Аккреция (астрофизика) - Accretion (astrophysics)

В астрофизике , срастание является накопление частиц в массивный объект с помощью гравитационно привлекает все больше материи, как правило , газообразные независимо от того, в аккреционного диска . Большинство астрономических объектов , таких как галактики , звезды и планеты , образованы процессами аккреции.

Обзор

Модель аккреции , что Земля и другие планеты земной группы, образованные из метеоритного материала был предложен в 1944 году Отто Шмидт , а затем теории протопланетного от Уильяма Мак - Кри (1960) и , наконец, теория захвата от Майкла Woolfson . В 1978 году Эндрю Прентис возродил первоначальные лапласианские идеи о формировании планет и разработал современную лапласовскую теорию . Ни одна из этих моделей не оказалась полностью успешной, и многие из предложенных теорий были описательными.

Модель аккреции 1944 года Отто Шмидта получила дальнейшее количественное развитие в 1969 году Виктором Сафроновым . Он подробно рассчитал различные стадии формирования планет земной группы. С тех пор модель получила дальнейшее развитие с использованием интенсивного численного моделирования для изучения скопления планетезималей . Сейчас принято считать, что звезды образуются в результате гравитационного коллапса межзвездного газа . До коллапса этот газ в основном имел форму молекулярных облаков, таких как туманность Ориона . Когда облако схлопывается, теряя потенциальную энергию, оно нагревается, приобретая кинетическую энергию, а сохранение углового момента гарантирует, что облако образует сплюснутый диск - аккреционный диск .

Аккреция галактик

Несколько сотен тысяч лет после Большого взрыва , то Вселенная охлаждается до точки , в которой атомы могли бы образовывать. По мере того, как Вселенная продолжала расширяться и остывать, атомы потеряли достаточно кинетической энергии, и темная материя объединилась в достаточной степени, чтобы сформировать протогалактики . По мере дальнейшей аккреции образовывались галактики . Косвенные доказательства широко распространены. Галактики растут за счет слияний и плавной аккреции газа. Аккреция также происходит внутри галактик, образуя звезды.

Аккреция звезд

Виды в видимом свете (слева) и инфракрасном (справа) изображениях Трехраздельной туманности , гигантского звездообразующего облака газа и пыли, расположенного на расстоянии 5400 световых лет (1700  пк ) в созвездии Стрельца.

Считается, что звезды образуются внутри гигантских облаков из холодного молекулярного водорода - гигантских молекулярных облаков примерно 300 000  M и 65 световых лет (20  пк ) в диаметре. На протяжении миллионов лет гигантские молекулярные облака склонны к коллапсу и фрагментации. Затем эти фрагменты образуют маленькие плотные ядра, которые, в свою очередь, превращаются в звезды. Ядра имеют массу от доли до нескольких масс Солнца и называются протозвездными (протосолнечными) туманностями. Они обладают диаметром от 2 000 до 20 000 астрономических единиц (0,01-0,1  пк ) и плотностью частиц примерно от 10 000 до 100 000 / см 3 (от 160 000 до 1 600 000 / куб. Дюйм). Сравните это с плотностью частиц воздуха на уровне моря - 2,8 × 10 19 / см 3 (4,6 × 10 20 / куб. Дюйм).

Первоначальный коллапс протозвездной туманности с солнечной массой занимает около 100 000 лет. Каждая туманность начинается с определенного момента количества движения . Газ в центральной части туманности с относительно низким угловым моментом подвергается быстрому сжатию и образует горячее гидростатическое (несжимающееся) ядро, содержащее небольшую часть массы исходной туманности. Это ядро ​​формирует зерно того, что станет звездой. По мере продолжения коллапса сохранение углового момента требует ускорения вращения падающей оболочки, которая в конечном итоге формирует диск.

