恒星周円盤

恒星周円盤（または恒星周円盤）は、恒星の周りを周回するガス、塵、微惑星、小惑星、衝突破片などからなるトーラス、パンケーキ、またはリング状の物質降着円盤である。最も若い恒星の周りでは、惑星が形成される可能性のある物質の貯蔵庫である。成熟した恒星の周りでは、微惑星の形成が起こったことを示し、白色矮星の周りでは、惑星の物質が恒星の進化の全過程を生き延びたことを示す。このような円盤は、さまざまな形で現れる可能性がある。

広く受け入れられている星形成モデル（星雲仮説とも呼ばれる）によれば、若い星（原始星）は巨大分子雲内の物質の塊の重力崩壊によって形成される。落下する物質はある程度の角運動量を持ち、その結果、若い自転する星の周囲にガス状の原始惑星系円盤が形成される。原始惑星系円盤は、中心星に供給され続ける高密度のガスと塵からなる回転する恒星周円盤である。中心星の質量の数パーセントを、主に水素を主成分とするガスの形で含むことがある。主な降着段階は数百万年続き、降着速度は通常、年間10 ⁻⁷～ 10 ⁻⁹太陽質量である（Hartmann ら^[2]で提示された典型的なシステムの速度）。

円盤は徐々に冷え、 T タウリ星期と呼ばれる段階になります。この円盤内では、岩石や氷でできた小さな塵の粒子が形成され、それが凝固して微惑星になることがあります。円盤の質量が十分に大きい場合、暴走集積が始まり、惑星の胚が出現します。惑星系の形成は、星形成の自然な結果であると考えられています。太陽のような星が形成されるには通常、約 1 億年かかります。

• 小惑星帯は、火星と木星の軌道の間に位置する太陽系の小天体の集まりで、惑星間塵の源です。
• 海王星の軌道の外側にあるエッジワース・カイパーベルト
• 海王星の軌道の向こう側にある散乱円盤
• ヒルズ雲。内側のオールトの雲だけがトロイドのような形をしています。外側のオールトの雲はより球形に近い形をしています。

連星系へのガスの落下により、恒星周円盤と連星周円盤が形成される。このような円盤は、落下するガスがある程度角運動量を含む連星系であれば、どのようなものでも形成される。 ^[4]円盤形成の一般的な進行は、角運動量のレベルが増加するにつれて観察される。

• 周主星円盤は、連星系の主星（つまり、より質量の大きい星）を周回する円盤です。^{[4]このタイプの円盤は、落下するガスに角運動量が存在する場合、}降着 によって形成されます。^[4]
• 周副星円盤は、連星系の副星（つまり、質量の小さい星）の周りを周回する円盤です。このタイプの円盤は、落下するガス内に十分な角運動量が存在する場合にのみ形成されます。必要な角運動量の量は、副星と主星の質量比によって異なります。周副星円盤は、主星の前を通過するのが見られることがあります。
• 周連星円盤は、主星と伴星の両方の周りを公転する円盤です。このような円盤は、周主星円盤や周伴星円盤よりも遅い時期に形成され、その内半径は連星系の軌道半径よりもはるかに大きくなります。周連星円盤は、質量の上限が約 0.005 太陽質量で形成される可能性があり、^[5]この時点で、連星系は一般に円盤を強く揺らすことができず、周主星円盤や周伴星円盤にガスがさらに集積されることはありません。^[4]周連星円盤の例は、GG タウリ星系の周囲に見られます。^[6]
• 連星周回円盤の形成を考えると、連星を取り囲む内部空洞の形成は避けられない。この空洞はリンドブラッド共鳴、具体的には外側のリンドブラッド共鳴に位置する螺旋密度波の結果である。空洞を切り出す正確な共鳴は連星の離心率に依存するが、いずれの場合も空洞の大きさは連星の分離に比例する。^[7]${\displaystyle e_{b}}$${\displaystyle a_{b}}$

連星系周回円盤内での連星への降着の短期的発展を左右する指標となるタイムスケールは、連星系の軌道周期である。内部空洞への降着は一定ではなく、空洞の最内部領域に沿ったガスの挙動とそれに応じて変化する。非離心率連星の場合、降着の変動は内部ガスのケプラー軌道周期と一致し、外部リンドブラッド共鳴に対応する塊が形成される。この周期は連星軌道周期の約5倍である。離心率連星の場合、各連星系構成要素が軌道の遠心点に到達するたびに連星系周回円盤から物質をすくい取るため、降着の変動周期は連星軌道周期と同じである。^[7]${\displaystyle P_{b}}$${\displaystyle e_{b}}$${\displaystyle m=1}$

偏心連星系でも、連星周期の数百倍に及ぶ永年スケールで集積の変動が見られる。これは、空洞の内縁の遠心歳差運動率に対応しており、空洞自体の偏心度 と、連星系内周円盤の重要な領域の最大 に及ぶ偏心度 を発達させている。^{[7]この偏心度は、内部空洞の集積だけでなく、}周連星系惑星の形成や移動など、円盤のさらに外側のダイナミクスにも影響を与える可能性がある。 ${\displaystyle e_{d}}$${\displaystyle \sim 10a_{b}}$

