แผ่นดิสก์ Circumstellar

แผ่นดิสก์ที่ล้อมรอบ (หรือดิสก์ที่ล้อมรอบ ) เป็นพรู , แพนเค้กหรือสะสมแหวนรูปของเรื่องประกอบด้วยก๊าซ , ฝุ่น , ดาวเคราะห์ , ดาวเคราะห์น้อยหรือเศษชนในวงโคจรรอบดาว รอบ ๆ ดาวฤกษ์อายุน้อยที่สุดพวกมันเป็นแหล่งกักเก็บของวัตถุที่ดาวเคราะห์อาจก่อตัวขึ้น รอบดาวฤกษ์ที่โตเต็มที่พวกมันบ่งชี้ว่ามีการก่อตัวของดาวเคราะห์ขึ้นและรอบ ๆดาวแคระขาวพวกมันบ่งชี้ว่าวัสดุของดาวเคราะห์นั้นรอดชีวิตจากวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ทั้งหมด แผ่นดิสก์ดังกล่าวสามารถแสดงตัวได้หลายวิธี

Circumstellar ดิสก์ HD 141943และ HD 191089 [1]

อบต.ดาว 206462มีแผ่นดิสก์รอบนอกผิดปกติ

ตามรูปแบบที่ได้รับการยอมรับอย่างกว้างขวางของดาวก่อตัวบางครั้งเรียกว่าสมมติฐาน nebularเป็นดาราหนุ่ม ( Protostar ) จะเกิดขึ้นจากการล่มสลายของแรงโน้มถ่วงจากกระเป๋าของเรื่องภายในเมฆโมเลกุลขนาดยักษ์ วัสดุที่ทำให้ผิดพลาดมีโมเมนตัมเชิงมุมจำนวนหนึ่งซึ่งส่งผลให้เกิดการก่อตัวของดิสก์โปรโตเพลนดาวเคราะห์รอบดาวฤกษ์อายุน้อยที่กำลังหมุนอยู่ อดีตคือแผ่นดิสก์รอบวงโคจรของก๊าซและฝุ่นหนาแน่นที่ยังคงป้อนดาวดวงกลาง มันอาจจะมีไม่กี่เปอร์เซ็นต์ของมวลของดาวกลางส่วนใหญ่อยู่ในรูปแบบของก๊าซซึ่งเป็นตัวส่วนใหญ่ไฮโดรเจน ระยะการสะสมหลักจะใช้เวลาไม่กี่ล้านปีโดยมีอัตราการเพิ่มขึ้นโดยทั่วไปอยู่ระหว่าง 10 −7ถึง 10 −9มวลดวงอาทิตย์ต่อปี (อัตราสำหรับระบบทั่วไปที่นำเสนอใน Hartmann et al. [2] )

แผ่นดิสก์ค่อยๆเย็นลงในสิ่งที่เรียกว่าเวทีดารา T Tauri ภายในแผ่นดิสก์นี้การก่อตัวของฝุ่นละอองขนาดเล็กที่ทำจากหินและไอซ์สามารถเกิดขึ้นได้และสิ่งเหล่านี้สามารถจับตัวกันเป็นดาวเคราะห์ได้ หากแผ่นดิสก์มีขนาดใหญ่เพียงพอการเพิ่มขึ้นของการหลบหนีจะเริ่มขึ้นส่งผลให้เกิดลักษณะของตัวอ่อนของดาวเคราะห์ การก่อตัวของระบบดาวเคราะห์คิดว่าเป็นผลมาจากการก่อตัวของดาวโดยธรรมชาติ ดาวฤกษ์ที่คล้ายดวงอาทิตย์มักใช้เวลาประมาณ 100 ล้านปีในการก่อตัว

ความประทับใจของศิลปินจากแผ่นดิสก์เฉพาะกาลรอบ ดาราหนุ่ม [3]

จานวนรอบ AK Scorpiiซึ่งเป็นระบบเล็ก ๆ ในกลุ่มดาว Scorpius ภาพของดิสก์ที่ถูกถ่ายด้วย ALMA

