Nebulärhypotes

Nebulärhypotesen är den mest accepterade kosmogoniska teorin  av vetenskapssamfundet för att förklara bildningen och utvecklingen av solsystemet. Teorin antyder att solsystemet bildades från en nebulosa. Författaren till hypotesen var Immanuel Kant , som publicerade den i sitt arbete Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels ("Allmän naturhistoria och teorin om himlen"), publicerad 1755. Ursprungligen tillämplig endast på solsystemet , denna hypotes om bildningen av planetsystem anses vara allmänt tillämplig på hela resten av universum . [1] Den moderna versionen av Nebularhypotesen, Nebular Disk Solar Model , eller enklare: Solar Nebular Model, har fått bred erkännande . [2] Nebuloshypotesen ger en förklaring till ett antal egenskaper hos solsystemet, inklusive banor nära cirkulära och belägna i samma plan, och planeternas rotation i riktning mot solens rotation runt sin axel. Många delar av Nebularhypotesen återspeglas i moderna teorier om planetbildning, men de flesta av dem har förändrats.

Enligt Nebularhypotesen bildas stjärnor i massiva och täta moln av molekylära vätemolekylära  moln . Dessa moln är gravitationsmässigt instabila, och materien i dem samlas till klumpar, roterar, drar ihop sig och bildar sedan stjärnor. Stjärnbildning är en komplex och långvarig process som alltid skapar en gasformig protoplanetarisk skiva runt en ung stjärna . Denna process leder ofta till att planeter bildas, under omständigheter som inte är välkända. Således är bildandet av ett planetsystem ett naturligt resultat av bildandet av stjärnor. Solliknande stjärnor bildas under cirka en miljon år, och en protoplanetär skiva bildas under de kommande 10-100 miljoner åren. [ett]

Den protoplanetära skivan är en ackretionsskiva som matar den centrala stjärnan. Inledningsvis mycket varm, kyler skivan gradvis till ett stadium som till sin typ liknar T Tauri-stjärnsystem ; då leder bildandet av dammkorn till uppkomsten av sten- och isblock. Krockar och klibbar ihop bildar blocken många kilometer av planetesimaler . Om skivan är tillräckligt massiv leder övergående ansamling runt planetesimaler till bildandet av protoplaneter av storleken på Månen eller Mars inom 100-300 tusen år . Nära stjärnan bildar planetariska embryon, som har gått igenom stadiet av sammanslagningar och förvärv, flera planeter i jordgruppen . Den sista etappen tar från 100 miljoner till en miljard år. [ett]

Bildandet av jätteplaneter  är en mer komplex process. De tros bildas bakom den så kallade snölinjen , där planetariska embryon mestadels består av olika typer av is. Som ett resultat är de flera gånger mer massiva än den inre delen av den protoplanetära skivan. Vad som följer efter bildandet av en protoplanet är inte helt klart. En avsevärd del av sådana protoplaneter fortsätter att växa och når 5-10 jordmassor - ett tröskelvärde som gör att väte - heliumgas från skivan kan börja. Ansamlingen av gas i kärnan är initialt en långsam process som varar i miljoner år, men när den når en massa på 30 jorden börjar den accelerera kraftigt. Planeter som Jupiter och Saturnus tros ha ackumulerat sin massa under bara 10 000 år. Accretion stoppar med utarmning av gasreserver. Formade planeter kan migrera långa sträckor under eller efter bildandet. Isjättar som Uranus och Neptunus tros vara misslyckade protoplanetära kärnor som bildades när skivan nästan var slut. [ett]

Historik

Det finns bevis för att en delvis nebulär hypotes föreslogs 1734 av Emanuel Swedenborg . [3] [4] Immanuel Kant , som var väl förtrogen med Swedenborgs arbete, utvecklade teorin 1755 och publicerade den i Universal Natural History and Theory of the Sky , där han talade om nebulosor , som, när de långsamt roterade, minskade gradvis och planade ut under påverkan av gravitationen och bildade gradvis stjärnor och planeter . [2]

