Wokół młodych gwiazd tworzą się pyłowe obłoki nazywane dyskami protoplanetarnymi. To właśnie z tych dysków formują się planety. Dyski nie istnieją przez cały czas życia gwiazdy, ponieważ są na tyle gęste, że ich materia opada powoli na gwiazdę. Dodatkowo, promieniowanie centralnej gwiazdy podgrzewa je i rozprasza, aż nie pozostanie z nich nic z wyjątkiem kilku planet. Czas potrzebny na ulotnienie się dysku informuje naukowców o tym, jak długo przebiega proces powstawania planet.

Znikanie dysków protoplanetarnych może być jednak przyspieszane przez jeszcze jeden szczególny proces. Gwiazdy mają tendencję do tworzenia grup i w gęstych skupiskach mogą wywierać wpływ na dyski otaczające najbliższych sąsiadów. Największy wpływ mają masywne gwiazdy wytwarzające olbrzymie ilości promieniowania UV. Energia fotonów tego promieniowania jest w stanie nadać materii dysku protoplanetarnego przyspieszenie i doprowadzić do jej rozproszenia. Proces ten został nazwany fotoparowaniem. Astronomowie przez długi czas zastanawiali się, jak różne środowiska kosmiczne wpływają na ewolucję dysków protoplanetarnych. Autorzy pracy poświęconej fotoparowaniu poszli inną drogą. Postanowili sprawdzić, co dyski protoplanetarne są nam w stanie powiedzieć o środowisku, w którym się znalazły.

W swojej pracy naukowcy skupili się na grupie gwiazd Cygnus OB2. Zaczęli od stworzenia symulacji, pozwalającej na śledzenie ruchu pojedynczego ciała. Przy dobraniu odpowiednich parametrów udało się odtworzyć obserwowalnego Cygnusa OB2 i przeanalizować jego ewolucję. Grupa zawiera kilka bardzo masywnych gwiazd, wytwarzających olbrzymie ilości promieniowania. W początkowej fazie to promieniowanie usuwa resztki gazu, zmniejszając studnię potencjału całej grupy. Dzięki temu szybkie gwiazdy są w stanie z niej uciec.

Oprócz ruchu gwiazd symulacja śledzi ewolucję dysków protoplanetarnych wokół nich. Przeanalizowano zależność liczby zachowanych dysków od natężenia promieniowania w miejscu ich występowania. Okazało się, że uzyskane wartości pasowały do obserwowanych tylko dla wysokich wartości UV. Nie jest to zaskakujące, bo w symulacji pominięto efekt fotoparowania wywoływany przez gwiazdy centralne dysków.

Wykres przedstawia wyniki symulacji, która najlepiej oddaje grupę Cygnus OB2. Lewa część grafiki przedstawia liczbę zachowanych dysków w czasie,  w zależności od natężenia promieniowania UV. Plusy oznaczają rzeczywiste wartości. Prawa część pokazuje położenie dysków w grupie. Puste kropki oznaczają dyski, które w całości się ulotniły. Bardzo masywne gwiazdy zaznaczono gwiazdkami.

Ponadto symulacja pozwoliła oszacować początkową masę grupy. Według modelu, Cygnus OB2 uformował się z materii o masie około 80 tysięcy Słońc, a następnie stracił 75% masy w postaci ulatniającego się gazu.

Astronomowie zbadali również związek pomiędzy masą dysków protoplanetarnych, a masą ich gwiazd centralnych. Okazało się, że istnieje widoczny związek pomiędzy tymi dwoma wartościami. Nie jest zaskakujące, że bardziej masywne gwiazdy są w stanie utrzymać wokół siebie bardziej masywne dyski. Interesujące jest natomiast to, że ta relacja jest bardziej widoczna dla miejsc o silnym promieniowaniu UV. Naukowcy twierdzą, że siła zewnętrznego fotoparowania zależy od masy centralnej gwiazdy dysku. Wokół mniejszych gwiazd energia fotonów może łatwiej i szybciej rozproszyć materię dysku, uwypuklając związek między masą dysku, a masą gwiazdy. Oznacza to, że dyski protoplanetarne w środowisku o dużym natężeniu UV różnią się od dysków w innych środowiskach.

Wykres przedstawia stosunek zachowanej masy dysków protoplanetarnych do masy ich gwiazd centralnych. Kolorami oznaczono grupy, do których należały gwiazdy.

Z badania wynika, że można prześledzić historię grupy gwiazd na podstawie położenia i prędkości składników oraz badaniu ich dysków protoplanetarnych. Dzięki przeanalizowaniu związku pomiędzy masą dysku, a masą gwiazdy można określić natężenie promieniowania UV w przeszłości. Autorzy pracy podkreślają jednak, że zarówno zewnętrzne fotoparowanie jak i opadanie gęstego pyłu na gwiazdę zmniejsza masę dysku, dlatego czasem trudno określić, które zjawisko miało większy wpływ na ulotnienie się dysku. Pomimo tego badania pokazują, że promieniowanie UV może odcisnąć ślad na dyskach protoplanetarnych. Co to oznacza dla procesu formowania się planet? Przede wszystkim to, że duże natężenie UV zmniejsza ilość dostępnej materii i utrudnia lub uniemożliwia przeprowadzenie tego procesu.

Artykuł napisał Radosław Kubiś.

Source :

astrobites

Autor

Redakcja AstroNETu
Redakcja AstroNETu