Инфракрасное изображение молекулярного истечения от иначе скрытой новорожденной звезды HH 46/47

По мере продолжения падения материала с диска оболочка в конечном итоге становится тонкой и прозрачной, и молодой звездный объект (YSO) становится видимым сначала в дальнем инфракрасном свете, а затем в видимом. Примерно в это время протозвезда начинает синтезировать дейтерий . Если протозвезда достаточно массивная (выше 80  M J ), слитый водород следующим образом . В противном случае, если его масса слишком мала, объект становится коричневым карликом . Рождение новой звезды происходит примерно через 100 000 лет после начала коллапса. Объекты на этой стадии известны как протозвезды класса I, которых также называют молодыми звездами Т Тельца , эволюционировавшими протозвездами или молодыми звездными объектами. К этому времени формирующаяся звезда уже набрала большую часть своей массы; общая масса диска и остальной оболочки не превышает 10–20% от массы центрального YSO.

Когда звезда с меньшей массой в двойной системе входит в фазу расширения, ее внешняя атмосфера может упасть на компактную звезду, образуя аккреционный диск.

На следующем этапе оболочка полностью исчезает, будучи собранной диском, и протозвезда становится классической звездой типа Т Тельца. Последние имеют аккреционные диски и продолжают аккрецию горячего газа, что проявляется в их спектре сильными эмиссионными линиями. Первые не имеют аккреционных дисков. Классические звезды Т Тельца эволюционируют в звезды Т Тельца со слабыми линиями. Это происходит примерно через 1 миллион лет. Масса диска вокруг классической звезды типа Т Тельца составляет около 1-3% от массы звезды, и она аккрецируется со скоростью 10 -7 до 10 -9  М в год. Также обычно присутствует пара биполярных форсунок. Аккреция объясняет все специфические свойства классических звезд типа Т Тельца: сильный поток в эмиссионных линиях (до 100% собственной светимости звезды), магнитную активность, фотометрическую переменность и джеты. Эмиссионные линии на самом деле формируются, когда аккрецированный газ ударяется о «поверхность» звезды, что происходит вокруг ее магнитных полюсов . Джеты являются побочными продуктами аккреции: они уносят избыточный угловой момент. Классическая стадия Т Тельца длится около 10 миллионов лет. Есть только несколько примеров, так называемый Диск Питера Пэна, где аккреция длится более 20 миллионов лет. Диск в конце концов исчезает из - за аккреции на центральную звезду, формирования планеты, выбрасывания струями и photoevaporation путем ультрафиолетового излучения центральной звезды и близлежащих звезд. В результате молодая звезда становится звездой типа Т Тельца со слабыми линиями , которая за сотни миллионов лет эволюционирует в обычную звезду, подобную Солнцу, в зависимости от ее начальной массы.

Аккреция планет

Художник представил протопланетный диск с молодой звездой в его центре.

Самоаккреция космической пыли ускоряет превращение частиц в планетезимали размером с валун . Более массивные планетезимали накапливают одни более мелкие, а другие разрушаются при столкновении. Аккреционные диски распространены вокруг меньших звезд, звездных остатков в тесной двойной системе или черных дыр, окруженных веществом (например, в центрах галактик ). Некоторая динамика в диске, такая как динамическое трение , необходима, чтобы позволить газу, движущемуся по орбите, потерять угловой момент и упасть на центральный массивный объект. Иногда это может привести к слиянию звездной поверхности (см. Аккреция Бонди ).

В формировании планет земной группы или планетных ядер можно рассмотреть несколько этапов. Во-первых, когда частицы газа и пыли сталкиваются, они агломерируются в результате микрофизических процессов, таких как силы Ван-дер-Ваальса и электромагнитные силы , образуя частицы микрометрового размера; на этом этапе механизмы накопления в основном негравитационные по своей природе. Однако образование планетезималей в диапазоне от сантиметра до метра изучено недостаточно, и не предлагается убедительного объяснения того, почему такие зерна будут накапливаться, а не просто отскакивать. В частности, до сих пор не ясно, как эти объекты вырастают до планетезималей размером 0,1–1 км (0,06–0,6 мили); эта проблема известна как «барьер метрового размера»: по мере того, как частицы пыли растут в результате коагуляции, они приобретают все более высокие относительные скорости по отношению к другим частицам в их окрестностях, а также систематическую скорость внутреннего дрейфа, что приводит к разрушительным столкновениям и тем самым ограничивают рост агрегатов некоторым максимальным размером. Уорд (1996) предполагает, что при столкновении медленно движущихся зерен очень низкая, но ненулевая гравитация сталкивающихся зерен препятствует их вылету. Также считается, что фрагментация зерен играет важную роль в пополнении мелких зерен и сохранении толщины диска, а также в поддержании относительно высокого содержания твердых частиц всех размеров.

