จานรอบดาวฤกษ์

จากวิกิพีเดีย สารานุกรมเสรี
จานรอบดาว HD 141943 และ HD 191089 ภาพด้านล่างเป็นภาพประกอบจากภาพจริงด้านบน[1]

จานรอบดาวฤกษ์ (อังกฤษ: circumstellar disc, circumstellar disk) คือ จานพอกพูนมวลของสสารที่มีรูปทรงเป็นทอรัส, แพนเค้กหรือวงแหวน ประกอบด้วย แก๊ส, ฝุ่นคอสมิก, เศษดาวเคราะห์, ดาวเคราะห์น้อยและเศษชิ้นส่วนจากการชนในวงโคจรรอบดาวฤกษ์ รอบ ๆ ดาวฤกษ์ที่อายุน้อยที่สุด พวกมันเป็นแหล่งกักเก็บสสารที่ดาวเคราะห์อาจก่อตัวขึ้นมา สำหรับดาวฤกษ์ที่มีอายุ พวกมันบ่งชี้ว่ามีการก่อตัวของเศษดาวเคราะห์ และรอบ ๆ ดาวแคระขาว พวกมันบ่งชี้ว่าสสารของดาวเคราะห์รอดพ้นจากการวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ทั้งหมด จานดังกล่าวสามารถแสดงออกมาได้หลายรูปแบบ

ลักษณะของจานรอบดาวฤกษ์แต่ละแบบ[แก้]

ดาว SAO 206462 ซึ่งมีจานรอบดาวฤกษ์แบบผิดปกติ

ดาวฤกษ์อายุน้อย[แก้]

บทความหลัก: จานดาวเคราะห์ก่อนเกิด

ในทฤษฎีมาตรฐานของการก่อตัวของดาวฤกษ์นั้น ดาวฤกษ์อายุน้อย (หรือดาวฤกษ์ก่อนเกิด) เกิดจากการหดตัวด้วยความโน้มถ่วงของมวลสารบางส่วนภายในเมฆโมเลกุลขนาดยักษ์ วัสดุที่ถูกดึงดูดให้เข้ามารวมตัวกันนี้มีโมเมนตัมเชิงมุม และก่อตัวเป็นจานดาวเคราะห์ก่อนเกิดที่มีก๊าซเป็นส่วนประกอบขึ้นมาล้อมรอบดาวฤกษ์อายุน้อยที่กำลังหมุนรอบตัวเอง จานรอบดาวฤกษ์ที่ก่อตัวขึ้นประกอบไปด้วยก๊าซและฝุ่นหนาแน่น และยังคงมีสสารโดนดูดเข้าไปยังใจกลางดาวอยู่เรื่อย ๆ แผ่นจานมีมวลเพียงไม่กี่เปอร์เซ็นต์ของมวลดาวฤกษ์ใจกลาง และก๊าซส่วนใหญ่ซึ่งเป็นองค์ประกอบหลักคือไฮโดรเจน เหตุการณ์การพอกพูนจะกินเวลานานหลายล้านปี โดยปกติแล้วมวลจะค่อย ๆ ถูกดึงดูดเข้าไปสั่งสมบนดาวที่ใจกลางเรื่อย ๆ ประมาณ 1 ส่วนสิบล้านเท่าไปจนถึง 1 ส่วนพันล้านเท่าของมวลดวงอาทิตย์ต่อปี[2]

แผ่นจานจะค่อย ๆ เย็นตัวลงในช่วงที่ยังเป็นวัตถุดาวฤกษ์อายุน้อย อนุภาคฝุ่นที่ประกอบจากหินและน้ำแข็งจะก่อตัวขึ้นภายในจาน และอาจเกาะรวมตัวกันแล้วกลายเป็นดาวเคราะห์ในที่สุด หากมวลของจานมีมากพอ การเกาะรวมตัวกันจะยิ่งเร่งขึ้นไปอีกและเกิดเป็นวัตถุต้นกำเนิดดาวเคราะห์ขึ้น การก่อตัวของระบบดาวเคราะห์เป็นผลตามธรรมชาติของกระบวนการก่อตัวดาวฤกษ์ สำหรับดาวฤกษ์แบบคล้ายดวงอาทิตย์ โดยปกติจะใช้เวลาประมาณ 100 ล้านปีในการวิวัฒนาการไปสู่แถบลำดับหลัก