En liknande modell utvecklades och föreslogs 1796 av Pierre-Simon Laplace . [2] I sin bok Exposition of the World System föreslog han att solen i antiken hade en utvidgad stjärnatmosfär som täckte hela det moderna objektet i solsystemet. Hans teori erkände sammandragningen och avkylningen av det protosolära molnet - protosolnebulosan. När nebulosan svalnade och drog sig samman, plattades den till och roterade snabbare, vilket tappade (eller förlorade) gasformiga ringar av materia, varefter planeter bildades av materia från sådana ringar. Hans modell liknade Kants, förutom mer detaljer och i mindre skala. [2] Även om Laplaces nebulosmodell dominerade under hela 1800-talet, stötte den på ett antal svårigheter. Huvudproblemet var överföringen av vridmoment mellan solen och planeterna. Planeterna fick 99% av vridmomentet, och detta faktum kunde inte förklaras av nebulosmodellen. [2] Som ett resultat reviderades denna teori om planetbildning till stor del i början av 1900-talet.

Den huvudsakliga kritiken under 1800-talet kom från James Maxwell , som hävdade att en annan rotation mellan de inre och yttre delarna av ringen skulle förhindra att materia kondenseras. [5] Hypotesen har också kritiserats av astronomen David Brewster , som skrev: "De som tror på Nebularhypotesen är säkra på att vår jord fick sin fasta materia och atmosfär från en ring som lämnade solatmosfären, som sedan kondenserade till en amfibiesfär, från vilken sedan månen utbröt på liknande sätt. Han hävdade att i en sådan vision, "skulle månen ha burit vatten och luft med sig från jorden och haft en atmosfär." [6] Brewster hävdade att de religiösa övertygelserna på Isaac Newtons tid betraktade nebulära idéer som en tendens till ateism, och citerade honom: "tillväxten av nya idéer från gamla, utan förbön av gudomlig makt, förefaller mig absurd." [7]

Fallet av Laplace-modellen stimulerade forskare att leta efter en ersättare. Många teorier har föreslagits under hela 1900-talet, inklusive planetesimala teorin av Thomas Chamberlain och Forest Moulton (1901), Jeans tidvattenmodell (1917), ackretionsmodellen av Otto Schmidt (1944), den protoplanetära teorin av William McCrea (1960 ) ), och fångstteorin av Michael Woolfson . [2] År 1978 påminde Andrew Prentice om de ursprungliga idéerna som Laplace lade fram och skapade den moderna Laplace-teorin . [2] Inget av försöken att skapa en fullfjädrad teori var framgångsrik, och många av dem var endast bildliga.

Födelsen av en modern och allmänt accepterad teori om bildandet av en planetskiva - solmodellen Nebular disk  - kan tillskrivas den sovjetiske astronomen Viktor Safronov . [8] Hans bok The Evolution of the Preplanetary Cloud and the Formation of the Earth and Planets , [9] översatt till engelska 1972, hade en bestående effekt på det vetenskapliga tänkandet om planetbildning. [10] Nästan alla problem med planetbildning formulerades i boken, och många av dem löstes. Safronovs arbete fortsatte med George Wetrells arbete , som upptäckte transient accretion . [2] Ursprungligen tillämplig på solsystemet , har solnebulosmodellen kommit att betraktas av teoretiker som tillämplig på resten av universums planeter, av vilka 3422 är kända i vår galax den 1 juni 2016. [11 ]

The Solar Nebular Model: Achievements and Challenges

Prestationer

Processen för stjärnbildning leder naturligt till uppkomsten av en ansamlingsskiva runt "unga stjärnobjekt". [12] När de når en ålder av cirka 1 miljon år har 100 % av stjärnorna denna typ av skiva. [13] Slutsatsen stöds av upptäckter av gas- och dammmoln runt protostjärnor och T Tauri-stjärnor , såväl som av teoretiska överväganden. [14] Observationer av skivor tyder på att dammpartiklarna inuti dem växer i storlek under årtusenden och förvandlas till partiklar med en storlek på cirka 1 centimeter. [femton]

Accretionsprocessen genom vilken kilometerlånga planetesimaler växer till 1 000 km himlakroppar är nu välkänd. [16] Denna process börjar på vilken skiva som helst när densiteten av planetesimaler blir tillräckligt hög, och fortsätter på ett okontrollerat och övergående sätt. Senare tillväxt saktar ner och går intermittent. Slutresultatet är protoplaneter av olika storlekar och på olika avstånd från stjärnan. [16] Olika simuleringar av denna process är överens om en sak - sammanslagning av protoplaneter i den inre delen av den protoplanetära skivan leder till bildandet av flera himlakroppar liknande jordens storlek. Således anses ursprunget till planeterna i den terrestra gruppen vara praktiskt etablerad och obestridlig. [17]