ก๊าซที่ไหลเข้าสู่ระบบเลขฐานสองช่วยให้การก่อตัวของแผ่นวงกลมและวงกลม การก่อตัวของแผ่นดิสก์ดังกล่าวจะเกิดขึ้นกับระบบไบนารีใด ๆที่ก๊าซที่ผิดพลาดมีโมเมนตัมเชิงมุมในระดับหนึ่ง [4]ความก้าวหน้าโดยทั่วไปของการก่อตัวของแผ่นดิสก์จะสังเกตได้จากระดับโมเมนตัมเชิงมุมที่เพิ่มขึ้น:

  • Circumprimary disc เป็นสิ่งที่โคจรรอบดาวฤกษ์หลัก (คือมวลมากกว่า) ของระบบเลขฐานสอง [4]แผ่นดิสก์ประเภทนี้จะเกิดขึ้นจากการเพิ่มขึ้นหากมีโมเมนตัมเชิงมุมใด ๆ อยู่ในก๊าซที่ผิดปกติ [4]
  • Circumsecondary disc เป็นสิ่งที่โคจรรอบดาวฤกษ์ทุติยภูมิ (คือมวลน้อยกว่า) ของระบบดาวคู่ ดิสก์ประเภทนี้จะก่อตัวขึ้นก็ต่อเมื่อมีโมเมนตัมเชิงมุมในระดับที่สูงเพียงพอภายในก๊าซที่ผิดปกติเท่านั้น จำนวนโมเมนตัมเชิงมุมที่ต้องการขึ้นอยู่กับอัตราส่วนมวลทุติยภูมิต่อปฐมภูมิ
  • Circumbinary disc คือแผ่นดิสก์ที่โคจรรอบทั้งดาวฤกษ์หลักและดาวฤกษ์รอง แผ่นดิสก์ดังกล่าวจะก่อตัวในเวลาต่อมามากกว่าดิสก์วงกลมหลักและวงรอบรองโดยมีรัศมีภายในใหญ่กว่ารัศมีวงโคจรของระบบเลขฐานสองมาก ดิสก์วงเวียนอาจก่อตัวขึ้นโดยมีมวลสูงสุดประมาณ 0.005 มวลของดวงอาทิตย์[5]ซึ่งโดยทั่วไปแล้วระบบไบนารีจะไม่สามารถรบกวนแผ่นดิสก์ได้มากพอที่จะให้ก๊าซสะสมไปยังวงเวียนและดิสก์รอง [4]ตัวอย่างของแผ่นดิสก์ circumbinary อาจจะมองเห็นได้รอบระบบดาวGG Tauri [6]

เมื่อแผ่นวงโคจรได้ก่อตัวขึ้นคลื่นความหนาแน่นของเกลียวจะถูกสร้างขึ้นภายในวัสดุรอบวงโดยใช้แรงบิดที่แตกต่างกันเนื่องจากแรงโน้มถ่วงของไบนารี [4]แผ่นดิสก์เหล่านี้ส่วนใหญ่สร้าง axissymmetric กับระนาบไบนารี แต่เป็นไปได้สำหรับกระบวนการต่างๆเช่นเอฟเฟกต์ Bardeen-Petterson, [7]สนามแม่เหล็กไดโพลที่ไม่ตรงแนว[8]และความดันการแผ่รังสี[9]เพื่อสร้างนัยสำคัญ บิดงอหรือเอียงไปยังแผ่นดิสก์ที่เรียบในตอนแรก

หลักฐานที่ชัดเจนของแผ่นดิสก์ที่เอียงมีให้เห็นในระบบ X-1, SMC X-1 และ SS 433 ของเธอ (อื่น ๆ ) ซึ่งจะเห็นการอุดตันของการปล่อยรังสีเอกซ์เป็นระยะตามลำดับ 50– 200 วัน; ช้ากว่าวงโคจรไบนารีของระบบมาก ~ 1 วัน [10]เชื่อกันว่าการอุดตันเป็นระยะ ๆ เป็นผลมาจาก precession ของดิสก์วงกลมหรือวงกลมซึ่งโดยปกติจะเกิดการถอยหลังเข้าคลองกับวงโคจรไบนารีอันเป็นผลมาจากแรงบิดที่แตกต่างกันซึ่งทำให้เกิดคลื่นความหนาแน่นของเกลียวในดิสก์แกนสมมาตร

