周星円盤

周星円盤（または周星円盤）とは、恒星の周りを公転するガス、塵、微惑星、小惑星、または衝突破片からなる、トーラス状、パンケーキ状、または環状の物質集積円盤のことです。最も若い恒星の周囲では、惑星が形成される可能性のある物質の貯蔵庫となります。成熟した恒星の周囲では、微惑星の形成が起こったことを示し、白色矮星の周囲では、惑星物質が恒星進化の全過程を生き延びたことを示します。このような円盤は、さまざまな形で現れることがあります。

広く受け入れられている星形成モデル（星雲仮説と呼ばれることもある）によれば、若い星（原始星）は、巨大分子雲内の物質の塊が重力によって崩壊すること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っており、その結果、若い回転する星の周りにガス状の原始惑星系円盤が形成される。前者は、中心星に供給し続ける高密度のガスと塵の回転する周星円盤である。中心星の質量の数パーセントを含む可能性があり、主にガスの形で存在し、そのガス自体は主に水素である。主な降着段階は数百万年続き、降着率は通常、年間 10⁻⁷ ～ 10⁻⁹ 太陽質量である^（典型^的なシステムの降着率は Hartmann ら^{[ 2 ]}に示されている）。

円盤はTタウリ型星と呼ばれる段階で徐々に冷却されます。この円盤内では、岩石や氷からなる小さな塵の粒が形成され、これらが凝集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、暴走的な集積が始まり、惑星の胚が出現します。惑星系の形成は、恒星形成の自然な結果であると考えられています。太陽のような恒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、太陽系内の小天体の集積地であり、惑星間塵の供給源となっている。
• 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
• 海王星の軌道の外側にある散乱円盤
• ヒルズ雲。内側のオールトの雲だけがトーラス状の形をしている。外側のオールトの雲はより球形に近い。

さそり座にある若い連星系AK Scorpiiの周囲を周回する円盤。この円盤の画像はALMA望遠鏡で撮影された。

ハッブル宇宙望遠鏡で撮影された、 HKタウリB（下）の周囲を横から見た周伴星円盤。主星であるHKタウリA（中央の星）もまた円盤に囲まれている。

連星系へのガスの降着により、周星円盤および周連星円盤が形成される。このような円盤の形成は、降着ガスが一定の角運動量を持つ連星系であれば、どの系でも起こる。^{[ 4 ]}円盤形成の一般的な進行は、角運動量の増加に伴って観察される。

• 周主星円盤とは、連星系の主星（つまり質量が大きい方の星）の周りを公転する円盤のことである。^{[ 4 ]}このタイプの円盤は、降着ガスに角運動量があれば降着 によって形成される。 ^{[ 4 ]}
• 周伴星円盤とは、連星系において伴星（つまり質量の小さい方の星）の周りを公転する円盤のことです。この種の円盤は、落下するガスに十分な角運動量が存在する場合にのみ形成されます。必要な角運動量は、伴星と主星の質量比によって決まります。周伴星円盤は、主星の前を通過する様子が観測されることがあります。
• 周連星円盤とは、主星と伴星の両方の周りを公転する円盤のことである。このような円盤は、周主星円盤や周伴星円盤よりも後に形成され、内半径は連星系の軌道半径よりもはるかに大きい。周連星円盤は、質量の上限が約 0.005 太陽質量まで形成される可能性がある。^{[ 5 ]}この時点では、連星系は一般的に円盤を十分に強く摂動させることができず、ガスが周主星円盤や周伴星円盤にさらに降着することはない。^{[ 4 ]}周連星円盤の例は、GG Tauri星系の周囲に見られる。^{[ 6 ]}
• 連星系を周回する円盤が形成されると、連星系を取り囲む内部空洞の形成は必然的である。この空洞は、リンドブラッド共鳴、特に外側リンドブラッド共鳴に位置する螺旋状の密度波によって生じる。空洞を形成する正確な共鳴は、連星系の離心率に依存する。${\displaystyle e_{b}}$しかし、いずれの場合も空洞のサイズは二成分分離に比例する${\displaystyle a_{b}}$[ ^{7 ]​}

• デブリ円盤は、微惑星と、それらの衝突や蒸発によって生成された微細な塵や少量のガスから構成されています。元のガスと小さな塵の粒子は、分散または集積して惑星を形成しました。^{[ 14 ]}
• 黄道雲、または惑星間塵とは、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た物質であり、地球上の観測者からは、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。
• 系外黄道塵とは、太陽系における黄道光の位置に相当する場所に存在する、太陽以外の恒星の周囲にある塵のことである。

周星円盤の段階とは、円盤の進化過程における様々な時点で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、これらの粒子が粒状体やより大きな天体へと進化する段階、より大きな天体が集積して微惑星となる段階、そして微惑星が成長し軌道進化して太陽系や他の多くの恒星のような惑星系へと発展する段階が含まれます。

周星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たほど質量が大きい。
• 遷移円盤：この段階では、円盤内のガスと塵の量が大幅に減少し、原始惑星系円盤とデブリ円盤の中間的な特性を示す。
• デブリ円盤：この段階では、周星円盤は希薄な塵円盤であり、ガスの量は少量、あるいは全く存在しない。塵の寿命が円盤の年齢よりも短いことが特徴であり、これは円盤が原始的なものではなく、第二世代であることを示している。