Aktuella nummer

Fysiken hos accretionskivor väcker många frågor. [18] Ett av de mest intressanta mysterierna är hur materia som samlas upp av en stjärna förlorar sitt rotationsmoment ? Ett möjligt svar hittade Hannes Alfven som tyder på att vridmomentet bromsas av solvinden vid T Taurus- stadiet . Därefter överförs vridmomentet till skivans yttre regioner på grund av "viskös spridning". [19] Viskositeten skapas av makroskopiska turbulenser, men mekanismen som orsakar turbulens i sig är inte välkänd. En annan möjlig process som saktar ner rotationsmomentet är magnetisk bromsning , när en stjärnas rotation överförs till den omgivande protoplanetariska skivan genom ett magnetfält. [20] De huvudsakliga processerna som är ansvariga för att gasen försvinner från skivan är viskös spridning och fotoförångning. [21] [22]

Bildandet av planetesimaler är ett annat mysterium för solnebulosmodellen. Hur håller partiklar 1 cm stora ihop i 1 km av planetesimalen? Att reda ut denna mekanism kommer att vara en slags nyckel för att förstå varför vissa stjärnor har planeter, medan andra inte ens har dammskivor . [23]

Att bilda en tidslinje för jätteplaneter var en gång ett problem. De gamla teorierna kunde inte förklara hur deras kärnor kunde ha bildats tillräckligt snabbt för att dra in stora volymer gas från den snabbt försvinnande protoplanetariska skivan. [16] [24] Den genomsnittliga livslängden för en sådan skiva (ibland mindre än 10 miljoner (10 7 ) år) visade sig vara kortare än den tid som behövdes för att bilda kärnan. [13] Den nuvarande modellen bygger på det faktum att en planet som Jupiter (eller mer massiva planeter) kan bildas på mindre än 4 miljoner år, vilket stämmer väl överens med den genomsnittliga livslängden för gasskivor. [25] [26] [27]

Ett annat problem med teorin är orbitala migrationer . Många beräkningar hävdar att interaktioner med skivan kan leda till kortsiktiga migrationer av jätteplaneter till de inre delarna av systemet, vilket, om det lämnas okontrollerat, kan leda till att man når de "centrala regionerna i systemet, kvar i form av en proto-Jupiter (en planet som är sämre i massa än Jupiter och Saturnus, men fortfarande en gigantisk planet). [28] Modernare beräkningar tar hänsyn till evolutionen och expansionen av protoplanetära skivor, vilket utesluter sådana teoretiska kollisioner. [29]

Bildandet av stjärnor och protoplanetära skivor

Protostars

Stjärnor tros för närvarande bildas i gigantiska moln av kallt väte , cirka 300 000 gånger solens massa och cirka 20 parsecs i diameter. [1] [30] Under miljontals år kollapsar moln och splittras. [31] Fragmenten blir sedan små, täta sfärer, som ytterligare komprimeras till stjärnstorlek. [30] Sfärer, beroende på fraktion, kan nå upp till flera solmassor och kallas protostellära (protosolära) nebulosor. [1] De kan nå diametrar på 0,01-0,1 parsecs (2 000-20 000 astronomiska enheter ) och har partikeldensiteter som sträcker sig från 10 000 till 100 000 cm −3 . [a] [30] [32]