สำหรับดาวฤกษ์มวลค่อนข้างต่ำเช่นดาวฤกษ์ชนิด ที วัวนั้นโดยทั่วไปจะมีแผ่นจานรอบดาวฤกษ์อยู่ อย่างไรก็ตาม ในดาวที่มีมวลมากกว่านั้น เช่น ดาวเฮอร์บิก เออี/บีอีนั้น คาดว่าความดันรังสีจากดาวฤกษ์ใจกลางจะแรงมากและเป็นตัวขัดขวางการก่อตัวของจาน อย่างไรก็ตาม การศึกษาล่าสุดได้ให้หลักฐานทั้งทางทฤษฎีและเชิงสังเกตการณ์สำหรับการก่อตัวของจานรอบดาวเฮอร์บิก เออี/บีอี ซึ่งถูกตรวจพบโดยตรงเช่นกัน[3] นอกจากนี้ยังมีผลลัพธ์ที่บ่งชี้ถึงการมีอยู่ของจานในดาวฤกษ์อายุน้อยที่มีมวลสูงกว่านี้อีกด้วย[4]

ดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลัก[แก้]

ภาพวาดในจินตนาการของจานช่วงเปลี่ยนผ่านรอบดาวฤกษ์อายุน้อย[5]

เมื่อดาวฤกษ์วิวัฒนาการเข้าสู่ช่วงลำดับหลัก จานรอบดาวฤกษ์จะค่อย ๆ หายไป ส่วนใหญ่แล้วจะหายไปจากกระบวนการการระเหยด้วยแสง ในขั้นตอนนี้ ถ้ามีจานรอบดาวฤกษ์อยู่มักจะเป็นจานที่อยู่แค่ชั่วคราว หลังจากที่อนุภาคที่เล็กละเอียดกว่าส่วนใหญ่ได้สูญเสียไปโดยปรากฏการณ์พอยน์ติง–รอเบิร์ตสัน ความดันรังสี ฯลฯ ฝุ่นจากการกระทบของวัตถุท้องฟ้าจะก่อตัวเป็นจานเศษซากขึ้น[6]

แผ่นจานฝุ่นรอบดาวเบตาขาตั้งภาพและดาวเคราะห์ (จุดที่ใกล้ใจกลาง)[7]
จานฝุ่นรอบดาวโฟมัลฮอตและดาวเคราะห์โฟมัลฮอตบี[8]

ในช่วงลำดับหลัก จานรอบดาวฤกษ์ประเภทต่าง ๆ นั้นเป็นที่รู้จักกันดีว่าวิวัฒนาการมาจากจานก่อกำเนิดดาวเคราะห์ ตัวอย่างเช่น มีจานรอบดาวฤกษ์ชนิดบีอี ซึ่งกลไกการก่อตัวไม่ชัดเจน[9]

ตัวอย่างในระบบสุริยะ[แก้]

เศษซากต่าง ๆ ที่ประกอบขึ้นเป็นแผ่นจานในระบบสุริยะประกอบไปด้วย:

หลังจากพ้นลำดับหลัก[แก้]

จานรอบระบบดาวคู่ IRAS 08544-4431[10]