物質散逸は、周星円盤の進化に関わる過程の一つです。中心星の質量に関する情報と合わせて、周星円盤のさまざまな段階での物質散逸の観測は、その進化に関わる時間スケールを決定するために使用できます。例えば、遷移円盤（大きな内部の穴がある円盤）における散逸過程の観測から、周星円盤の平均年齢は約 10 Myr と推定されています。^{[ 18 ] [ 19 ]}

散逸過程とその各段階における持続時間はよく理解されていません。円盤の観測された特性について異なる予測を伴ういくつかのメカニズムが、周星円盤の分散を説明するために提案されています。粒子の成長による塵の不透明度の減少^{[ 20 ]} 、中心星からのX線またはUV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力学的影響^{[ 22 ]}などのメカニズムは、散逸を説明するために提案されたプロセスの一部です。

散逸は、中心星の寿命を通して周星円盤で継続的に発生するプロセスであり、同時に、同じ段階では、円盤の異なる部分に存在するプロセスです。散逸は、考慮す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 ]}

内側円盤の散逸は、円盤の内側部分（0.05～0.1天文単位未満）で発生します。この領域は恒星に最も近いため、最も高温であり、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で放射を放出します。円盤のその部分に存在する非常に高温の塵から放出される放射の研究は、円盤から恒星への降着とアウトフローにおける噴出との間に経験的な関連性があることを示しています。

円盤中央部の散逸は、円盤中央部（1～5 AU）で発生し、円盤の内側部分よりもはるかに低温の物質が多く存在するという特徴があります。そのため、この領域から放出される放射は波長が長く、実際には中間赤外線領域にあるため、この領域の散逸を検出したり、その時間スケールを予測したりすることは非常に困難です。この領域の散逸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100 Myrまでの幅広い値が予測されています。

外側円盤の散逸は、温度がはるかに低く、放出される放射波長が電磁スペクトルのミリ波領域まで増加する50〜100 AUの領域で発生します。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ます。^{[ 24 ]より古いデブリ円盤 (10 7〜10 9}年)の研究では、^{ダスト質量が 10 −8}太陽質量と低いことが示唆されており、外側円盤での拡散が非常に長い時間スケールで発生することを示唆しています。^{[ 25 ]}

前述のように、周星円盤は平衡状態にある物体ではなく、常に進化している。表面密度の進化${\displaystyle \Sigma }$円盤の体積密度は、単位面積あたりの質量であり、円盤内の特定の位置における体積密度を垂直構造全体にわたって積分すると、次の式で表されます。 ${\displaystyle {\frac {\partial \Sigma }{\partial t}}={\frac {3}{r}}{\frac {\partial }{\partial r}}\left[r^{1/2}{\frac {\partial }{\partial r}}\nu \Sigma r^{1/2}\right]}$ どこ${\displaystyle r}$ディスク内の半径方向の位置と${\displaystyle \nu }$位置での粘度は${\displaystyle r}$[ ^{26 ]この方程式は}円盤の軸対称性を仮定していますが、垂直円盤構造であればどれでも使用可能です。

円盤内の粘性（分子粘性、乱流粘性、その他の粘性に関わらず）は、円盤内で角運動量を外側へ、質量の大部分を内側へ輸送し、最終的に中心天体に降着させる。^{[ 26 ]}星への質量降着${\displaystyle {\dot {M}}}$ディスクの粘度に関して${\displaystyle \nu }$次のように表現されます。 ${\displaystyle {\dot {M}}=3\pi \nu \Sigma \left[1-{\sqrt {\frac {r_{\text{in}}}{r}}}\right]^{-1}}$ どこ$\displaystyle r_{\text{in}}}$は内半径です。

原始惑星系円盤やデブリ円盤は、さまざまな方法で画像化できます。円盤がエッジオンで見える場合、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なしで円盤を直接観測できます（例：ゴメスのハンバーガーやフライングソーサー^{[ 27 ]}）。他のエッジオン円盤（例：ベータピクトリスやAUマイクロスコピイ）やフェイスオン円盤（例：IMルピやABアウリガエ）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です。これらの光学および赤外線観測（例：SPHERE）では、通常、円盤の表面で散乱された恒星の光の画像を取得し、ミクロンサイズの小さな塵粒子を追跡します。一方、ALMAのような電波望遠鏡アレイは、円盤の中央面に存在するミリメートルサイズの大きな塵粒子をマッピングできます。 ^{[ 28 ]} ALMAのような電波望遠鏡アレイは、円盤のガスからの狭い放射も検出できます。これにより、円盤内および円盤周辺のガスの速度が明らかになることがあります。 ^{[ 29 ]}場合によっては、エッジオンの原始惑星系円盤（例えば、CK 3 ^{[ 30 ] [ 31 ]}やASR 41 ^{[ 32 ]}）が周囲の塵状物質に影を落とすことがあります。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ります。^{[ 30 ]}

• McCabe, Caer (2007年5月30日). 「分解された周星円盤のカタログ」 . NASA JPL . 2007年7月17日取得.
• 塵円盤の画像ギャラリー（ポール・カラス著「周星円盤学習サイト」より）