Предложен ряд механизмов преодоления «метрового» барьера. Могут образовываться локальные скопления гальки, которые затем под действием силы тяжести превращаются в планетезимали размером с большие астероиды. Эти концентрации могут возникать пассивно из-за структуры газового диска, например, между вихрями, на скачках давления, на краю зазора, созданного планетой-гигантом, или на границах турбулентных областей диска. Или частицы могут играть активную роль в их концентрации через механизм обратной связи, называемый потоковой нестабильностью . При потоковой нестабильности взаимодействие между твердыми телами и газом в протопланетном диске приводит к росту локальных концентраций, поскольку новые частицы накапливаются вслед за небольшими концентрациями, заставляя их расти в массивные волокна. В качестве альтернативы, если зерна, которые образуются из-за агломерации пыли, являются очень пористыми, их рост может продолжаться до тех пор, пока они не станут достаточно большими, чтобы разрушиться под действием собственной силы тяжести. Низкая плотность этих объектов позволяет им оставаться прочно связанными с газом, тем самым избегая столкновений с высокими скоростями, которые могут привести к их эрозии или фрагментации.

В конечном итоге зерна слипаются, образуя тела размером с гору (или больше), называемые планетезималиями. Столкновения и гравитационные взаимодействия между планетезимали в совокупности создают планетные эмбрионы размером с Луну ( протопланеты ) в течение примерно 0,1–1 миллиона лет. Наконец, планетарные зародыши сталкиваются, образуя планеты в течение 10–100 миллионов лет. Планетезимали достаточно массивны, поэтому взаимные гравитационные взаимодействия достаточно значительны, чтобы их можно было принять во внимание при вычислении их эволюции. Росту способствует орбитальный распад более мелких тел из-за сопротивления газа, которое не позволяет им застрять между орбитами эмбрионов. Дальнейшие столкновения и скопления приводят к планетам земной группы или ядрам планет-гигантов.

Если планетезимали образовались в результате гравитационного коллапса локальных скоплений гальки, в их росте в зародыши планет и ядра планет-гигантов преобладают дальнейшие скопления гальки. Наращиванию гальки способствует сопротивление газа, которое испытывают объекты при их ускорении к массивному телу. Сопротивление газа замедляет камешки ниже скорости убегания массивного тела, заставляя их двигаться по спирали к нему и накапливаться им. Аккреция гальки может ускорить формирование планет в 1000 раз по сравнению с аккрецией планетезималей, позволяя планетам-гигантам формироваться до рассеяния газового диска. Тем не менее, рост ядра через аккрецию гальки кажется несовместимым с окончательными массами и составом Урана и Нептуна .

Формирование планет земной группы отличается от образования гигантских газовых планет, также называемых планетами-гигантами . Частицы, из которых состоят планеты земной группы, состоят из металла и горных пород, которые сконденсировались во внутренней части Солнечной системы . Однако планеты-гиганты вначале представляли собой большие ледяные планетезимали, которые затем захватили водород и гелий из солнечной туманности . Дифференциация между этими двумя классами планетезималей возникает из-за линии инея солнечной туманности.

Аккреция астероидов

Хондры в хондритовом метеорите. Показана миллиметровая шкала.

Метеориты содержат записи об аккреции и ударах на всех стадиях происхождения и эволюции астероидов ; однако механизм аккреции и роста астероидов до конца не изучен. Имеющиеся данные свидетельствуют о том, что основной рост астероидов может быть результатом аккреции хондр с помощью газа , которые представляют собой сферулы миллиметрового размера, которые образуются в виде расплавленных (или частично расплавленных) капель в космосе перед тем, как слиться с их родительскими астероидами. Во внутренней части Солнечной системы хондры, по-видимому, сыграли решающую роль в инициировании аккреции. Крошечная масса астероидов может быть частично связана с неэффективным образованием хондр, превышающим 2 а.е. , или с менее эффективной доставкой хондр вблизи протозвезды. Кроме того, столкновения контролировали образование и разрушение астероидов и считаются основным фактором их геологической эволюции.