หลักฐานของแผ่นดิสก์วงกลมที่เอียงสามารถมองเห็นได้ผ่านรูปทรงเรขาคณิตที่บิดเบี้ยวภายในแผ่นวงกลมการถอยห่างของเครื่องบินไอพ่นโปรโตสเตลลาร์และวงโคจรที่เอียงของวัตถุที่โคจรรอบโลก (ดังที่เห็นในการบดบัง TY CrA ไบนารี) [5]สำหรับแผ่นดิสก์ที่โคจรรอบไบนารีอัตราส่วนมวลทุติยภูมิต่อประถมที่ต่ำแผ่นดิสก์วงกลมที่เอียงจะได้รับการผ่อนปรนอย่างเข้มงวดโดยมีช่วงเวลาตามลำดับของปี สำหรับดิสก์รอบไบนารีที่มีอัตราส่วนมวลเท่ากับหนึ่งแรงบิดที่แตกต่างกันจะมีความแข็งแรงมากพอที่จะฉีกด้านในของดิสก์ออกเป็นสองแผ่นหรือมากกว่านั้น [5]

การศึกษาจากปี 2020 โดยใช้ข้อมูลALMAแสดงให้เห็นว่าดิสก์วงกลมรอบ ๆ ไบนารีช่วงเวลาสั้น ๆ มักจะสอดคล้องกับวงโคจรของไบนารี ไบนารีที่มีระยะเวลานานกว่าหนึ่งเดือนมักแสดงให้เห็นว่าดิสก์ไม่ตรงแนวกับวงโคจรไบนารี [11]

เมฆดั่งเดิมของก๊าซและฝุ่นรอบดาราหนุ่ม HD 163296 [12]
  • แผ่นเศษเล็กเศษน้อยประกอบด้วยดาวเคราะห์พร้อมกับฝุ่นละเอียดและก๊าซจำนวนเล็กน้อยที่เกิดจากการชนกันและการระเหยของพวกมัน ก๊าซและฝุ่นละอองขนาดเล็กเดิมได้ถูกกระจายหรือสะสมเข้าสู่ดาวเคราะห์ [13]
  • เมฆจักรราศีหรือฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์เป็นวัสดุในระบบสุริยะที่สร้างขึ้นโดยการชนกันของดาวเคราะห์น้อยและการระเหยของดาวหางที่ผู้สังเกตการณ์บนโลกเห็นเป็นกลุ่มแสงกระจัดกระจายตามสุริยุปราคาก่อนพระอาทิตย์ขึ้นหรือหลังพระอาทิตย์ตก
  • ฝุ่น Exozodiacalเป็นฝุ่นรอบดาวฤกษ์อื่นที่ไม่ใช่ดวงอาทิตย์ในตำแหน่งที่ใกล้เคียงกับแสงจักรราศีในระบบสุริยะ

ดิสก์ก่อกำเนิดดาวเคราะห์ AS 209 [14]

ขั้นตอนในแผ่นดิสก์รอบดวงดาวหมายถึงโครงสร้างและองค์ประกอบหลักของแผ่นดิสก์ในช่วงเวลาที่แตกต่างกันระหว่างการวิวัฒนาการ ขั้นตอนรวมถึงขั้นตอนที่แผ่นดิสก์ประกอบด้วยอนุภาคขนาดซับไมครอนเป็นส่วนใหญ่วิวัฒนาการของอนุภาคเหล่านี้เป็นธัญพืชและวัตถุขนาดใหญ่การรวมตัวกันของวัตถุที่มีขนาดใหญ่ขึ้นเป็นดาวเคราะห์และการเติบโตและวิวัฒนาการวงโคจรของดาวเคราะห์ในระบบดาวเคราะห์เช่นของเราระบบสุริยะหรือดวงดาวอื่น ๆ อีกมากมาย

ขั้นตอนสำคัญของวิวัฒนาการของแผ่นดิสก์รอบดวงดาว: [15]