Kollapsen av en protostellär nebulosa med en solmassa tar cirka 100 tusen år. [1] [30] Varje nebulosa i processen för attraktion av gas och stoft får ett visst rotationsmoment . Gasen med relativt lågt vridmoment i den centrala delen av nebulosan genomgår snabb kompression och bildar en het hydrostatisk (okomprimerad) kärna som innehåller en liten del av nebulosans ursprungliga massa. [33] Med tiden blir denna kärna en stjärna. [1] [33] Efter att kollapsen tar slut börjar mekanismen för bevarande av vridmoment att fungera, vilket orsakar en betydande acceleration av rotationen av gasen som faller på stjärnan [34] [35]  - kärnan verkar kasta av skalet. Gasen kastas utåt nära ekvatorialplanet och bildar en skiva som i sin tur samlas tillbaka på kärnan. [1] [34] [35] Kärnan växer ständigt i massa tills den blir en ung och het protostjärna . [33] I detta skede är protostjärnan och dess skiva kraftigt skymd av det sedimenterande höljet av materia från nebulosan och kan inte observeras direkt. [12] Ibland når opaciteten hos ett sådant skal en sådan utsträckning att inte ens millimeterstrålning bryter igenom det . [1] [12] Sådana föremål observeras som ljusa klumpar som avger huvudsakligen i millimeter- och submillimeterområdet . [32] De klassificeras som protostjärnor av spektraltyp 0. [12] Kollapsen åtföljs ofta av ett bipolärt utflöde av gasstrålar som roterar längs skivans rotationsaxel. Sådana strålar ses ofta i stjärnbildande regioner (se Herbig-Haro-objekt ). [36] Ljusstyrkan hos protostjärnor av spektraltyp 0 är mycket hög - en solmassaprotostjärna kan lysa 100 gånger starkare än solen. [12] Källan till deras energi är gravitationskollaps , eftersom deras kärnor ännu inte är tillräckligt varma för en termonukleär reaktion . [33] [37]

Efter att nedfallet av materia på skivan upphör, blir skalet som omger stjärnan tunnare och mer genomskinligt, vilket gör att det "unga stjärnobjektet" kan observeras, först i det avlägsna infraröda, sedan visuellt. [32] Runt denna tid startar deuteriumfusionsreaktionen . Om stjärnan är tillräckligt massiv (mer än 80 Jupitermassor) börjar en termonukleär reaktion med väte. Men om massan är för liten förvandlas föremålet till en brun dvärg . [37] Födelsen av en ny stjärna inträffar ungefär 100 000 år efter början av kollapsen. [1] Objekt i detta skede är kända som klass I-protostjärnor, [12] som också kallas T Tauri unga stjärnor , utvecklande protostjärnor eller unga stjärnobjekt. [12] Vid det här laget har den bildade stjärnan samlat på sig det mesta av massan av urnebulosan: den kombinerade massan av skivan och det återstående skalet överstiger inte 10-20 % av det unga stjärnobjektets massa. [32]

I nästa steg försvinner skalet helt, blir helt en del av skivan, och protostjärnan blir en klassisk T Tauri-stjärna. [b] Detta händer ungefär en miljon år efter kollapsen. [1] Skivans massa runt en klassisk T Tauri-stjärna är cirka 1-3 % av stjärnans massa, och den samlas med en hastighet av cirka 10 −7 till 10 −9 solmassor per år. [40] Ett par bipolära jetstrålar finns fortfarande kvar vid den tiden. [41] Accretion förklarar alla specifika egenskaper hos T Tauri-stjärnor: starkt uttalade emissionslinjer (upp till 100 % av stjärnans egen ljusstyrka), magnetisk aktivitet, fotometrisk variabilitet och "jetstrålar". [42] Starka emissionslinjer orsakas i själva verket av ögonblicket när gasen kommer i kontakt med stjärnans "yta" vid platsen för dess magnetiska poler. [42] Strålar är en biprodukt av ackretion: de balanserar ut överskott av vinkelmomentum. Det klassiska stadiet av en T Tauri-stjärna varar i cirka 10 miljoner år. [1] Skivan försvinner gradvis på grund av ansamling till stjärnan, planetbildning, jetutbrott och UV-strålning fotoevaporation från centrala och närliggande stjärnor. [43] Som ett resultat blir den unga stjärnan en svag T Tauri-stjärna som långsamt utvecklas under hundratals miljoner år till en vanlig solliknande stjärna. [33]

Protoplanetära skivor

Under vissa omständigheter kan en skiva som redan kan kallas protoplanetär föda ett planetsystem . [1] Protoplanetära skivor observeras runt en mycket hög andel stjärnor i unga stjärnhopar . [13] [45] De finns redan från början av bildandet av ett stjärnsystem, men i de tidigaste stadierna är de osynliga på grund av opaciteten hos det omgivande skalet. [12] Skivorna runt klass 0 protostjärnor tros vara massiva och varma. Detta är en ackretionsskiva som matar den centrala protostjärnan. [34] [35] Temperaturer kan vara upp till 400 K inom 5 AU och 1 000 K inom 1 AU. [46] Uppvärmningen av skivan beror främst på den trögflytande avledningen av turbulens inuti den och gasfallet från nebulosan. [34] [35] Den extrema temperaturen i skivans inre gör att de flesta av de flyktiga ämnena – vatten, organiskt material och mycket av berget – avdunstar , vilket bara lämnar de mest eldfasta elementen, som järn . Is har en chans att överleva endast i den yttre delen av skivan. [46]