มวลสารรอบดาวฤกษ์ที่พบรอบดาวฤกษ์ที่พ้นจากลำดับหลักมาแล้วนั้นเกิดจากการขับมวลออกจากดาวฤกษ์ใจกลาง มวลสารรอบดาวฤกษ์นั้นมีรูปร่างหลากหลายตั้งแต่เปลือกสมมาตรทรงกลมไปจนถึงโครงสร้างที่มีสมมาตรแบบหมุนคล้ายแผ่นจาน โครงสร้างของมวลสารรอบดาวฤกษ์ของดาวยักษ์ในแขนงดาวยักษ์เชิงเส้นกำกับนั้นเกือบจะเป็นทรงกลมเมื่อดูในภาพรวม แต่เมื่อวิวัฒนาการต่อไปจนกลายเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ มักจะแสดงรูปร่างที่มีสมมาตรแบบหมุน เช่น แผ่นจานรีหรือเป็นเส้นกระจายออกไปจากสองขั้วเหนือใต้ ดาวฤกษ์หลังแขนงยักษ์เชิงเส้นกำกับซึ่งเป็นช่วงที่อยู่ในระหว่างวิวัฒนาการช่วงนั้นถูกคาดการณ์กันมานานแล้วว่าน่าจะมีจานรอบดาวฤกษ์ และเพิ่งจะมีการพบหลักฐานโดยตรง

ตัวอย่างเช่น จากการสังเกตการณ์อินเทอร์เฟอโรเมทรีที่มีความละเอียดสูงได้ตรวจพบจานรอบดาวฤกษ์ที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางภายในเท่ากับ 10 AU รอบดาว IRAS 08544-4431 ซึ่งเป็นดาวฤกษ์หลังวิวัฒนาการผ่านแขนงยักษ์เชิงเส้นกำกับ[11] คาดกันว่าโครงสร้างคล้ายแผ่นจานที่พบในดาวฤกษ์ระยะสุดท้ายนั้นมีความเกี่ยวข้องกับระบบดาวคู่ รวมถึงสำหรับกรณีของ IRAS 08544-4431 นี้ก็เช่นเดียวกัน

ภาพวาดในจินตนาการของดาวยักษ์ใหญ่ B[e] CPD-57 2874 ซึ่งตรวจพบหลักฐานโดยตรงถึงการมีอยู่ของแผ่นจานโดย VLBI[12]

แม้ว่าจะตรวจพบโครงสร้างรอบดาวฤกษ์ที่ไม่มีความสมมาตรเป็นทรงกลมในดาวฤกษ์มวลมากที่วิวัฒนาการแล้วจำนวนมาก แต่ก็ไม่พบหลักฐานโดยตรงว่ามีแผ่นจานอยู่ หลักฐานทางอ้อมบ่งชี้ว่าดาวประเภทที่เป็นไปได้มากที่สุดที่จะมีจานรอบดาวคือดาว B[e][13] ซึ่งมีการหมุนรอบตัวเองอย่างรวดเร็วและอาจเป็นต้นกำเนิดแสงวาบรังสีแกมมา เป็นไปได้ที่จะก่อให้เกิดการสั่งสมมวลสารบนแถบเส้นศูนย์สูตรของดาว

ช่วงปลายชีวิตดาวฤกษ์[แก้]

มีการพบว่าดาวแคระขาวบางดวงมีการแผ่รังสีในช่วงอินฟราเรดมากเป็นพิเศษ ซึ่งเชื่อว่ามีสาเหตุมาจากแผ่นจานรอบดาวฤกษ์ที่ประกอบขึ้นจากฝุ่น[14] ฝุ่นที่ประกอบเป็นจานนั้นเชื่อว่าเป็นซากของวัตถุท้องฟ้าซึ่งครั้งหนึ่งเคยก่อตัวเป็นระบบดาวเคราะห์ เช่น ดาวเคราะห์น้อย[15]

นอกจากนี้ ดาวมวลอัดแน่นอย่าง ดาวแคระขาว ดาวนิวตรอน และ หลุมดำ โดยเฉพาะอย่างยิ่งในวัตถุท้องฟ้าซึ่งดาวปฐมภูมิของระบบดาวคู่แบบใกล้ชิดได้ถึงจุดสิ้นสุดและกลายเป็นดาวมวลอัดแน่นไปแล้ว ก๊าซจะหมุนรอบดาวมวลอัดแน่นไปในขณะที่ค่อย ๆ ตกลงสู่ในกลางเรื่อย ๆ ซึ่งอาจเกิดเป็นจานพอกพูนมวลขึ้น

บทความหลัก: จานพอกพูนมวล

ระบบดาวคู่[แก้]