もともと、連星系周回円盤内に位置するすべての連星は、主に周回円盤の切除された空洞の最も内側の縁にある物質からの重力トルクにより、軌道が減衰する方向に進化すると考えられていました。周回円盤から連星への降着が発生すると、この減衰は保証されなくなり、連星間の分離が増加する可能性さえあります。軌道進化のダイナミクスは、質量比や離心率などの連星のパラメータ、および降着ガスの熱力学に依存します。^[7]${\displaystyle q_{b}}$${\displaystyle e_{b}}$

恒星周ディスクが形成されると、連星の重力による差動トルクによって、恒星周物質内にらせん状の密度波が生成されます。^[4]これらのディスクの大部分は連星面に対して軸対称に形成されますが、バーディーン・ペッターソン効果^[8] 、不整列な双極子磁場^[9]、放射圧^[10]などのプロセスにより、最初は平坦だったディスクに大きな歪みや傾きが生じる可能性があります。

傾いた円盤の強力な証拠は、Her X-1、SMC X-1、SS 433などの系で見られ、これらの系では、X線放射の視線方向の周期的な遮断が約50～200日で見られ、これは系の連星軌道の約1日よりもはるかに遅い。^[11]この周期的な遮断は、周主星または周連星円盤の歳差運動によって生じると考えられており、軸対称円盤でらせん状の密度波を生成するのと同じ差動トルクの結果として、通常は連星軌道に対して逆行する。

傾斜した周連星系円盤の証拠は、周星系円盤内の歪んだ形状、原始星ジェットの歳差運動、周惑星天体の傾斜軌道（食連星TY CrAに見られるように）を通して見ることができる。^[5]副次質量比と主質量比が低い連星を周回する円盤の場合、傾斜した周連星系円盤は数年単位の周期で固定歳差運動を起こす。質量比が1の連星を周回する円盤の場合、差動トルクは円盤の内部を2つ以上の別々の歳差運動する円盤に引き裂くほど強力になる。^[5]

2020年にALMAデータを使った研究では、短周期連星の周りの周連星円盤は連星の軌道と一致することが多いことが示されました。1か月以上の周期を持つ連星では、通常、円盤が連星の軌道とずれていることが示されました。^[12]

• デブリ円盤は、衝突や蒸発によって生成された微惑星と微細な塵や少量のガスで構成されています。元のガスと小さな塵の粒子は、惑星に分散または蓄積されています。^[14]
• 黄道雲または惑星間塵は、小惑星の衝突や彗星の蒸発によって太陽系内で生成される物質であり、地球上の観測者には日の出前または日没後に黄道に沿って散乱した光の帯として見える。
• 太陽系外塵は、太陽系の黄道光に類似した位置にある、太陽以外の恒星の周りの塵です。

恒星周円盤の段階とは、円盤の進化の過程におけるさまざまな時点の構造と主な構成を指します。段階には、円盤が主にサブミクロンサイズの粒子で構成されている段階、これらの粒子が粒子やより大きな物体に進化する段階、より大きな物体が凝集して微惑星になる段階、微惑星が太陽系や他の多くの恒星のような惑星系に成長して軌道進化する段階が含まれます。

恒星周円盤の進化の主な段階：^[16]

• 原始惑星系円盤: この段階では、大量の原始物質 (ガスや塵など) が存在し、円盤は惑星形成の可能性を秘めるほどの大きさです。
• 遷移ディスク: この段階では、ディスク内のガスと塵の存在が大幅に減少し、原始惑星ディスクとデブリディスクの中間の特性を示します。
• 破片円盤: この段階では、恒星周円盤は希薄な塵円盤であり、ガス量が少ないか、まったくガスが存在しない。塵の寿命^{[明確化が必要]}が円盤の年齢よりも短いことが特徴で、これは円盤が原始的ではなく第 2 世代であることを示しています。

物質の散逸は、恒星周円盤の進化の原因となるプロセスの一つです。中心星の質量に関する情報と合わせて、恒星周円盤のさまざまな段階での物質の散逸を観測することで、その進化に関係する時間スケールを決定することができます。たとえば、遷移円盤（大きな内部の穴がある円盤）の散逸プロセスの観測では、恒星周円盤の平均年齢は約10百万年と推定されています。^{[18] [19]}

散逸プロセスと各段階でのその持続時間はよくわかっていません。円盤の観測特性について異なる予測を持ついくつかのメカニズムが、恒星周円盤の分散を説明するために提案されています。粒子成長によるダスト不透明度の減少、^[20]、 中心星からのX線または紫外線光子による物質の光蒸発（恒星風）、^[21]、または円盤内で形成される巨大惑星の動的影響^[22]などのメカニズムは、散逸を説明するために提案されているプロセスの一部です。