Huvudpusslet i fysiken för accretionskivor är mekanismerna som orsakar turbulens och är ansvariga för högeffektiv viskositet . [1] Turbulens och viskositet tros vara ansvariga för överföringen av massa till den centrala protostjärnan och vridmomentet till periferin. Detta är mycket viktigt för accretion eftersom gasen endast kan absorberas av den centrala protostjärnan genom att förlora mycket av sitt vridmoment, vilket annars skulle få en del av gasen att driva mot systemets periferi. [34] [47] Resultatet av denna process är tillväxten av både protostjärnan och skivan, som ibland når en radie i storleksordningen 1 000 AU om den initiala nebulosans vridmoment var tillräckligt högt. [35] Stora skivor är inte ovanliga i många stjärnbildande regioner, till exempel Orionnebulosan . [fjorton]

Livslängden för en accretionskiva är cirka 10 miljoner år. [13] Då har stjärnan nått stadiet av klassiska stjärnor av typen T Tauri, och skivan blir tunnare och kallare. [40] Mindre flyktiga ämnen börjar kondensera närmare mitten och bildar 0,1-1 µm dammkorn som innehåller kristallina silikater . [15] Materia från den yttre skivan kan blanda dessa neoplasmer av kosmiskt stoft med primordialer som innehåller organiska och flyktiga ämnen. Denna blandning förklarar vissa egenskaper i sammansättningen av solsystemets kroppar, till exempel närvaron av interstellärt stoft i primitiva meteoriter och eldfasta inneslutningar i kometer. [46]

Dammpartiklar tenderar att hålla ihop i skivans täta miljö, vilket leder till bildandet av större partiklar upp till flera centimeter i diameter. [49] Astronomer kan se tecken på att damm rör sig och klibbar ihop i det infraröda spektra av unga skivor. [15] Ytterligare associationer leder till bildandet av planetesimaler upp till 1 km i diameter eller större, som fungerar som "byggstenar" för planeter . [1] [49] Bildandet av planetesimaler i detalj är fortfarande ett mysterium, eftersom konventionell aggregation blir ineffektiv när partikelstorleken ökar. [23]

Enligt en hypotes är gravitationsinstabilitet ansvarig för bildandet av planetesimaler . Partiklar som är några centimeter stora eller större lägger sig långsamt nära skivans plan och bildar ett relativt tunt och tätt lager som är mindre än 100 km tjockt. Skiktet är gravitationsinstabilt och kan bryta upp i separata klumpar som kollapsar till planetesimaler. [1] [23] Däremot kan olika accelerationer av den gasformiga skivan och fasta partiklar nära planet orsaka turbulens, vilket förhindrar att skivan krymper för mycket och splittras på grund av gravitationsinstabilitet. [50] Detta kan begränsa bildningen av planetesimaler genom gravitationsinstabilitet till vissa områden på skivan där koncentrationen av fasta partiklar är hög. [51]

En annan möjlig mekanism för bildandet av planetesimaler är flödesinstabilitet , under vilken rörelsen av partiklar genom gas skapar en återkopplingseffekt som bidrar till tillväxten av lokala ansamlingar av damm. Dessa lokala ansamlingar, som passerar genom gasmoln, skapar områden med relativt rent utrymme genom vilka partiklar rör sig utan miljömotstånd. Dessa kluster börjar kretsa snabbare och upplever små radiella svängningar. Separata partiklar ansluter sig till detta kluster, när de rör sig mot det, eller så kommer de ikapp klustret, vilket bidrar till en ökning av massan. I slutändan bildar dessa kluster massiva förlängda "trådar" som genomgår fragmentering och kollapsar till planetesimaler lika stora som stora asteroider. [52]