ภาพวาดในจินตนาการของก๊าซและฝุ่นรอบดาว GG Tauri[16]

เมื่อเกิดการรวบรวมก๊าซขึ้นในระบบดาวคู่ ก็อาจก่อตัวเป็นจานขึ้นมาในระบบดาวคู่นั้นได้ ระบบดาวคู่ที่สั่งสมก๊าซซึ่งมีโมเมนตัมเชิงมุมมักจะก่อตัวเป็นจานได้ง่าย[17] จานในระบบดาวคู่อาจแบ่งออกเป็น 3 ประเภท

  • จานรอบดาวปฐมภูมิ (ดาวฤกษ์มวลมากกว่าใน 2 ดวง) สามารถก่อตัวขึ้นได้หากก๊าซที่สะสมมีโมเมนตัมเชิงมุมอยู่[17]
  • จานรอบดาวทุติยภูมิ (ดาวฤกษ์มวลน้อยกว่า) โดยปกติจะไม่สามารถก่อตัวได้ เว้นแต่ก๊าซที่สั่งสมจะมีโมเมนตัมเชิงมุมสูงเพียงพอ ขนาดโมเมนตัมเชิงมุมที่จำเป็นนั้นจะพิจารณาจากอัตราส่วนมวลของดาวฤกษ์ปฐมภูมิต่อดาวฤกษ์ทุติยภูมิ
  • จานรอบดาวคู่ (circumbinary disc) เป็นจานที่ก่อตัวขึ้นล้อมรอบทั้งดาวปฐมภูมิและดาวทุติยภูมิ โดยมีเส้นผ่านศูนย์กลางภายในใหญ่กว่าวงโคจรของดาวคู่ เชื่อกันว่าจานรอบดาวคู่มีมวลสูงสุดอยู่ที่ 0.5% ของมวลดวงอาทิตย์[18][17] ระบบดาวที่มีจานรอบดาวคู่อยู่ได้แก่ GG Tauri เป็นต้น[19]

จานมักมีลักษณะสมมาตรและก่อตัวในระนาบการโคจรของระบบดาวคู่ แต่อาจได้รับผลกระทบจากปรากฏการณ์ของบาร์ดีน–เพตเตอร์สัน[20] สนามแม่เหล็กขั้วคู่ที่ไม่สม่ำเสมอ[21] ความดันรังสี[22] และแรงน้ำขึ้นลง[18] ทำให้แผ่นจานอาจบิดตัวหรือเอียง ตัวอย่างของจานแบบเอียงสามารถพบได้ใน Her X-1, SS 433 เป็นต้น การแผ่รังสีเอกซ์จะลดลงและเพิ่มขึ้นเป็นคาบ 30 ถึง 300 วัน ซึ่งนานกว่าคาบการโคจรของดาวคู่มาก[23] สันนิษฐานว่าเกิดจากการหมุนควงของจานรอบดาวฤกษ์ปฐมภูมิหรือจานรอบดาวคู่ ซึ่งโดยปกติจะโคจรกลับทิศเมื่อเทียบกับวงโคจรของดาวคู่

วิวัฒนาการของจานรอบดาวฤกษ์[แก้]

จานฝุ่นรอบดาวฤกษ์อายุน้อย HD 100546 ซึ่งคาดว่าเป็นจานช่วงเปลี่ยนถ่าย[24]
วงแหวนฝุ่นรอบดาวฤกษ์อายุน้อย HD 141569[25]
วงแหวนฝุ่นบาง ๆ รอบดาว HR 4796[26]
จานก๊าซและฝุ่นรอบดาวฤกษ์อายุน้อย HD 163296 ส่วนที่เห็นเป็นช่องว่างภายในแผ่นจานเกิดจากการที่ก๊าซและฝุ่นหายไป ซึ่งคาดว่าเกิดจากการที่มีดาวเคราะห์ก่อตัวขึ้น[27]

