АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ВЕСТНИК, 2007, том 41, № 2, с. 145-153
УДК 524.31.084
ОБРАЗОВАНИЕ ПРОТОПЛАНЕТНОЙ СИСТЕМЫ В РЕЗУЛЬТАТЕ СЛИЯНИЯ ДВОЙНОЙ ЗВЕЗДЫ
© 2007 г. Ф. В. Сироткин
Астрономическая обсерватория Одесского национального университета, Украина Поступила в редакцию 12.01.2006 г. После исправления 05.06.2006 г.
Рассмотрен сценарий образования протопланетной системы в результате слияния двойной звезды, состоящей из маломассивных (0.5-1)М0 звезд, находящихся на стадии сжатия к главной последовательности. Ранее выполненные вычисления (Сироткин, Каретников, 2006) показали, что при определенных условиях в результате разрушения более массивного компонента может образовываться центральная звезда, аккреционный диск и протяженный рукав. В результате фрагментации протяженного рукава образуются облака планетных (<5М;[) масс. Направление вращения образованного диска и облаков совпадает с направлением вращения центральной звезды. Образовавшиеся облака находятся на вытянутых (е > 0.3) орбитах, лежащих в плоскости орбиты исходной двойной системы. Для проверки полученных ранее результатов были выполнены вычисления с более высокой точностью при тех же параметрах системы, которые, в основном, подтвердили ранее полученные результаты, а также позволили получить новые данные о структуре облаков и диска.
PACS: 96.15.Bc, 97.80.-d
ВВЕДЕНИЕ
Большая часть существующих гипотез формирования протопланетных систем предполагает их образование в процессе коллапса из единого про-тозвездного облака. В зависимости от величины углового момента исходного облака в его центре формируется одиночная звезда, окруженная аккреционным диском, либо двойная звезда, компоненты которой также могут иметь аккреционные диски. Предлагаемый механизм образования протопланетной системы позволяет учесть высокую степень двойственности звезд и поднять верхний предел диапазона угловых моментов, возможных для планетных систем до величин, характерных для двойных звезд.
Результаты наблюдений для ближайших звезд солнечной окрестности показывают, что степень двойственности звезд в солнечной окрестности ~57% (Duquennoy и др., 1991), при этом всегда есть вероятность существования пока не обнаруженного компонента. Такие компоненты постепенно обнаруживаются с увеличением точности наблюдений и применением других методик наблюдения и обработки данных. Таким образом, существующие значения степени двойственности можно считать нижними оценками.
Сравнение данных для звезд, находящихся на стадии сжатия к главной последовательности, с данными для звезд главной последовательности показывает заметное превышение наблюдаемой степени двойственности звезд до главной после-
довательности над звездами на главной последовательности (Kohler, Leinen, 1998).
Распределение двойных систем различных типов по величине углового момента выглядит непрерывным. Нижняя граница диапазона удельных угловых моментов у наблюдаемых двойных систем ~1019 см2 c-1 (Duquennoy и др., 1991) близка к верхней границе предполагаемого диапазона удельных угловых моментов для протопланетных систем (Масевич, Тутуков, 1988; Тутуков, 2002), а верхняя граница ~1021 лежит в диапазоне угловых моментов ядер молекулярных облаков (Goodman и др., 1993; Simon, 1992). Совместное распределение обнаруженных планетных систем, двойных (кратных) звезд и ядер молекулярных облаков по величине углового момента выглядит непрерывным (см. рис. 1). Это позволяет предположить, что возможно существование двойных систем с предельно малыми угловыми моментами, которые будут являться переходными между двойными и планетными системами.
Распределение по отношению масс компонентов имеет максимум около 1 для двойных звезд с возрастом (2-3) х 106 лет (White, Ghez, 2001). Для систем с возрастом более 108 лет максимум распределения смещается в сторону малых отношений масс (Patience и др., 1998). Степень двойственности двойных звезд также уменьшается с возрастом (Patience и др., 1998). Это позволяет предположить, что уменьшение степени двойственности и дефицит систем с близкими массами компонентов у проэволюционировавших систем может быть ре-
Ядра молекулярных облаков | Двойные звезды |
Одиночные звезды с дисками
I Планетные системы
! Одиночные звезды
1016 1017 1018 1019 1020 1021 1022 1023
2 -1 j, см2 с 1
Рис. 1. Удельные угловые моменты различных объектов.
зультатом слияния или процессов обмена массой в двойных системах на стадии сжатия к главной последовательности.
Очевидно, что слияние более вероятно для случая наиболее тесных систем. Результаты наблюдения спектральных двойных звезд показывают, что двойные звезды с большой полуосью А, удовлетворяющей условию
A/Rq < 6(M/MQ)
1/3
(1)
где M = M1 + M2 масса системы, практически не наблюдаются (Крайчева и др., 1978). Зависимость масса-радиус для звезд до главной последовательности, находящихся вблизи "birthlrne" (Stahler, 1983; Palla, Stahler, 2001), можно аппроксимировать следующим уравнением:
R/Rq = 12.6M/Mq -8.7(M/Mq)2 + + 2.3 (M/Mq )3- 1.4.