  • Protoplanetary discs : ในขั้นตอนนี้มีวัสดุดึกดำบรรพ์จำนวนมาก (เช่นก๊าซและฝุ่น) และแผ่นดิสก์มีขนาดใหญ่พอที่จะก่อตัวเป็นดาวเคราะห์ได้
  • แผ่นเปลี่ยน: ในขั้นตอนนี้แผ่นดิสก์จะแสดงการลดลงอย่างมีนัยสำคัญของการปรากฏตัวของก๊าซและฝุ่นและนำเสนอคุณสมบัติระหว่างแผ่นดาวเคราะห์และเศษเล็กเศษน้อย
  • แผ่นเศษเล็กเศษน้อย : ในขั้นตอนนี้แผ่นดิสก์รอบวงเป็นแผ่นฝุ่นที่มีลักษณะเป็นก้อนซึ่งมีปริมาณก๊าซขนาดเล็กหรือแม้แต่ไม่มีก๊าซเลย มีลักษณะเฉพาะคือมีฝุ่นละออง[ จำเป็นต้องมีการชี้แจง ]น้อยกว่าอายุของแผ่นดิสก์ดังนั้นจึงบ่งชี้ว่าแผ่นดิสก์เป็นรุ่นที่สองแทนที่จะเป็นยุคดั้งเดิม

V1247 Orionisเป็นดาวฤกษ์อายุน้อยที่ร้อนแรงล้อมรอบด้วยวงแหวนของก๊าซและฝุ่นแบบไดนามิก [16]

การกระจายวัสดุเป็นหนึ่งในกระบวนการที่รับผิดชอบต่อวิวัฒนาการของแผ่นดิสก์รอบดวงดาว เมื่อรวมกับข้อมูลเกี่ยวกับมวลของดาวฤกษ์ศูนย์กลางแล้วการสังเกตการกระจายของวัสดุในระยะต่างๆของแผ่นดิสก์ที่อยู่รอบ ๆ สามารถใช้เพื่อกำหนดช่วงเวลาที่เกี่ยวข้องกับวิวัฒนาการของมันได้ ตัวอย่างเช่นการสังเกตกระบวนการกระจายในดิสก์ทรานซิชัน (แผ่นดิสก์ที่มีรูด้านในขนาดใหญ่) ประมาณอายุเฉลี่ยของดิสก์ที่มีวงโคจรอยู่ที่ประมาณ 10 Myr [17] [18]

กระบวนการสลายตัวและระยะเวลาในแต่ละขั้นตอนยังไม่เป็นที่เข้าใจกันดี มีการเสนอกลไกหลายอย่างที่มีการคาดคะเนคุณสมบัติที่สังเกตได้ของแผ่นดิสก์ที่แตกต่างกันเพื่ออธิบายการกระจายตัวในแผ่นดิสก์ที่อยู่รอบ ๆ กลไกเช่นการลดความทึบของฝุ่นเนื่องจากการเติบโตของเมล็ดพืช[19] การ ระเหยของวัสดุด้วยโฟตอนเอ็กซ์เรย์หรือยูวีจากดาวฤกษ์ใจกลาง ( ลมดาวฤกษ์ ) [20]หรืออิทธิพลแบบไดนามิกของดาวเคราะห์ยักษ์ที่ก่อตัวขึ้นภายในแผ่นดิสก์[21]เป็นกระบวนการบางส่วนที่ได้รับการเสนอเพื่ออธิบายการกระจายตัว

การสูญเสียเป็นกระบวนการที่เกิดขึ้นอย่างต่อเนื่องในแผ่นดิสก์รอบ ๆ ตลอดอายุการใช้งานของดาวกลางและในเวลาเดียวกันสำหรับขั้นตอนเดียวกันเป็นกระบวนการที่มีอยู่ในส่วนต่างๆของแผ่นดิสก์ การกระจายสามารถแบ่งได้ใน[22] การกระจายของดิสก์ด้านในการกระจายของดิสก์กลางและการกระจายดิสก์ด้านนอกขึ้นอยู่กับส่วนของดิสก์ที่พิจารณา