วิวัฒนาการของจานรอบดาวฤกษ์อาจแบ่งออกเป็นหลายขั้นตอนตามการเปลี่ยนแปลงตามช่วงวิวัฒนาการของโครงสร้างและส่วนประกอบหลัก

วิธีการจำแนกแบบหนึ่งคือดูที่ขนาดของอนุภาค เช่น ฝุ่น ซึ่งเป็นส่วนประกอบหลักของจาน โดยเฉพาะอย่างยิ่ง มีระยะที่อนุภาคขนาด 1 μm ลงมาเป็นองค์ประกอบหลัก, ระยะที่อนุภาคเติบโตกลายเป็นอนุภาคขนาดใหญ่ขึ้น, ระยะที่มีความหนาแน่นมากขึ้นและก่อตัวเป็นดาวเคราะห์ก่อนเกิด และ ระยะที่เติบโตต่อไปอีกจนเกิดเป็นระบบดาวเคราะห์ขึ้น

อีกทางเลือกหนึ่ง จากปริมาณของก๊าซและแบบจำลองของการก่อตัวดาวทางทฤษฎี อาจจำแนกออกเป็น 3 ขั้นตอนดังนี้

  • จานดาวเคราะห์ก่อนเกิด เป็นจานที่มีสสารดั้งเดิมจำนวนมาก เช่น ก๊าซและฝุ่น ซึ่งอาจก่อตัวเป็นดาวเคราะห์
  • จานช่วงเปลี่ยนผ่าน คือจานที่ก๊าซและฝุ่นหมดลงและอยู่ในตำแหน่งระหว่างจานก่อกำเนิดดาวเคราะห์และจานเศษซาก ขนาดของอนุภาคฝุ่นจะใหญ่กว่าขนาดของจานดาวเคราะห์ก่อนเกิด และความหนาของเส้นรอบวงรอบนอกของจานก็ลดลงด้วย เมื่อวิวัฒนาการดำเนินไป จะมีรูปรากฏขึ้นตรงกลางของจาน
  • จานเศษซาก เป็นจานที่ประกอบด้วยฝุ่นละเอียด และก๊าซที่เกิดจากการชนกันและการกลายเป็นไอ โดยอาจมีก๊าซอยู่เพียงเล็กน้อยหรือในบางกรณีอาจไม่มีเลย ก๊าซที่มีอยู่ก่อนและอนุภาคฝุ่นขนาดเล็กจะกระจายหายไปหรือถูกจับโดยดาวเคราะห์

ในระบบสุริยะ ฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์ในระนาบวงโคจรของดาวเคราะห์ (สุริยวิถี) ที่เกิดจากการชนกันของดาวเคราะห์น้อยหรือการกลายเป็นไอของดาวหางสามารถเห็นเป็นแสงจักรราศีจากบนโลก

นอกจากนี้ ในระหว่างการวิวัฒนาการจากจานดาวเคราะห์ก่อนเกิดไปสู่จานเศษซาก สามารถสังเกตเห็นการลดลงของจำนวนอนุภาคฝุ่นขนาดเล็กระดับมิลลิเมตรในบริเวณรอบนอกของจานการเพิ่มขึ้นของปริมาณฝุ่นอุณหภูมิสูงในบริเวณวงในของจาน และการหายไปของก๊าซ[28]

กระบวนการกระจายหายไป[แก้]

หนึ่งในปรากฏการณ์สำคัญที่เกิดจากวิวัฒนาการของจานรอบดาวคือการกระจายหายไปของมวลสาร การวิจัยศึกษากระบวนการกระจายหายไปของมวลสารในแต่ละขั้นตอนวิวัฒนาการของจานรอบดาว ร่วมกับข้อมูลเกี่ยวกับมวลของดาวฤกษ์ใจกลางนั้น จะให้เบาะแสเกี่ยวกับมาตราส่วนเวลาวิวัฒนาการ ตัวอย่างเช่น จากผลการสังเกตการณ์กระบวนการกระจายหายไปของมวลสารในจานช่วงเปลี่ยนผ่าน (จานที่มีรูภายใน[29]) ได้ประมาณอายุเฉลี่ยของจานรอบดาวฤกษ์ไว้ประมาณ 10 ล้านปี[30]