(2)
Форма компонентов рассматриваемых систем может сильно отличаться от сферической, поэтому здесь и далее имеется в виду эффективный радиус, или радиус сферы, объем которой равен объему звезды. Звезда солнечной массы будет иметь вблизи "ЫпЫте" радиус ~4.8Л0. Эффективный радиус полости Роша для двойной звезды с массой компонентов М1 2 = М0 и большой полуосью А = 6Я0 равен ~4.55Л0. Если компоненты такой двойной звезды находятся вблизи "ЫпЫте", то система будет иметь общую оболочку. Системы с общими конвективными оболочками могут обладать интенсивным магнитным звездным ветром, за счет чего система может эффективно терять угловой момент при сравнительно малой потере массы системой (Крайчева и др., 1978). Потеря углового момента может привести к началу обмена массой и (или) слиянию системы. Магнит-
ный звездный ветер, возможно, не единственный механизм, обеспечивающий эффективную потерю углового момента. Такие механизмы должны существовать ввиду того, что угловые моменты у двойных звезд на порядок, а у одиночных звезд на два порядка меньше, чем угловые моменты молекулярных облаков. Потеря углового момента за счет магнитного звездного ветра существенна в основном для маломассивных (М1, 2 < 1.5М0) звезд. Для более массивных звезд отрезок времени, на котором они обладают конвективными оболочками, существенно короче ^аЫег, 1983).
За последние несколько лет обнаружено ~170 планетных систем, точность наблюдений постоянно растет, и число открытых планетных систем постоянно увеличивается. Большие полуоси обнаруженных внесолнечных планет-гигантов лежат в диапазоне от 0.02-5.25 а. е., эксцентриситеты могут достигать значительных величин. Общепринятая точка зрения на механизм образования планетной системы заключается в том, что ее предшественником принято считать звезду, окруженную протяженным кольцевым газопылевым диском. Планеты, в классическом сценарии их образования, формируются в результате столкновительной коагуляции пылинок в таком диске. Результатом такого процесса будут малые эксцентриситеты планет, а большие полуоси планет-гигантов будут сравнимы с большими полуосями планет-гигантов Солнечной системы (Дорофеева, Макалкин, 2004). Для объяснения наблюдаемых величин эксцентриситетов и больших полуосей в рамках классической гипотезы необходимо привлекать дополнительные механизмы. Наличие широкого диапазона параметров наблюдаемых планет позволяет предположить существование различных механизмов формирования планетных систем.
Вероятность обнаружения газопылевого диска практически линейно растет по мере уменьшения возраста звезд. Из наблюдений молодых скоплений следует, что количество звезд с дисками уменьшается с 80-90% в скоплениях с возрастом 1-0.3 млн. лет до ~3% в скоплениях с возрастом ~30 млн. лет, что позволяет оценить время жизни таких дисков ~6 млн. лет (Haisch и др., 2001). Таким образом, вероятность обнаружения диска и вероятность обнаружения у звезды-компаньона быстро убывают с возрастом.
Можно предположить, что газопылевые диски некоторых протопланетных систем с угловым моментом, близким к нижнему пределу диапазона угловых моментов двойных систем, могут образовываться в процессе слияния двойной звезды. Такое слияние может произойти в результате потери двойной звездой углового момента за счет магнитного звездного ветра, взаимодействия системы с
общей оболочкой и других процессов, приводящих к эффективной потере углового момента.
Слияние может также происходить в процессе эволюции тройной звезды с изначально близкими расстояниями между компонентами. В результате перераспределения энергии между компонентами тройной системы такая система может эволюционировать в систему, состоящую из тесной двойной звезды и третьей звезды, движущейся по орбите на расстоянии много большем, чем расстояние между компонентами двойной звезды.
Ранее (Сироткин, Каретников, 2006) был предложен механизм образования протопланетной системы в результате слияния двойной звезды, состоящей из маломассивных (0.5-1) MQ компонентов, находящихся на стадии сжатия к главной последовательности. К преимуществам предлагаемого механизма можно отнести возможность образования компонентов протопланетной системы - диска и облаков планетных масс - в едином процессе. Существенным преимуществом предлагаемого сценария является и то, что сформированная протопланетная система сразу приобретает свойства, близкие к наблюдаемым свойствам внесолнечных систем, а именно: ассиметричный диск, значительные эксцентриситеты планет-гигантов и распределение углового момента по компонентам системы, при котором основная его часть содержится в диске и/или планетах.
В данной работе приводятся результаты вычислений для двойной звезды с параметрами, аналогичными параметрам двойной системы в работе (Сироткин, Каретников, 2006), но с более высокой точностью, что позволило проверить более ранние вычисления и получить новые результаты. Увеличение точности вычислений стало возможным благодаря использованию многопроцессорного суперкомпьютера RSC4 ИПМ РАН.
Для решения задачи был использован метод SPH (Smoothed particle h
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.