Хондры, металлические зерна и другие компоненты, вероятно, образовались в солнечной туманности . Они срослись вместе, чтобы сформировать родительские астероиды. Некоторые из этих тел впоследствии расплавились, образуя металлические ядра и богатые оливином мантии ; другие были водно изменены. После того, как астероиды остыли, они подверглись эрозии в результате столкновений в течение 4,5 миллиардов лет или разрушились.

Чтобы произошла аккреция, скорости удара должны быть примерно в два раза меньше космической скорости, которая составляет около 140  м / с (460  футов / с ) для астероида радиусом 100 км (60 миль). Простые модели аккреции в поясе астероидов обычно предполагают, что частицы пыли микрометрового размера слипаются и оседают на средней плоскости туманности, образуя плотный слой пыли, который из-за гравитационных сил превратился в диск из планетезималей километрового размера. . Но некоторые аргументы предполагают, что астероиды, возможно, не аккрецировались таким образом.

Аккреция комет

486958 Аррокот , объект пояса Койпера, который, как считается, представляет первоначальные планетезимали, из которых выросли планеты

Кометы или их предшественники образовались во внешней Солнечной системе, возможно, за миллионы лет до образования планет. Вопрос о том, как и когда образовались кометы, имеет определенные последствия для формирования, динамики и геологии Солнечной системы. Трехмерное компьютерное моделирование показывает, что основные структурные особенности, наблюдаемые на ядрах комет, можно объяснить попарной аккрецией слабых кометезималей с низкими скоростями. В настоящее время предпочитаемый механизм формирования - это гипотеза туманностей , которая утверждает, что кометы, вероятно, являются остатком первоначальных планетезимальных «строительных блоков», из которых выросли планеты.

Астрономы считают, что кометы происходят как из облака Оорта, так и из рассеянного диска . Рассеянный диск был создан, когда Нептун мигрировал вовне в прото-пояс Койпера, который в то время был намного ближе к Солнцу, и оставил после себя популяцию динамически стабильных объектов, на которые никогда не могла повлиять его орбита ( пояс Койпера собственно), и популяция, чьи перигелии находятся достаточно близко, чтобы Нептун все еще мог беспокоить их, когда он путешествует вокруг Солнца (рассеянный диск). Поскольку рассеянный диск динамически активен, а пояс Койпера относительно динамически стабилен, рассеянный диск теперь рассматривается как наиболее вероятная точка происхождения периодических комет. Классическая теория облаков Оорта утверждает, что облако Оорта, сфера размером около 50000 а.е. (0,24 пк) в радиусе, образовалось одновременно с солнечной туманностью и иногда выпускает кометы во внутреннюю часть Солнечной системы, когда гигантская планета или звезда проходит поблизости. и вызывает гравитационные нарушения. Примеры таких кометных облаков, возможно, уже были замечены в туманности Хеликс .

Rosetta миссия в комете 67P / Чурюмов-Герасименко определена в 2015 году , когда Солнце тепло проникает в поверхность, это вызывает испарение (сублимация) погребенный лед. Хотя часть образующегося водяного пара может улетучиваться из ядра, 80% его повторно конденсируется в слоях под поверхностью. Это наблюдение подразумевает, что тонкие слои, богатые льдом, обнаженные близко к поверхности, могут быть следствием кометной активности и эволюции, и что глобальное расслоение не обязательно происходит в начале истории образования кометы. В то время как большинство ученых считали, что все доказательства указывают на то, что структура ядер комет представляет собой груды обломков меньших ледяных планетезималей предыдущего поколения, миссия Rosetta развеяла идею о том, что кометы представляют собой «груды обломков» из разрозненного материала.

Смотрите также

использованная литература