ยังไม่มีทฤษฎีที่เป็นที่ยอมรับแน่ชัดเกี่ยวกับกลไกของกระบวนการกระจายหายไป รวมถึงช่วงระยะหรือมาตราส่วนเวลาที่กระบวนการกระจายหายไปเกิดขึ้น มีการเสนอสมมติฐานหลายข้อและลักษณะเชิงสังเกตการณ์ที่คาดการณ์ไว้ของจานเพื่ออธิบายกระบวนการกระจายหายไปของจานรอบดาวฤกษ์ สมมติฐานหลัก ๆ เช่น ฝุ่นจะทึบแสงน้อยลงเมื่อเติบโตเป็นอนุภาคขนาดใหญ่ขึ้นจึงสังเกตได้ยากขึ้น[31] หรืออาจเกิดจากการระเหยด้วยแสงเนื่องจากโฟตอนของรังสีเอกซ์และรังสีอัลตราไวโอเลตที่มาจากดาวที่ใจกลาง (หรือ ลมดาวฤกษ์)[32] หรืออาจเป็นเพราะได้รับอิทธิพลดาวเคราะห์ยักษ์ที่ก่อกำเนิดขึ้นภายในจาน[33]

ระยะเวลาของกระบวนการกระจายหายไปนั้นคาดว่าจะค่อนข้างสั้น มีวัตถุท้องฟ้าที่ดูเหมือนว่าจะเกิดการกระจายหายไปทั้งวงด้านในและวงรอบนอกของจานรอบดาวฤกษ์เกือบพร้อม ๆ กัน หรืออาจเริ่มกระจายหายไปจากส่วนด้านในแล้วไล่ไปยังด้านนอก โดยคาดว่าอาจใช้เวลาประมาณ 5 แสนปีตั้งแต่เริ่มเกิดการกระจายจนหายไปหมด[34]

วิวัฒนาการทางกลศาสตร์[แก้]

จานรอบดาวฤกษ์จะไม่อยู่ในสภาวะสมดุล โดยจะค่อย ๆ เสียสมดุลและเกิดการเปลี่ยนแปลงไป ความหนาแน่นต่อพื้นที่จาน คำนวณได้จาก

ในที่นี้ คือระยะห่างแนวรัศมีจากจุดศูนย์กลางของจาน ส่วน แสดงค่าความหนืด ที่ตำแหน่ง [35] สมการนี้ถือว่าแผ่นจานเป็นแบบมีแกนสมมาตร ไม่มีความแตกต่างในโครงสร้างตามแนวความหนาของแผ่นจาน

ความหนืดของจาน ซึ่งอาจเกิดขึ้นจากตัวโมเลกุล หรือความปั่นป่วน จะทำให้เกิดการสูญเสียโมเมนตัมเชิงมุมไปยังด้านนอกของจาน แล้วในที่สุดจะทำให้มวลจำนวนมากไปพอกพูนเข้าที่ส่วนดาวฤกษ์ใจกลาง[35] อัตราการเพิ่มมวลสู่ดาวฤกษ์ใจกลาง ขึ้นอยู่กับค่าความหนืด โดยคำนวณได้ดังนี้

ในที่นี้ คือเส้นผ่านศูนย์กลางด้านในของแผ่นจาน

อ้างอิง[แก้]

