мини|300px|Посматрање свемирског телескопа Хабл крхотинског прстена око Фомалхота. Унутрашњу ивицу диска је можда обликовала орбита Фомалхота б (доле десно).

Крхотински диск (или диск крхотина) је циркумстеларни диск прашине и крхотина у орбити око звезде. Понекад ови дискови садрже истакнуте прстенове, као што се види на слици Фомалхота десно. Крхотински дискови се налазе око звезда са зрелим планетарним системима, укључујући најмање један крхотински диск у орбити око еволуиране неутронске звезде. Крхотински дискови такође могу настати и одржавати се као остаци судара између планетезимала, иначе познатих као астероиди и комете.

Од 2001. године, пронађено је више од 900 звезда кандидата које поседују крхотински диск. Обично се откривају испитивањем звезданог система у инфрацрвеном светлу и тражењем вишка зрачења изван оног које емитује звезда. За овај вишак се закључује да је зрачење звезде које је апсорбовала прашина у диску, а затим поново зрачила као инфрацрвену енергију.

Крхотински дискови се често описују као масивни аналози крхотина у Сунчевом систему. Већина познатих крхотинских дискова има радијусе 10–100 астрономских јединица (АЈ); они личе на Којперов појас у Сунчевом систему, иако Којперов појас нема довољно велику масу прашине да би био детектован чак и око најближих звезда. Неки крхотински дискови садрже компоненту топлије прашине која се налази унутар 10 АЈ од централне звезде. Ова прашина се понекад назива егзозодијакална прашина по аналогији са зодијакалном прашином у Сунчевом систему.

Историја посматрања мини|Слике Веома великог телескопа (VLT) и Хабла диска око звезде АУ Микроскопи. Године 1984. крхотински диск је детектован око звезде Вега помоћу сателита IRAS. Првобитно се веровало да је то протопланетарни диск, али се сада зна да је у питању крхотински диск због недостатка гаса у диску и старости звезде. Прва четири крхотинска диска откривена помоћу IRAS-а позната су као „фантистична четворка”: Вега, Бета Сликара, Фомалхот и Епсилон Еридана. Накнадно, директне слике диска Бета Сликара показале су неправилности у прашини, које су приписане гравитационим поремећајима од стране невидљиве егзопланете. То објашњење је потврђено открићем егзопланете Бета Сликара б 2008. године.

Друге звезде домаћини егзопланета, укључујући прву откривену директним снимањем (HR 8799), такође су познате по томе што имају крхотинске дискове. За оближњу звезду 55 Рака, систем за који се такође зна да садржи пет планета, такође је пријављено да има крхотински диск, али та детекција није могла бити потврђена. Структуре у крхотинском диску око Епсилон Еридана сугеришу поремећаје од стране планетарног тела у орбити око те звезде, што се може користити за ограничавање масе и орбите планете.

Дана 24. априла 2014, НАСА је известила о откривању крхотинских дискова на архивским снимцима неколико младих звезда, HD 141943 и HD 191089, први пут виђених између 1999. и 2006. године помоћу свемирског телескопа Хабл, коришћењем новопобољшаних процеса обраде слике.

Године 2021, посматрања звезде VVV-WIT-08, која је постала замрачена током периода од 200 дана, можда су била резултат проласка крхотинског диска између звезде и посматрача на Земљи.Carpineti, Alfredo, Giant Star Obscured By Mysterious "Dark, Large, Elongated" Object Spotted By Astronomers, IFL Science, 11. 6. 2021. За две друге звезде, Епсилон Кочијаша и TYC 2505-672-1, пријављено је да бивају редовно помрачене, и утврђено је да је тај феномен резултат дискова који круже око њих у различитим периодима, сугеришући да би VVV-WIT-08 могао бити сличан и имати много дужи орбитални период од оног који су посматрачи на Земљи искусили. VVV-WIT-08 је десет пута већа од Сунца и налази се у сазвежђу Стрелац.

Порекло мини|250px|лево|Крхотински дискови откривени на архивским снимцима Хабла младих звезда HD 141943 и HD 191089, коришћењем побољшаних процеса обраде слике (24. април 2014). Током формирања звезде сличне Сунцу, објекат пролази кроз Т-Таури фазу током које је окружен маглином у облику диска богатом гасом. Од тог материјала формирају се планетезимали, који могу наставити да акретују друге планетезимале и материјал диска како би формирали планете. Маглина наставља да кружи око звезде пред главним низом у периоду од док је не рашчисти притисак зрачења и други процеси. Прашина друге генерације тада може настати око звезде сударима између планетезимала, што формира диск од насталих крхотина. У неком тренутку током њиховог животног века, најмање 45% ових звезда је окружено крхотинским диском, који се тада може детектовати топлотном емисијом прашине помоћу инфрацрвеног телескопа. Поновљени судари могу узроковати да диск опстане током већег дела животног века звезде.