การกระจายของแผ่นดิสก์ด้านในเกิดขึ้นที่ส่วนด้านในของแผ่นดิสก์ (<0.05 - 0.1 AU ) เพราะมันเป็นเรื่องที่อยู่ใกล้ดาวภูมิภาคนี้ยังมีที่ร้อนแรงที่สุดในปัจจุบันวัสดุจึงมักจะมีการแผ่รังสีในภูมิภาคใกล้อินฟราเรดของสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้า การศึกษาการแผ่รังสีที่ปล่อยออกมาจากฝุ่นที่ร้อนมากที่อยู่ในส่วนนั้นของแผ่นดิสก์แสดงให้เห็นว่ามีการเชื่อมต่อเชิงประจักษ์ระหว่างการเพิ่มขึ้นจากแผ่นดิสก์ไปยังดาวและการพุ่งออกมาในการไหลออก

การกระจายของดิสก์ระดับกลางเกิดขึ้นที่บริเวณมิดดิสก์ (1-5 AU ) และมีลักษณะเฉพาะสำหรับการมีอยู่ของวัสดุที่เย็นกว่าในส่วนด้านในของดิสก์ ดังนั้นการแผ่รังสีที่ปล่อยออกมาจากบริเวณนี้จึงมีความยาวคลื่นมากกว่าในย่านอินฟราเรดตอนกลางซึ่งทำให้ยากต่อการตรวจจับและคาดการณ์ระยะเวลาของการกระจายตัวของภูมิภาคนี้ การศึกษาเพื่อกำหนดช่วงเวลาการกระจายตัวในภูมิภาคนี้ให้ค่าที่หลากหลายโดยทำนายช่วงเวลาจากน้อยกว่า 10 ถึง 100 Myr

กระจายแผ่นดิสก์นอกเกิดขึ้นในภูมิภาคระหว่าง 50 - 100 เหรียญออสเตรเลียที่มีอุณหภูมิต่ำกว่ามากและปล่อยออกมารังสีความยาวคลื่นที่เพิ่มขึ้นในภูมิภาคมิลลิเมตรของสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้า มีรายงานว่ามวลฝุ่นเฉลี่ยสำหรับภูมิภาคนี้มีมวลประมาณ 10 −5ดวงอาทิตย์ [23]การศึกษา[24]ของแผ่นเศษซากเก่า ๆ (10 7 - 10 9ปี) ชี้ให้เห็นว่ามวลฝุ่นต่ำถึง 10 −8มวลดวงอาทิตย์ซึ่งหมายความว่าการแพร่กระจายในแผ่นดิสก์ด้านนอกเกิดขึ้นในช่วงเวลาที่ยาวนานมาก

ดังที่ได้กล่าวไปแล้วแผ่นดิสก์ Circstellar ไม่ใช่วัตถุสมดุล แต่มีการพัฒนาอย่างต่อเนื่องแทน วิวัฒนาการของความหนาแน่นของพื้นผิว ของแผ่นดิสก์ซึ่งเป็นจำนวนมวลต่อหน่วยพื้นที่ดังนั้นหลังจากที่ความหนาแน่นของปริมาตร ณ ตำแหน่งใดตำแหน่งหนึ่งในแผ่นดิสก์ถูกรวมเข้ากับโครงสร้างแนวตั้งแล้วจะได้รับจาก: ที่ไหน คือตำแหน่งรัศมีในแผ่นดิสก์และ คือความหนืดที่ตำแหน่ง . [25]สมการนี้ถือว่าสมมาตรแบบแกนสมมาตรในแผ่นดิสก์ แต่เข้ากันได้กับโครงสร้างแผ่นดิสก์แนวตั้งใด ๆ

ความหนืดในแผ่นดิสก์ไม่ว่าจะเป็นโมเลกุลความปั่นป่วนหรืออื่น ๆ จะส่งโมเมนตัมเชิงมุมออกไปด้านนอกของแผ่นดิสก์และมวลส่วนใหญ่เข้าด้านในในที่สุดก็จะเข้าสู่วัตถุกลาง [25]มวลที่เพิ่มขึ้นบนดาว ในแง่ของความหนืดของแผ่นดิสก์ แสดง: ที่ไหน คือรัศมีภายใน