  1. ↑ "Circumstellar Disks HD 141943 and HD 191089". ESA/Hubble images. สืบค้นเมื่อ 29 April 2014.
  2. ↑ Hartmann, Lee; еt al., "Accretion and the Evolution of T Tauri Disks", Astrophysical Journal, 495 (1): 385–400, Bibcode:1998ApJ...495..385H, doi:10.1086/305277{{citation}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)
  3. ↑ Benisty, M.; еt al., "A low optical depth region in the inner disk of the Herbig Ae star HR 5999", Astronomy and Astrophysics, 531: A84, Bibcode:2011A&A...531A..84B, doi:10.1051/0004-6361/201016091{{citation}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)
  4. ↑ de Wit, W. J.; еt al., "Mid-infrared interferometry towards the massive young stellar object CRL 2136: inside the dust rim", Astronomy and Astrophysics, 526: L5, Bibcode:2011A&A...526L...5D, doi:10.1051/0004-6361/201016062{{citation}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)
  5. ↑ "ALMA Reveals Planetary Construction Sites". ESO. สืบค้นเมื่อ 2015-12-21.
  6. ↑ 岡村定矩・家 正則・犬塚修一郎・小山勝二・千葉柾司・富阪幸治, บ.ก. (2012-07-20), 天文学辞典, シリーズ現代の天文学, vol. 別, 日本評論社, p. 214, ISBN 978-4-535-60738-5
  7. ↑ "Exoplanet Caught on the Move". ESO. 2010-06-10. สืบค้นเมื่อ 2017-09-09.
  8. ↑ "Hubble directly observes planet orbiting Fomalhaut". ESA. 2008-11-13. สืบค้นเมื่อ 2017-09-09.
  9. ↑ Porter, John M.; Rivinius, Thomas, "Classical Be Stars", Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 115 (812): 1153–1170, Bibcode:2003PASP..115.1153P, doi:10.1086/378307
  10. ↑ "Into the Chrysalis". ESO. 2007-09-27. สืบค้นเมื่อ 2017-09-12.
  11. ↑ Deroo, P.; еt al., "AMBER and MIDI interferometric observations of the post-AGB binary IRAS 08544-4431: the circumbinary disc resolved", Astronomy and Astrophysics, 474 (3): L45–L48, Bibcode:2007A&A...474L..45D, doi:10.1051/0004-6361:20078079{{citation}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)
  12. ↑ "Sharp Vision Reveals Intimacy of Stars". ESO. 2005-11-24. สืบค้นเมื่อ 2017-09-15.
  13. ↑ Domiciano de Souza, A.; еt al., "AMBER/VLTI and MIDI/VLTI spectro-interferometric observations of the B[e] supergiant CPD-57°2874. Size and geometry of the circumstellar envelope in the near- and mid-IR", Astronomy and Astrophysics, 464 (1): 81–86, Bibcode:2007A&A...464...81D, doi:10.1051/0004-6361:20054134{{citation}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)
  14. ↑ Becklin, E. E.; еt al., "A Dusty Disk around GD 362, a White Dwarf with a Uniquely High Photospheric Metal Abundance", Astrophysical Journal, 632 (2): L119–L122, Bibcode:2005ApJ...632L.119B, doi:10.1086/497826{{citation}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)
  15. ↑ Farihi, J.; Jura, M.; Zuckerman, B., "Infrared Signatures of Disrupted Minor Planets at White Dwarfs", Astrophysical Journal, 694 (2): 805–819, Bibcode:2009ApJ...694..805F, doi:10.1088/0004-637X/694/2/805
  16. ↑ "Planet-forming Lifeline Discovered in a Binary Star System". ESO. 2014-10-29. สืบค้นเมื่อ 2017-09-12.
  17. ↑ 17.0 17.1 17.2 Bate, Matthew R.; Bonnell, Ian A., "Accretion during binary star formation - II. Gaseous accretion and disc formation", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 285 (1): 33–48, Bibcode:1997MNRAS.285...33B, doi:10.1093/mnras/285.1.33
  18. ↑ 18.0 18.1 Larwood, John D.; Papaloizou, John C. B., "The hydrodynamical response of a tilted circumbinary disc: linear theory and non-linear numerical simulations", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 285 (2): 288–302, arXiv:astro-ph/9609145, Bibcode:1997MNRAS.285..288L, doi:10.1093/mnras/285.2.288
