原始惑星系円盤

原始惑星系円盤は、新しく形成された若い 恒星、Tタウリ型星、またはハービッグAe/Be型星を取り囲む、高密度のガスと塵からなる回転する周星円盤です。原始惑星系円盤は、降着円盤とはみなされない場合があります。両者は似ていますが、降着円盤はより高温で、はるかに速く回転し、中心天体に物質を降着させます。また、降着円盤は恒星だけでなくブラックホールにも見られます。このプロセスは、惑星自体を形成すると考えられている降着プロセスと混同してはいけません。外部から光を当てられ、光蒸発する原始惑星系円盤は、プロプリッドと呼ばれます。

原始星は、主に分子水素からなる分子雲から形成されます。分子雲の一部が臨界サイズ、質量、または密度に達すると、自身の重力によって収縮し始めます。太陽星雲と呼ばれるこの収縮する雲が密になるにつれて、雲の中に元々存在していたランダムなガス運動は、星雲の正味角運動量の方向に有利になるように平均化されます。角運動量保存則により、星雲の半径が小さくなるにつれて回転が増加します。この回転により、雲は生地から平らなピザを作るように平らになり、円盤の形になります。これは、軌道運動による求心加速度が星の重力に抵抗するのは半径方向のみであり、雲は軸方向には自由に収縮できるためです。その結果、軸方向のガス圧によって支えられた薄い円盤が形成されます。^{[ 5 ]}初期の収縮には10万年以上かかります。その後、その恒星は同じ質量の主系列星と同程度の表面温度に達し、観測可能になる。

現在はTタウリ型星である。星へのガスの降着はさらに1000万年続き、^{[ 6 ]}円盤は消滅する。若い星の恒星風によって吹き飛ばされるか、あるいは降着が終わった後に放射線を放出しなくなるかのいずれかである。これまでに発見された最も古い原始惑星系円盤は2500万年前のものである。^{[ 7 ] [ 8 ]}

Tタウリ型星の周囲にある原始惑星系円盤は、近接連星系の主星を取り巻く円盤とは、その大きさや温度において異なっている。原始惑星系円盤の半径は最大で1000天文単位に達し、その最も内側の部分だけが1000ケルビンを超える温度に達する。また、多くの場合、ジェットを伴う。

銀河系内のいくつかの若い星の周りに原始惑星系円盤が観測されている。ハッブル宇宙望遠鏡による観測では、オリオン星雲内で原始惑星系円盤と惑星系円盤が形成されていることが示されている。^{[ 10 ] [ 11 ]}

原始惑星系円盤は薄い構造で、典型的な垂直方向の高さは半径よりもはるかに小さく、典型的な質量は中心の若い星よりもはるかに小さいと考えられている。^{[ 12 ]}

典型的な原始惑星系円盤の質量はガスが大部分を占めるが、塵粒子の存在もその進化において重要な役割を果たしている。塵粒子は円盤の中央面を宇宙からの高エネルギー放射線から遮蔽し、磁気回転不安定性（MRI）がもはや作用しないデッドゾーンを作り出す。^{[ 13 ] [ 14 ]}

これらの円盤は、活動領域とも呼ばれるプラズマの乱流エンベロープで構成され、その中に不活性領域と呼ばれる静止ガスの広大な領域が広がっていると考えられている。^{[ 14 ]}円盤の中央面に位置する不活性領域は、円盤を通る物質の流れを遅くし、定常状態を達成することを妨げている。

超新星残骸の噴出物は惑星形成物質を生成する。

太陽系形成の星雲仮説は、原始惑星系円盤がどのように惑星系へと進化すると考えられているかを説明する。静電相互作用と重力相互作用により、円盤内の塵や氷の粒子が集積して微惑星になる可能性がある。このプロセスは、ガスを系外に押し出す恒星風、重力（集積）および物質を中心のTタウリ星に引き込む内部応力（粘性）と競合する。微惑星は、地球型惑星と巨大惑星の両方の構成要素となる。^{[ 16 ] [ 17 ]}