Bildandet av planeter kan också orsakas av gravitationsinstabilitet i själva skivan, vilket leder till att den splittras till klumpar. Några av dem, med tillräcklig täthet, genomgår en kollaps , [47] vilket kan leda till snabb bildning av gasjättar och även bruna dvärgar på så lite som tusen år. [53] Om sådana hopar migrerar närmare stjärnan under kollapsen, orsakar tidvattenkrafter från stjärnan att kroppen förlorar massa, vilket minskar storleken på den framtida planeten. [54] Detta är dock endast möjligt i massiva skivor större än 0,3 solmassor. Som jämförelse är den vanliga skivstorleken 0,01-0,03 solmassor. Eftersom massiva skivor är sällsynta anses denna bildningsmekanism vara sällsynt. [1] [18] Å andra sidan kan denna typ av process spela en viktig roll i bildandet av bruna dvärgar . [55]

Den fullständiga förlusten av den protoplanetära skivan initieras av ett antal mekanismer. Den inre delen av skivan antas antingen av stjärnan eller stöts ut i form av bipolära jetstrålar [40] [41] medan den yttre delen av skivan genomgår fotoevaporation under intensiv ultraviolett strålning vid en T Tauri-stjärna [56] eller från närliggande stjärnor. [43] Gasen i den centrala delen av skivan kan antingen samlas eller drivas ut på utsidan av systemet av de växande planeterna, medan små dammpartiklar drivs ut av den centrala stjärnans lätta tryck . I slutändan finns antingen ett planetsystem kvar, eller en kvarvarande skiva utan planeter, eller ingenting om planetesimalerna inte bildades. [ett]

Eftersom planetesimalerna är så många och spridda över den protoplanetära skivan, överlever vissa bildandet av ett planetsystem. Asteroider tros vara överblivna planetesimaler som har kolliderat och brutits i mindre bitar, medan kometer är planetesimaler från de avlägsna delarna av det protoplanetära systemet. Meteoriter är små planetesimaler som faller på planeternas yta, och det är till dem vi är skyldiga en stor mängd information om bildandet av planetsystem. Meteoriter av primitiv typ är fragment av planetesimaler med låg massa som inte har genomgått termisk differentiering , medan "bearbetade meteoriter" är resterna av delade massiva planetesimaler som har lyckats genomgå denna typ av process. [57]

Planetbildning

Jordliknande planeter

Enligt Solar Nebular Disk Model bildas terrestra planeter i det inre av den protoplanetära skivan, innanför snögränsen , där temperaturen är tillräckligt hög för att förhindra is och annan materia från att klibba ihop till korn. [58] Detta leder till sammansmältning av rena stenar, och vidare till bildandet av steniga planetesimaler. [c] [58] Sådana förhållanden tros existera i den inre delen av den protoplanetära skivan, upp till 3-4 AU bort. vid solliknande stjärnor. [ett]

Efter uppkomsten av en hel serie små planetesimaler - cirka 1 km i diameter, börjar övergående ackretion . [16] Det kallas flyktigt eftersom massökningens hastighet är proportionell mot R 4 ~M 4/3 , där R och M är radien respektive massan för den växande kroppen. [59] Den accelererade tillväxten av planetesimaler är direkt relaterad till den massa som objektet får. Därför växer stora planetesimaler främst på bekostnad av små. [16] Övergående ansamling varar från 10 000 till 100 000 år och tar slut när de största planetesimalerna når mer än 1 000 km i diameter. [16] Inbromsningen av ansamlingen beror på gravitationsstörningar som utövas av stora kroppar på andra planetesimaler. [16] [59] Således hämmar påverkan av stora himlakroppar tillväxten av små. [16]

Nästa steg i bildningen kallas oligarkisk ackretion . [16] Scenen kännetecknas av dominansen av flera hundra största föremål - "oligarker", långsamt bevuxna med mindre planetesimaler. [16] Andra planetesimaler växer inte, utan konsumeras bara. [59] I detta skede är ackretionshastigheten proportionell mot R 2 , som är en derivata av tvärsnittet av "oligarken". [59] Den fastställda ackretionshastigheten är också proportionell mot M −1/3 ; och minskar med kroppsstorleken. Detta gör att små oligarker kan komma ikapp i storlek med stora. Oligarkerna håller ett avstånd på ungefär 10 H r ( H r = a(1-e)(M/3M s ) 1/3  - " Kullradier ", där a är semi- storaxeln , e är excentriciteten , och M s  är massan av den centrala stjärnan), påverkad av de återstående planetesimalerna. [16] Deras orbitala excentricitet och lutning är fortfarande liten. Oligarkerna fortsätter att växa i massa tills planetesimalerna i skivan runt dem är uttömda. [16] Ibland smälter "oligarker" nära varandra samman. Den slutliga massan av "oligarken" beror på avståndet till stjärnan och yttätheten hos planetesimalerna som utgör dess massa. En sådan massa i planetologi kallas "isolerande" - och betyder att den växande planeten har blivit isolerad från de andra, efter att ha samlat på sig all massa i det lokala området på sig själv, och därmed stoppat ansamlingsprocessen. [59] För steniga planeter är detta i storleksordningen 0,1 jordmassor, eller i storleksordningen Mars massa. [1] Det slutliga resultatet av det oligarkiska stadiet: bildandet av cirka 100 planetoider som sträcker sig i storlek från månen till Mars, likformigt åtskilda från varandra med 10·H r . [17] De tros vara med mellanrum inom skivan, åtskilda av ringar från de återstående planetesimalerna. Detta stadium tros vara flera hundra årtusenden. [1] [16]