  19. ↑ Roddier, C.; еt al., "Adaptive Optics Imaging of GG Tauri: Optical Detection of the Circumbinary Ring", Astrophysical Journal, 463: 326–335, Bibcode:1996ApJ...463..326R, doi:10.1086/177245{{citation}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)
  20. ↑ Bardeen, James M.; Petterson, Jacobus A. (1975-01-15), "The Lense-Thirring effect and accretion discs around Kerr black holes", Astrophysical Journal Letters, 195: L65–L67, Bibcode:1975ApJ...195L..65B, doi:10.1086/181711
  21. ↑ Terquem, C.; Papaloizou, J. C. B., "The response of an accretion disc to an inclined dipole with application to AA Tau", Astronomy and Astrophysics, 360: 1031–1042, arXiv:astro-ph/0006113, Bibcode:2000A&A...360.1031T
  22. ↑ Pringle, J. E., "Self-induced warping of accretion discs", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 281 (1): 357–361, Bibcode:1996MNRAS.281..357P, doi:10.1093/mnras/281.1.357
  23. ↑ Maloney, Philip R.; Begelman, Mitchell C., "The Origin of Warped, Precessing Accretions Disks in X-Ray Binaries", Astrophysical Journal Letters, 491 (1): L43–L46, arXiv:astro-ph/9710060, Bibcode:1997ApJ...491L..43M, doi:10.1086/311058
  24. ↑ "The Birth of a Giant Planet?". ESO. 2013-02-28. สืบค้นเมื่อ 2017-09-15.
  25. ↑ "Boulevard of broken rings". ESO. 2016-06-20. สืบค้นเมื่อ 2017-09-15.
  26. ↑ "First Light for SPHERE Exoplanet Imager". ESO. 2014-06-04. สืบค้นเมื่อ 2017-09-15.
  27. ↑ "Planets in the making". ESO. สืบค้นเมื่อ 2016-12-26.
  28. ↑ Wyatt, M. C.; еt al., "Five steps in the evolution from protoplanetary to debris disk", Astrophysics and Space Science, 357 (2): 103, Bibcode:2015Ap&SS.357..103W, doi:10.1007/s10509-015-2315-6{{citation}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)
  29. ↑ Mamajek, Eric E., "Initial Conditions of Planet Formation: Lifetimes of Primordial Disks", AIP Conference Proceedings, 1158: 3–10, arXiv:0906.5011, Bibcode:2009AIPC.1158....3M, doi:10.1063/1.3215910
  30. ↑ Cieza, Lucas; еt al., "The Spitzer c2d Survey of Weak-Line T Tauri Stars. II. New Constraints on the Timescale for Planet Building", Astrophysical Journal, 667 (1): 308–328, arXiv:0706.0563, Bibcode:2007ApJ...667..308C, doi:10.1086/520698{{citation}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)
  31. ↑ Nelson, Andrew F.; Benz, Willy; Ruzmaikina, Tamara V., "Dynamics of Circumstellar Disks. II. Heating and Cooling", Astrophysical Journal, 529 (1): 357–390, Bibcode:2000ApJ...529..357N, doi:10.1086/308238
  32. ↑ Clarke, C.; Gendrin, A.; Sotomayor, M., "The dispersal of circumstellar discs: the role of the ultraviolet switch", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 328: 485–491, Bibcode:2001MNRAS.328..485C, doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04891.x
  33. ↑ Bryden, G.; еt al., "Tidally Induced Gap Formation in Protostellar Disks: Gap Clearing and Suppression of Protoplanetary Growth", Astrophysical Journal, 514 (1): 344–367, Bibcode:1999ApJ...514..344B, doi:10.1086/306917{{citation}}: CS1 maint: multiple names: authors list (ลิงก์)
  34. ↑ Williams, Jonathan P.; Cieza, Lucas A., "Protoplanetary Disks and Their Evolution", Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 49 (1): 67–117, Bibcode:2011ARA&A..49...67W, doi:10.1146/annurev-astro-081710-102548
  35. ↑ 35.0 35.1 Armitage, Philip J., "Dynamics of Protoplanetary Disks", 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
วิกิมีเดียคอมมอนส์มีสื่อที่เกี่ยวข้องกับ จานรอบดาวฤกษ์

อ่านเพิ่ม[แก้]

เข้าถึงจาก "https://th.wikipedia.org/w/index.php?title=จานรอบดาวฤกษ์&oldid=11417368"