Астрофизики из Нидерландов, Германии и Чили выяснили, как окружающее звёздное население влияет на развитие протопланетных дисков (ППД).

С точки зрения теоретиков, воздействие внешних светил на эти вращающиеся диски плотного газа у молодых звёзд ограничено процессами фотоиспарения и приливного разрушения краевых областей ППД. Кое-какую наблюдательную информацию по фотоиспарению астрономы уже собрали , а вот обнаружить явные следы сближений ППД с окружающими звёздами не удавалось. Причина этого банальна: продолжительность жизни ППД, измеряемая единицами миллионов лет, сильно уступает тому промежутку времени (~0,1–1 млрд лет), на котором встречи с их соседями могут заметно повлиять на популяцию дисков.

Очевидно, однако, что эффект разрушения и уменьшения размеров ППД всё же должен проявляться, если плотность расположения близлежащих звёзд (а следовательно, и вероятность их сближения с ППД) оказывается чрезвычайно высокой — преодолевает некое граничное значение. Последнее принимали равным ~10³ пк^–3.

Чтобы получить экспериментальную оценку того, на какой звёздной плотности «усечение» дисков становится заметным, авторы обратились к общедоступному каталогу ППД, расположенных в окрестностях Солнца. Поверхностная звёздная плотность Σ для каждого диска вычислялась по данным инфракрасных наблюдений близлежащих областей звездообразования.

В составленную учёными выборку попали 67 протопланетных дисков. Распределение их размеров по Σ показало, что верхний предел радиуса ППД находится, вероятно, на отметке в ~10³ а. е. Как и следовало ожидать, распределение это было вполне равномерным, но с увеличением плотности до ~10^3,5 пк^–2 крупных дисков всё же стало ощутимо меньше, что в дальнейшем подтвердил статистический тест Колмогорова — Смирнова .

Зависимости T от массы звезды с протопланетным диском, построенные для четырёх разных величин Σ. Пунктирная линия отмечает общее время жизни звезды. (Иллюстрация авторов работы.)Разумеется, относительно быстрое сокращение радиуса ППД, находящихся в тесных звёздных скоплениях c Σ > 10^3,5 пк^–2, уменьшает и временнóй интервал T, на котором какие-либо области дисков (и, возможно, сформировавшиеся там планеты) попадают в обитаемую зону своего светила. Оценить этот интервал сверху совсем несложно: достаточно сравнить приблизительный внутренний радиус обитаемой зоны r_z, традиционно определяемой как область, при попадании в которую планета может сохранять воду в жидком виде на поверхности, с радиусом ППД r_d, рассчитанным для нескольких значений Σ. Время, в течение которого r_d будет превосходить r_z, и станет искомой оценкой.

Выполнив необходимые расчёты, астрофизики построили зависимости T от массы звезды, которой принадлежит протопланетный диск. Легко заметить, что время нахождения ППД в обитаемой зоне уменьшается не только с увеличением Σ, но и с ростом массы: для крупных светил характерны бóльшие значения r_z.

Приведённый выше рисунок также позволяет сделать некоторые выводы о развитии нашей планетной системы. Параметры, соответствующие Земле, на нём отмечены ромбом, и расположение этой отметки сразу исключает возможность формирования Солнечной системы на участке с большой (свыше 10³ пк^–2) поверхностной звёздной плотностью, если только она не уменьшилась за довольно короткое время. С другой стороны, начальная плотность не могла быть слишком низкой, поскольку вблизи молодой Солнечной системы, согласно метеоритным свидетельствам, происходили вспышки сверхновых. Отсюда следует, что Солнце, скорее всего, принадлежало массивной, но слабо связанной звёздной ассоциации, которая распалась за ~10 млн лет.

Источник: КОМПЬЮЛЕНТА