Det sista steget i bildandet av de jordiska planeterna kallas sammanslagningsstadiet . [1] Det börjar när endast ett litet antal planetesimaler finns kvar och protoplaneterna blir tillräckligt massiva för att påverka varandra och göra deras banor kaotiska . [17] I detta skede skjuts protoplaneterna ut ur omloppsbana eller förbrukas av de återstående planetesimalerna och kolliderar med varandra. Som ett resultat av denna process, som varar från 10 till 100 miljoner år, bildas ett begränsat antal planeter i jordstorlek. Simuleringar indikerar att det ungefärliga antalet resulterande jordiska planeter sträcker sig från 2 till 5. [1] [17] [57] [60] För solsystemet är Jorden och Venus sådana exempel. [17] Bildandet av båda planeterna krävde sammanslagning av 10 till 20 protoplaneter, och ett ungefär lika stort antal gick ur och lämnade solsystemet. [57] Man tror att protoplaneter från Asteroidbältet är ansvariga för vattnet på jorden. [58] Mars och Merkurius är möjligen de återstående protoplaneterna som överlevde tävlingen. [57] Jordiska planeter som har genomgått sammanslagningar bosätter sig så småningom i mer stabila banor. [17]

Jätteplaneter

Bildandet av jätteplaneter  är ett av planetvetenskapens mysterier . [18] Inom ramen för Solar Nebular Model finns det två hypoteser om deras bildande. Först: diskinstabilitetsmodellen , enligt vilken jätteplaneter uppträder på grund av gravitationsfragmentering . [53] Andra hypotesen: den nukleära ansamlingsmodellen , även kallad den nukleära instabilitetsmodellen [18] [29] . Den senare hypotesen anses vara den mest lovande, eftersom den förklarar bildandet av jätteplaneter i skivor med relativt låg massa (mindre än 0,1 solmassa) [29] . Baserat på denna hypotes är bildandet av jätteplaneter uppdelat i två steg: a) ansamling av en kärna med en massa på cirka 10 jordmassor, och b) ansamling av gas från den protoplanetära skivan. [1] [18] Endera av de två hypoteserna kan också leda till bildandet av bruna dvärgar . [61] [26] Observationer från och med 2011 har funnit att nukleär ansamling är den dominerande bildningsmekanismen. [61]