  1. ^ "ดิสก์ Circumstellar HD และ HD 141943 191089" อีเอสเอ / ภาพฮับเบิล สืบค้นเมื่อ29 เมษายน 2557 .
  2. ^ ฮาร์ทมันน์, L; คาลเวต, N; Gullbring, E; D'Alessio, P (1998). "การสะสมและวิวัฒนาการของดิสก์ T Tauri" . วารสารฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 495 : 385–400 Bibcode : 1998ApJ ... 495..385H . ดอย : 10.1086 / 305277 .
  3. ^ "ALMA เผยดาวเคราะห์สถานที่ก่อสร้าง" สืบค้นเมื่อ21 ธันวาคม 2558 .
  4. ^ a b c d e บาเต, M; บอนเนลล์, A (1997). "การสะสมระหว่างการก่อตัวของดาวคู่ - II. การสะสมของก๊าซและการสร้างแผ่นดิสก์" . MNRAS 285 : 33–48. รหัสไปรษณีย์ : 1997MNRAS.285 ... 33B . ดอย : 10.1093 / mnras / 285.1.33 .
  5. ^ ลาร์วูดเจดี; Papaloizou, JCB (1997). "การตอบสนองทางอุทกพลศาสตร์ของดิสก์วงกลมที่เอียง: ทฤษฎีเชิงเส้นและการจำลองเชิงตัวเลขที่ไม่ใช่เชิงเส้น" MNRAS 285 (2): 288 arXiv : Astro-PH / 9,609,145 รหัสไปรษณีย์ : 1997MNRAS.285..288L . ดอย : 10.1093 / mnras / 285.2.288 .
  6. ^ ค. รอดเดียร์; เอฟร็อดดิเยร์; MJ นอร์ทคอตต์; JE Graves; K. จิม (2539). "การสร้างภาพด้วยเลนส์ปรับอัตโนมัติของ GG Tauri: การตรวจจับวงแหวนวงกลมด้วยแสง" วารสารฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 463 : 326–335 รหัสไปรษณีย์ : 1996ApJ ... 463..326R . ดอย : 10.1086 / 177245 .
  7. ^ เจเอ็มบาร์ดีน; JA Petterson (2518). "เอฟเฟกต์ Lense-Thirring และดิสก์สะสมรอบหลุมดำเคอร์" Astrophysical Journal Letters 195 : L65 – L67 Bibcode : 1975ApJ ... 195L..65B . ดอย : 10.1086 / 181711 .
  8. ^ ค. Terquem; JCB Papaloizou (2000). "การตอบสนองของแผ่นปรับเพิ่มต่อไดโพลที่เอียงด้วยการประยุกต์ใช้กับ AA Tau" ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . arXiv : Astro-PH / 0006113 รหัสไปรษณีย์ : 2000A & A ... 360.1031T .
  9. ^ เจพริงเกิล (2539). "การแปรปรวนของแผ่นสะสมที่เกิดขึ้นเอง" . MNRAS 281 : 357–361 Bibcode : 1996MNRAS.281..357 ป . ดอย : 10.1093 / mnras / 281.1.357 .
  10. ^ PR Maloney; MC Begelman (1997). "จุดเริ่มต้นของดิสก์ที่มีการบิดงอก่อนการประมวลผลในเอกซเรย์ไบนารี" Astrophysical Journal Letters 491 : L43 – L46 arXiv : Astro-PH / 9710060 รหัสไปรษณีย์ : 1997ApJ ... 491L..43M . ดอย : 10.1086 / 311058 . hdl : 2060/19980058823 .
  11. ^ "แปลกวงโคจรของ 'อีน' ดิสก์ดาวเคราะห์" หอดูดาวดาราศาสตร์วิทยุแห่งชาติ. สืบค้นเมื่อ2020-03-21 .
  12. ^ "ดาวเคราะห์ในการสร้าง" . www.eso.org . สืบค้นเมื่อ26 ธันวาคม 2559 .
  13. ^ คลาห์ร์, ฮิวเบิร์ต; แบรนเนอร์โวล์ฟกัง (2549). การก่อตัวของดาวเคราะห์ มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์ น. 25. ISBN 0-521-86015-6.
