Чи можуть протопланетні диски утворювати зірки головної послідовності?

Як вказував @Envite в контексті більш загальної дискусії (див. Узагальнені планети? ), Мабуть, поміркована можливість для протопланетних дисків утворювати зірки головної послідовності (зірки MS).

Основний аргумент тут полягає в тому, що Юпітер має масу приблизно , хоча в принципі, щоб об'єкт був зіркою МС, йому потрібна була маса щонайменше приблизно . Також є декілька систем, таких як HD 29587 , які містять зірку та коричневого карлика, можливо, що формуються з протопланетного диска. $10^{-3}M_\odot$ $0.07M_\odot$

Звідси кілька запитань. Чи можуть утворюватися зірки з низькою масою MS на протопланетних дисках? Якщо ні, то чому? Якщо так, то як часто це відбувається? Якщо так, то які наслідки це матиме для подальшої динаміки планетарної системи, якби один із об'єктів став зіркою МС, на відміну від коричневого карлика?

Знову дякую @Envite за ідею.

planetary-formation star-formation

— Олексій Бобрик
джерело

Не згадуйте це :)

— Запросіть

@Envite: Поки це науково справедливо, чому б і ні :)

— Олексій Бобрік

Не згадуйте про це: я хочу подякувати мені. Питання абсолютно справедливе.

— Запросіть

Так, і мені це дійсно подобається. Але ідея була твоя.

— Олексій Бобрик

Відповіді:

Так , якщо ви не хочете отримати конкретні стосунки з "протопланетарною" частиною. Наприклад, у навколозоряних дисках навколо зірок Вольфа-Реєта є зірки [ посилання ]. Якби ми були прискіпливими, ми не могли б назвати кругозірковий диск навколо цієї зірки Вольфа-Рейє протопланетним диском (а натомість посилаємось на планетоутворюючі кругозіркові диски новостворених зірок як такі), але між дисками немає чіткої лінії газу всередині та більшого диска газу навколо зірки Вольфа-Реєта, частиною якої вони є.

Джерело:

Сформоване зоряне оточення, що оточує зірку Вольфа-Рейта HD 211853 - Лю, Ву, Чжан та Цинь

— називається2вояж
джерело

Дуже дякую за вашу відповідь та довідку! Чи можете ви міркувати, чи може планета, що перетворюється на зірку МС, впливати на динаміку всієї планетарної системи? (можливо, у менш жорстокому випадку, ніж у зірок WR). А також, я припускаю, немає існуючих оцінок щодо частоти виникнення таких подій взагалі?

— Олексій Бобрик

@AlexeyBobrick Я не дуже кваліфікований, щоб міркувати у своїй відповіді, грунтуючись на даних, які я маю, але я б припустив, що така система не буде повністю відрізнятися від двійкової системи, яка сформувалась звичайним способом.

— закликав2voyage

Дуже дякую! Слід додати тут те, що зірки, утворені в ППД, швидше за все, менш масивні і, можливо, трохи відрізняються за складом від звичайних бінарних супутників, що утворюються внаслідок гравітаційного колапсу.

— Олексій Бобрик

@AlexeyBobrick Можливо, але вже є каталогізовані бінарні системи зірок, де один супутник - менша зірка з іншим складом. Наприклад, Gilese 777 має дві (можливо, три) зірки різної величини та складу. Я б насправді вважав це досить хорошим кандидатом у систему, де супутники найбільшої зірки утворювались із кругового диска, а не від традиційного гравітаційного колапсу.

— закликав2voyage

Ні, не дуже.

Зірки можуть утворюватися в окружних дисках, тобто, як правило, дисках навколо оточуючих зірок, але не в протопланетних дисках. Протопланетні диски - це, за визначенням, плоскі обертові диски, складені з газу та пилу, що знаходяться навколо новонароджених зірок низької маси (див. Огляд Williams & Cieza (2011) ). У цьому визначенні є два важливі моменти: протопланетні диски орбітують навколо зірок низької маси , і, зокрема, новонароджених зірок низької маси. Ці два моменти важливі, оскільки на цьому етапі життя диска і для цього діапазону зоряної маси його маса явно занадто мала, щоб утворювати будь-яку зірку.

Зазначаючи, що неможливо сформувати зірки на протозоряному диску формуючої зірки (це одна з можливостей сформувати безліч систем, які все ще важко пояснити), як це обговорювалося різними авторами (див., Наприклад, Stamatellos та ін. (2009) , Воробйов та ін. (2013) , Джоос та ін. (2013) та багато інших), однак, швидше за все, у цих дисках утворюються коричневі карлики з дуже низькою масою, ніж зірки основних послідовностей ( їх маса просто занадто мала, знову ж таки).

Зважаючи на це ( bis repetita ), ви могли, як вказував під назвою2voyage, ви могли сформувати головну зірку послідовності у кругозірковому диску великої маси зірки (як зірка типу Вольфа-Реєта).

— MBR
джерело