Diskinstabilitet

Diskinstabilitet är gravitationell instabilitet i roterande skivor av gas och damm som kretsar kring en central kropp, till exempel protoplanetära diskar runt unga stjärnor eller diskstrukturer i galaxer. När självgravitationen överstiger motståndet från tryck, rotation och avkylning kan små störningar växa och bilda överdensitetskoncentrationer. Detta leder ofta till spiralstrukturer och, vid snabb avkylning, fragmentering till klumpar som kan fungera som födelseområden för planeter eller stjärnkomponenter. Gravitationsinstabilitet kan därmed bidra till både struktur och massfördelning i diskar.

Den centrala kvantiteten som beskriver stabilitet är Toomre Q. Q definieras som Q = c_s κ /(π G Σ), där c_s är ljudhastigheten i gasen, κ den epicykliska frekvensen, Σ den yttre ytmassan, och G gravitationskonstant. En skiva blir generellt instabil mot gravitationella störningar när Q understiger en kritisk nivå, vanligtvis cirka 1 för axisymmetriska störningar och något högre, omkring 1.5–1.7, för generella störningar. Förutom Q spelar skivans avkylning en viktig roll: enligt teorin om gravitationell instabilitet krävs ofta att avkylningstiden är kort i förhållande till den lokala rotationstiden; om t_cool är tillräckligt kort kan fragmentering ske, annars upprätthålls gravitationell turbulens utan bildning av klumpar.

Observationer av protoplanetära diskar med högupplöst imaging och ALMA visar spiralstrukturer och ibland klumpar som kan kopplas till gravitationell instabilitet. I galaxers diskar bidrar instabiliteten till spiralarmar, barsbildning och ökad stjärnbildning i centrala regioner. Diskinstabilitet är därmed central för förståelsen av hur diskstrukturer utvecklas och hur planetbildning och galaxutveckling kan ske.