  14. ^ "ที่หลบภัยสำหรับดาวเคราะห์น้อย" . www.eso.org . สืบค้นเมื่อ4 กุมภาพันธ์ 2562 .
  15. ^ ฮิวจ์เอมี่ (2010). "โครงสร้างการ Circumstellar ดิสก์และวิวัฒนาการผ่านมติข้อสังเกต Submillimeter" (PDF) สืบค้นเมื่อ2 กุมภาพันธ์ 2559 .
  16. ^ "ติดอยู่ในกับดักฝุ่น" . www.eso.org . สืบค้นเมื่อ16 ตุลาคม 2560 .
  17. ^ มามาเจก, เอริค (2552). "เงื่อนไขเริ่มต้นของการก่อตัวของดาวเคราะห์: อายุการใช้งานของดิสก์ดึกดำบรรพ์" AIP Conference Proceedings . 1158 : 3. arXiv : 0906.5011 . Bibcode : 2009AIPC.1158 .... 3M . ดอย : 10.1063 / 1.3215910 .
  18. ^ Cieza, L; และคณะ (2550). "การสำรวจ c2d แบบสปิตเซอร์ของดาว T Tauri ที่มีเส้นอ่อนแอ II ข้อ จำกัด ใหม่เกี่ยวกับการสร้างดาวเคราะห์" วารสารฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 667 : 308–328 arXiv : 0706.0563 . รหัสไปรษณีย์ : 2007ApJ ... 667..308C . ดอย : 10.1086 / 520698 .
  19. ^ Uzpen, B; และคณะ (2551). "การมองเห็นธรรมชาติของ Galactic Mid-IR Excess" วารสารฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 685 : 1157–1182 arXiv : 0807.3982 รหัสไปรษณีย์ : 2008ApJ ... 685.1157U . ดอย : 10.1086 / 591119 .
  20. ^ คลาร์ก, C; เกนดริน, A; โสตถิเมธี, ม. (2544). "การกระจายของแผ่น circumstellar: บทบาทของสวิทช์อัลตราไวโอเลต" MNRAS 328 : 485–491 รหัสไปรษณีย์ : 2001MNRAS.328..485C . ดอย : 10.1046 / j.1365-8711.2001.04891.x .
  21. ^ ไบรเดน, ช.; และคณะ (2542). "การก่อ tidally ชักนำให้เกิดช่องว่างในดิสก์ Protostellar: Gap หักบัญชีและปราบปรามการเจริญเติบโต Protoplanetary" วารสารฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 514 : 344–367 Bibcode : 1999ApJ ... 514..344B . ดอย : 10.1086 / 306917 .
  22. ^ ฮิลเลนแบรนด์, แอลเอ (2548). "ข้อ จำกัด ในการสังเกตการณ์เกี่ยวกับอายุการใช้งานของดิสก์ฝุ่น: ผลกระทบต่อการก่อตัวของดาวเคราะห์" arXiv : Astro-PH / 0511083
  23. ^ Eisner, JA; ช่างไม้, JM (2003). "การกระจายของมวลดิสก์ที่มีสภาพแวดล้อมในคลัสเตอร์รุ่นใหม่ NGC 2024" วารสารฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 598 : 1341–1349 arXiv : Astro-PH / 0308279 รหัสไปรษณีย์ : 2003ApJ ... 598.1341E . ดอย : 10.1086 / 379102 .
  24. ^ ไวแอตต์มาร์ค (2008). “ วิวัฒนาการของเศษขยะ”. Annu. รายได้ Astron Astrophys . 46 : 339. Bibcode : 2008ARA & A..46..339W . ดอย : 10.1146 / annurev.astro.45.051806.110525 .
  25. ^ Armitage, Philip (2011). "พลวัตของดิสก์ต้นแบบดาวเคราะห์" ทบทวนประจำปีดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ 49 : 195–236 arXiv : 1011.1496 . Bibcode : 2011ARA & A..49..195A . ดอย : 10.1146 / annurev-astro-081710-102521 .