木星、土星、天王星の衛星のいくつかは、原始惑星系円盤のより小さな周惑星類似物から形成されたと考えられている。^{[ 18 ] [ 19 ]}惑星と衛星が幾何学的に薄く、ガスと塵が豊富な円盤で形成されることが、惑星が黄道面に配置されている 理由である。太陽系の形成から数千万年後、太陽系の内側の数AUには、月から火星サイズの天体が数十個存在し、それらが集積して、現在見られる地球型惑星へと固まっていったと考えられる。地球の月は、太陽系の形成から約3000万年後に、火星サイズの原始惑星が原始地球に斜めに衝突した後に形成されたと考えられる。

近傍の多くの恒星の周囲には、ガスが少ない星周塵の円盤が発見されている。これらの恒星のほとんどは、年齢が約1000万年（ベータ・ピクトリス、51オフィウキなど）から数十億年（タウ・セティなど）の範囲にある。これらの系は通常「デブリ円盤」と呼ばれている。これらの恒星の年齢が古く、ポインティング・ロバートソン抵抗、衝突、放射圧によって恒星の周囲にあるマイクロメートルサイズの塵粒子の寿命が短い（通常数百年から数千年）ことを考えると、この塵は微惑星（小惑星、彗星など）の衝突に由来すると考えられている。したがって、これらの例（ベガ、アルフェッカ、フォーマルハウトなど）の周囲のデブリ円盤は「原始惑星系」ではなく、小惑星帯やカイパーベルトの太陽系外類似物が微惑星間の衝突によって塵を生成する場所である、円盤進化の後期段階を表している。

最近のコンピューターモデル研究に基づくと、生命に必要な複雑な有機分子は、地球が形成される前に太陽を取り巻く塵の原始惑星系円盤内で形成された可能性がある。 ^{[ 20 ]} コンピューター研究によると、この同じプロセスは、惑星を獲得する他の恒星の周囲でも起こる可能性がある。^{[ 20 ]} （地球外有機分子も参照。）

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  流体のダイナミクスの図解
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  高角分解能プロジェクト（DSHARP）によって撮影された20個の原始惑星系円盤。^{[ 21 ]}
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  星雲内の恒星HBC 672を取り囲む原始惑星系円盤によって影が作られる。^{[ 22 ]}
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  原始惑星系円盤AS 209は、若いへびつかい座の星形成領域に位置していた。^{[ 23 ]}
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  原始惑星系円盤HH 212。^{[ 24 ]}
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  塵に覆われた原始惑星系円盤を観測することで、科学者たちは惑星形成の最初の段階を調査している。^{[ 25 ]}
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  約370光年離れたところにある若い星HD 141569Aの周囲には同心円状のリングが存在する。 ^{[ 26 ]}
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  若い星HD 141943とHD 191089のHST画像で検出されたデブリ円盤- 上部に画像、下部に幾何学的構造。^{[ 27 ]}
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  おうし座の原始惑星系円盤HH-30 - 円盤からは赤みがかった恒星ジェットが放出されている。
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  原始惑星系円盤の想像図。
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  オリオン星雲にあるプロプリド。
• この動画は、HL Tauriのような若い星の周囲に円盤がどのように進化していくかを示しています（アーティストによるイメージ図）。
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  GWオリオン座の周回円盤の画像。^{[ 28 ]}
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  原始惑星系円盤の想像図
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  VLT MUSEで観測されたオリオン星雲のプロプリド177-341Wの構成要素は、電離前線、原始惑星系円盤、尾部を示している^{[ 29 ] 。}
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  HOPS-315は、惑星形成の初期段階を示す証拠が見られる、現在も形成途上にある惑星系である。

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• Williams, JP; Cieza, LA (2011). "原始惑星系円盤とその進化". Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 49 (1): 67–117 . arXiv : 1103.0556 . Bibcode : 2011ARA & A..49...67W . doi : 10.1146/annurev-astro-081710-102548 . S2CID 58904348 . 
• Armitage, PJ (2011). "原始惑星系円盤の力学". Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 49 (1): 195–236 . arXiv : 1011.1496 . Bibcode : 2011ARA & A..49..195A . doi : 10.1146/annurev-astro-081710-102521 . S2CID 55900935 .