散逸は中心星の生涯を通じて恒星周縁の円盤で継続的に起こるプロセスであり、同時に同じ段階で円盤のさまざまな部分に存在するプロセスです。散逸は、考慮される円盤の部分に応じて、内側円盤散逸、中間円盤散逸、外側円盤散逸に分けられます。^[23]

内部ディスクの散逸は、ディスクの内側部分（< 0.05 – 0.1 AU）で発生します。この領域は恒星に最も近いため、最も高温でもあり、したがって、そこに存在する物質は通常、電磁スペクトルの近赤外線領域の放射を放射します。ディスクのその部分に存在する非常に高温の塵から放射される放射の研究は、ディスクから恒星への集積とアウトフローの放出との間に経験的なつながりがあることを示唆しています。

ディスク中央部の散逸は、ディスク中央部（1-5 AU）で発生し、ディスクの内側部分よりもはるかに低温の物質が存在するという特徴があります。その結果、この領域から放射される放射線はより長い波長、つまり中赤外線領域となり、この領域の散逸の時間スケールを検出および予測することが非常に困難になります。この領域での散逸の時間スケールを決定するために行われた研究では、10 Myr未満から最大100 Myrまでの時間スケールを予測する幅広い値が得られています。

外殻円盤の散逸は50～100AUの領域で起こる。この領域では温度がずっと低く、放射される放射の波長は電磁スペクトルのミリメートル領域まで増加する。この領域の平均ダスト質量は、約^10-5太陽質量であると報告されている。 ^[24]古いデブリ円盤（107 ^～ 109^{年）の研究では、ダスト質量は10-8}太陽質量ほど低いことが示唆されており、外殻円盤での拡散は非常に長い時間スケールで起こることを意味している。^[25]

前述のように、恒星周円盤は平衡物体ではなく、常に進化しています。円盤の表面密度の進化、つまり単位面積あたりの質量の量、円盤内の特定の位置での体積密度が垂直構造にわたって積分された後、次のように与えられます。 ここで、は円盤内の半径方向の位置であり、は位置での粘性です。^[26]この式は、円盤内の軸対称対称性を前提としていますが、任意の垂直な円盤構造と互換性があります。 ${\displaystyle \Sigma }$${\displaystyle {\frac {\partial \Sigma }{\partial t}}={\frac {3}{r}}{\frac {\partial }{\partial r}}\left[r^{1/2}{\frac {\partial }{\partial r}}\nu \Sigma r^{1/2}\right]}$${\displaystyle r}$${\displaystyle \nu}$${\displaystyle r}$

ディスク内の粘性は、分子、乱流、その他の粘性にかかわらず、角運動量をディスクの外側に輸送し、質量の大部分を内側に輸送し、最終的に中心の物体に降着します。^[26]ディスクの粘性の観点から見た恒星への質量降着は次のように表されます 。 ここで、は内半径です。 ${\displaystyle {\dot {M}}}$${\displaystyle \nu}$${\displaystyle {\dot {M}}=3\pi \nu \Sigma \left[1-{\sqrt {\frac {r_{\text{in}}}{r}}}\right]^{-1}}$${\displaystyle r_{\text{in}}}$

原始惑星系円盤とデブリ円盤は、異なる方法で撮影できる。円盤を真横から見ると、円盤が恒星の光を遮ることがあり、コロナグラフやその他の高度な技術を使わずに円盤を直接観察できる（ゴメスのハンバーガー星雲や空飛ぶ円盤星雲など^[27]）。その他の真横の円盤（がか座ベータ星や微小天体AUなど）や正面の円盤（おおかみ座IM星やぎ座AB星など）では、望遠鏡で円盤の画像を撮影するために、コロナグラフ、補償光学、または差分画像が必要になる。SPHEREなどによるこれらの光学および赤外線観測では、通常、円盤の表面で散乱している恒星の光の画像が撮影され、小さなミクロンサイズの塵粒子が追跡される。一方、ALMAのような電波アレイでは、円盤の中央面にある、より大きなミリメートルサイズの塵粒子をマッピングできる。 ^[28] ALMAのような電波アレイでは、円盤のガスからの狭い範囲の放射も検出できる。これにより、円盤内および円盤周囲のガスの速度が明らかになる。 ^[29]場合によっては、原始惑星系円盤（CK 3 ^{[30] [31]}やASR 41 ^[32]など）が周囲の塵の多い物質に影を落とすことがある。この影は影絵のように機能し、円盤の投影は円盤の実際のサイズよりもはるかに大きくなる。^[30]

ウィキメディア・コモンズには、恒星周円盤に関連するメディアがあります。

• McCabe, Caer (2007 年 5 月 30 日)。「分解された恒星周ディスクのカタログ」NASA JPL。2007年 7 月 17 日閲覧。
• ダスト ディスクの画像ギャラリー ( Paul Kalas著、「恒星周ディスク学習サイト」より)