Типични крхотински дискови садрже мала зрна величине 1–100 μm. Судари ће самлети ова зрна до субмикрометарских величина, која ће бити уклоњена из система притиском зрачења са звезде домаћина. У веома разређеним дисковима као што су они у Сунчевом систему, Појнтинг—Робертсонов ефекат може изазвати спирално кретање честица ка унутра. Оба процеса ограничавају животни век диска на 10 милиона година или мање. Дакле, да би диск остао нетакнут, потребан је процес који непрекидно обнавља диск. То се може догодити, на пример, путем судара између већих тела, праћених каскадом која меље објекте до посматраних малих зрна.

Да би дошло до судара у крхотинском диску, тела морају бити гравитационо поремећена довољно да створе релативно велике брзине судара. Планетарни систем око звезде може изазвати такве поремећаје, као и пратилац у виду бинарне звезде или блиски пролазак друге звезде. Присуство крхотинског диска може указивати на велику вероватноћу постојања егзопланета које круже око звезде. Штавише, многи крхотински дискови такође показују структуре унутар прашине (на пример, грудве и изобличења или асиметрије) које указују на присуство једне или више егзопланета унутар диска. Присуство или одсуство асиметрија у нашем сопственом транс-нептунском појасу остаје контроверзно, иако оне можда постоје.

Екстремни крхотински дискови Подтип крхотинског диска је „екстремни крхотински диск” (ЕКД). Овај тип је дефинисан тиме што прелази 1% луминозности звезде у инфрацрвеном спектру. ЕКД је окружен топлом прашином (200-600 келвина), која кружи око звезде унутар неколико астрономских јединица. Другим речима, прашина је присутна у региону где се формирају терестричке планете. ЕКД-ови су ретки и познато их је око 24 до 2024. године. Инфрацрвени спектри са Спицера показали су да прашином доминирају мале честице састављене од силиката које имају величину између суб-μm и неколико μm. Тумачи се да су ЕКД-ови настали из једног или више џиновских судара између великих планетезимала или планетарних тела. Ово се разликује од већине крхотинских дискова, који се одржавају мањим сударима. ЕКД-ови су често пролазни догађаји, при чему прашина настала у догађају траје годинама око звезде пре него што притисак зрачења одува мале честице. 2MASS J08090250-4858172 је био један од првих таквих система са посматраном инфрацрвеном варијабилношћу, показујући два џиновска догађаја удара у 2012. и 2014. години. У ретким случајевима облак прашине може кружити испред звезде, изазивајући падове сјаја у оптичком спектру. Један такав систем је HD 166191, који показује облак прашине величине звезде који прелази испред звезде. Џиновски удари су чешћи у младим системима, а након око 300 милиона година џиновски удари постају ређи. Познато је и неколико релативно старих ЕКД-ова, старости до 5,5 милијарди година. Ови стари ЕКД-ови често имају широког, ексцентричног пратиоца, који би могао помоћи у покретању таквих догађаја џиновских удара. Џиновски удари можда неће увек бити детектовани као ЕКД. Такви дискови су сачињени од две врсте прашине. Први тип су кондензати паре који настају одмах у догађају. Други тип је прашина настала млевењем стена насталих у догађају. Симулације су показале да су стене важније за класификацију дискова као екстремних.

Познати појасеви Појасеви прашине или крхотина су откривени око многих звезда, укључујући Сунце и следеће:

ЗвездаСпектралнакласаУдаљеност(сг)Орбита(АЈ)БелешкеЕпсилон ЕриданаK2V 10,5 35–75Тау КитаG8V 11,9 35–50ВегаA0V 25 86–200ФомалхотA3V 25 133–158АУ МикроскопиM1Ve 33 50–150HD 181327F5.5V 51,8 89-110HD 69830K0V 41 <1 HD 207129 G0V 52 148–178HD 139664F5IV–V 57 60–109Ета ГавранаF2V 59 100–150HD 53143K1V 60 ?Бета СликараA6V 63 25–550Зета ЗецаA2Vann 70 2–8HD 92945 K1V 72 45–175HD 107146G2V 88 130Гама ЗмијоношеA0V 95 520HR 8799A5V 129 75 (Preprint at exoplanet.eu )51 ЗмијоношеB9 131 0,5–1200HD 12039G3–5V 137 5 HD 98800 K5e (?) 150 1HD 15115F2V 150 315–550HR 4796 AA0V 220 200HD 141569B9.5e 320 400HD 113766 AF4V 430 0,35–5,8HD 141943HD 191089

Орбитална удаљеност појаса је процењена средња удаљеност или опсег, заснован или на директном мерењу са слика или изведен из температуре појаса. Земља има просечну удаљеност од Сунца од 1 АЈ.

Види још

Акрециони диск Астероидни појас Циркумпланетарни диск Егзоастероидни појас Списак ванземаљских планетарних судара Протопланетарни диск

Референце

Спољашње везе

Категорија:Циркумстеларни дискови