงสู่ในกลางเรื่อย ๆ ซึ่งอาจเกิดเป็นจานพอกพูนมวลขึ้น
เมื่อเกิดการรวบรวมก๊าซขึ้นในระบบดาวคู่ ก็อาจก่อตัวเป็นจานขึ้นมาในระบบดาวคู่นั้นได้ ระบบดาวคู่ที่สั่งสมก๊าซซึ่งมีโมเมนตัมเชิงมุมมักจะก่อตัวเป็นจานได้ง่าย[17] จานในระบบดาวคู่อาจแบ่งออกเป็น 3 ประเภท
จานมักมีลักษณะสมมาตรและก่อตัวในระนาบการโคจรของระบบดาวคู่ แต่อาจได้รับผลกระทบจากปรากฏการณ์ของบาร์ดีน–เพตเตอร์สัน[20] สนามแม่เหล็กขั้วคู่ที่ไม่สม่ำเสมอ[21] ความดันรังสี[22] และแรงน้ำขึ้นลง[18] ทำให้แผ่นจานอาจบิดตัวหรือเอียง ตัวอย่างของจานแบบเอียงสามารถพบได้ใน Her X-1, SS 433 เป็นต้น การแผ่รังสีเอกซ์จะลดลงและเพิ่มขึ้นเป็นคาบ 30 ถึง 300 วัน ซึ่งนานกว่าคาบการโคจรของดาวคู่มาก[23] สันนิษฐานว่าเกิดจากการหมุนควงของจานรอบดาวฤกษ์ปฐมภูมิหรือจานรอบดาวคู่ ซึ่งโดยปกติจะโคจรกลับทิศเมื่อเทียบกับวงโคจรของดาวคู่
เมนูนำทาง
จานรอบดาวฤกษ์ ลักษณะของจานรอบดาวฤกษ์แต่ละแบบใกล้เคียง
จานรอบดาวฤกษ์ จานรอบดาวเคราะห์ จานแอรี จานพอกพูนมวลแหล่งที่มา
WikiPedia: จานรอบดาวฤกษ์ https://commons.wikimedia.org/wiki/Category:Circum... http://www.circumstellardisks.org/ http://astro.berkeley.edu/~kalas/disksite/pages/ga... http://astro.berkeley.edu/~kalas/disksite/index.ht... https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1998ApJ...495..3... https://doi.org/10.1086%2F305277 https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2011A&A...531A..... https://doi.org/10.1051%2F0004-6361%2F201016091 https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2011A&A...526L..... https://doi.org/10.1051%2F0004-6361%2F201016062