เมนูนำทาง
จานรอบดาวฤกษ์ วิวัฒนาการของจานรอบดาวฤกษ์วิวัฒนาการของจานรอบดาวฤกษ์อาจแบ่งออกเป็นหลายขั้นตอนตามการเปลี่ยนแปลงตามช่วงวิวัฒนาการของโครงสร้างและส่วนประกอบหลัก
วิธีการจำแนกแบบหนึ่งคือดูที่ขนาดของอนุภาค เช่น ฝุ่น ซึ่งเป็นส่วนประกอบหลักของจาน โดยเฉพาะอย่างยิ่ง มีระยะที่อนุภาคขนาด 1 μm ลงมาเป็นองค์ประกอบหลัก, ระยะที่อนุภาคเติบโตกลายเป็นอนุภาคขนาดใหญ่ขึ้น, ระยะที่มีความหนาแน่นมากขึ้นและก่อตัวเป็นดาวเคราะห์ก่อนเกิด และ ระยะที่เติบโตต่อไปอีกจนเกิดเป็นระบบดาวเคราะห์ขึ้น
อีกทางเลือกหนึ่ง จากปริมาณของก๊าซและแบบจำลองของการก่อตัวดาวทางทฤษฎี อาจจำแนกออกเป็น 3 ขั้นตอนดังนี้
ในระบบสุริยะ ฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์ในระนาบวงโคจรของดาวเคราะห์ (สุริยวิถี) ที่เกิดจากการชนกันของดาวเคราะห์น้อยหรือการกลายเป็นไอของดาวหางสามารถเห็นเป็นแสงจักรราศีจากบนโลก
นอกจากนี้ ในระหว่างการวิวัฒนาการจากจานดาวเคราะห์ก่อนเกิดไปสู่จานเศษซาก สามารถสังเกตเห็นการลดลงของจำนวนอนุภาคฝุ่นขนาดเล็กระดับมิลลิเมตรในบริเวณรอบนอกของจานการเพิ่มขึ้นของปริมาณฝุ่นอุณหภูมิสูงในบริเวณวงในของจาน และการหายไปของก๊าซ[28]
หนึ่งในปรากฏการณ์สำคัญที่เกิดจากวิวัฒนาการของจานรอบดาวคือการกระจายหายไปของมวลสาร การวิจัยศึกษากระบวนการกระจายหายไปของมวลสารในแต่ละขั้นตอนวิวัฒนาการของจานรอบดาว ร่วมกับข้อมูลเกี่ยวกับมวลของดาวฤกษ์ใจกลางนั้น จะให้เบาะแสเกี่ยวกับมาตราส่วนเวลาวิวัฒนาการ ตัวอย่างเช่น จากผลการสังเกตการณ์กระบวนการกระจายหายไปของมวลสารในจานช่วงเปลี่ยนผ่าน (จานที่มีรูภายใน[29]) ได้ประมาณอายุเฉลี่ยของจานรอบดาวฤกษ์ไว้ประมาณ 10 ล้านปี[30]
ยังไม่มีทฤษฎีที่เป็นที่ยอมรับแน่ชัดเกี่ยวกับกลไกของกระบวนการกระจายหายไป รวมถึงช่วงระยะหรือมาตราส่วนเวลาที่กระบวนการกระจายหายไปเกิดขึ้น มีการเสนอสมมติฐานหลายข้อและลักษณะเชิงสังเกตการณ์ที่คาดการณ์ไว้ของจานเพื่ออธิบายกระบวนการกระจายหายไปของจานรอบดาวฤกษ์ สมมติฐานหลัก ๆ เช่น ฝุ่นจะทึบแสงน้อยลงเมื่อเติบโตเป็นอนุภาคขนาดใหญ่ขึ้นจึงสังเกตได้ยากขึ้น[31] หรืออาจเกิดจากการระเหยด้วยแสงเนื่องจากโฟตอนของรังสีเอกซ์และรังสีอัลตราไวโอเลตที่มาจากดาวที่ใจกลาง (หรือ ลมดาวฤกษ์)[32] หรืออาจเป็นเพราะได้รับอิทธิพลดาวเคราะห์ยักษ์ที่ก่อกำเนิดขึ้นภายในจาน[33]
ระยะเวลาของกระบวนการกระจายหายไปนั้นคาดว่าจะค่อนข้างสั้น มีวัตถุท้องฟ้าที่ดูเหมือนว่าจะเกิดการกระจายหายไปทั้งวงด้านในและวงรอบนอกของจานรอบดาวฤกษ์เกือบพร้อม ๆ กัน หรืออาจเริ่มกระจายหายไปจากส่วนด้านในแล้วไล่ไปยังด้านนอก โดยคาดว่าอาจใช้เวลาประมาณ 5 แสนปีตั้งแต่เริ่มเกิดการกระจายจนหายไปหมด[34]
จานรอบดาวฤกษ์จะไม่อยู่ในสภาวะสมดุล โดยจะค่อย ๆ เสียสมดุลและเกิดการเปลี่ยนแปลงไป ความหนาแน่นต่อพื้นที่จาน σ {\displaystyle \sigma } คำนวณได้จาก
∂ Σ ∂ t = 3 r ∂ ∂ r [ r 1 / 2 ∂ ∂ r ν Σ r 1 / 2 ] {\displaystyle {\frac {\partial \Sigma }{\partial t}}={\frac {3}{r}}{\frac {\partial }{\partial r}}\left[r^{1/2}{\frac {\partial }{\partial r}}\nu \Sigma r^{1/2}\right]}
ในที่นี้ r {\displaystyle r} คือระยะห่างแนวรัศมีจากจุดศูนย์กลางของจาน ส่วน ν {\displaystyle \nu } แสดงค่าความหนืด ที่ตำแหน่ง r {\displaystyle r} [35] สมการนี้ถือว่าแผ่นจานเป็นแบบมีแกนสมมาตร ไม่มีความแตกต่างในโครงสร้างตามแนวความหนาของแผ่นจาน
ความหนืดของจาน ซึ่งอาจเกิดขึ้นจากตัวโมเลกุล หรือความปั่นป่วน จะทำให้เกิดการสูญเสียโมเมนตัมเชิงมุมไปยังด้านนอกของจาน แล้วในที่สุดจะทำให้มวลจำนวนมากไปพอกพูนเข้าที่ส่วนดาวฤกษ์ใจกลาง[35] อัตราการเพิ่มมวลสู่ดาวฤกษ์ใจกลาง M ˙ {\displaystyle {\dot {M}}} ขึ้นอยู่กับค่าความหนืด ν {\displaystyle \nu } โดยคำนวณได้ดังนี้
M ˙ = 3 π ν Σ [ 1 − r in r ] − 1 {\displaystyle {\dot {M}}=3\pi \nu \Sigma \left[1-{\sqrt {\frac {r_{\text{in}}}{r}}}\right]^{-1}}
ในที่นี้ r in {\displaystyle r_{\text{in}}} คือเส้นผ่านศูนย์กลางด้านในของแผ่นจาน
เมนูนำทาง
จานรอบดาวฤกษ์ วิวัฒนาการของจานรอบดาวฤกษ์ใกล้เคียง
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