Bildandet av gigantiska planeters kärnor tros ske på liknande sätt på jordliknande planeter [16] . Det börjar med att planetesimalerna genomgår snabb tillväxt och följs av ett långsammare oligarkiskt stadium. [59] . Hypoteser förutsäger inte ett fusionsstadium, på grund av den låga sannolikheten för kollisioner mellan protoplaneter i de yttre delarna av planetsystemet [59] . En ytterligare skillnad är sammansättningen av planetesimalerna, som i fallet med jätteplaneter bildas utanför snögränsen och består huvudsakligen av is, eller is i förhållandet 4 till 1 med stenar. [24] Detta ökar planetesimalernas massa. med en faktor på 4 i genomsnitt. Emellertid kan minimimassanebulosan som kan skapa jordliknande planeter endast bilda 1-2 jordmassakärnor som kretsar kring Jupiter (5 AU) under 10 miljoner år. [59] Den sista siffran: medellivslängden för en gasskiva runt en solliknande stjärna. [13] Det finns flera lösningar på denna diskrepans: underskattning av skivans massa - en tiofaldig ökning skulle räcka för bildandet av jätteplaneter i utkanten; [59] protoplanetär migration, vilket skulle kunna tillåta fler planetesimaler att samlas; [24] och, i slutändan, ökad ackretion på grund av gasmotstånd i protoplaneternas gasformiga skal. [24] [62] [27] Kombinationer av ovanstående idéer kan förklara bildandet av kärnorna hos gasjättar som Jupiter och kanske till och med Saturnus . [18] Bildandet av planeter som Uranus och Neptunus är mer förbryllande, eftersom ingen teori förklarar bildandet av deras kärnor på avstånd av 20-30 AU. från centralstjärnan. [1] Enligt en hypotes samlas de i samma region som Jupiter och Saturnus, vänder sig sedan av kretsen under störningar av större kroppar och förblir på det aktuella avståndet. [63] En annan möjlighet: tillväxten av kärnorna på jätteplaneter genom "stenstillväxt". Under loppet av "stenansamling" faller föremål med en diameter från en centimeter till en meter i en spiral på en massiv kropp och utsätts för motstånd på grund av gasmotstånd, och som ett resultat anhopas. Tillväxt genom stentillväxt kan vara 1000 gånger snabbare än genom planetesimal ansamling. [64]

Efter att ha fått cirka 5-10 jordmassor börjar de jättelika planeterna samla gas från sin omgivande skiva. [1] Till en början är detta en långsam process som ökar kärnans massa till 30 jordmassor under flera miljoner år. [24] [62] Efter att ha fått tillräckligt med massa, ökar ansamlingen många gånger om, och de återstående 90% av massan på jätteplaneterna ökar på cirka 10 000 år. [62] Gasansamlingen stoppar när skivan är tömd. Detta händer gradvis, på grund av uppkomsten av "slitsar" i skivan och spridningen av skivan som helhet. [29] [65] Baserat på den dominerande modellen är Uranus och Neptunus misslyckade kärnor som började samla gas för sent, när nästan all gas i systemet var slut. Efter den snabba ansamlingen av gas börjar migrationen av nybildade jätteplaneter och fasen med långsam ackretion. [65] Migrationen orsakas av interaktionen mellan planeterna i de rensade områdena och den återstående skivan. Det slutar med utmattning av skivan eller när skivans gränser nås. Det senare fallet är relevant i samband med de så kallade heta Jupiter , som stoppar sin migration när de når planetsystemens inre delar. [65]

Jätteplaneter kan ha en betydande inverkan på jordliknande planeter under bildningsstadiet. Närvaron av jättar har en effekt på excentriciteten och lutningen (se Kozai-mekanismen ) hos planetesimaler och protoplaneter i den inre regionen (inuti 4 AU i fallet med solsystemet). [57] [60] Om jätteplaneter bildas för tidigt kan de förhindra eller stoppa ansamling i den inre delen av systemet. Om de bildas mot slutet av det oligarkiska stadiet, som de med största sannolikhet gjorde i solsystemet, kommer de att påverka protoplanetär bländning, vilket gör den mer intensiv [57] . Som ett resultat av denna process kommer antalet jordliknande planeter att minska och de kommer att bli mer massiva. [66] Dessutom kommer storleken på systemet att krympa när jordliknande världar bildas närmare stjärnan. Effekten av de jättelika planeterna i solsystemet, i synnerhet Jupiter , var relativt begränsad, eftersom de låg ganska långt från de jordliknande planeterna [66] .

Området av planetsystemet som gränsar till de jättelika planeterna kommer att genomgå många nedslag [60] . I de flesta regioner kan excentriciteten hos protoplaneter vara så hög att protoplaneter som passerar nära jätteplaneter riskerar att lämna systemet [d] [57] [60] . Om alla protoplaneter lämnar systemet kommer inga planeter att bildas i denna region. [60] Dessutom finns det ett enormt antal små planetesimaler, eftersom jätteplaneterna inte kan röja hela rymden utan hjälp av protoplaneter. Den totala massan av de återstående planetesimalerna kommer att vara liten, eftersom protoplaneter, innan de lämnar systemet, kommer att samla cirka 99% av de små himlakropparna. [57] En sådan region skulle så småningom likna ett asteroidbälte , som det i solsystemet, mellan 2 och 4 AU. från solen. [57] [60]

Betydelsen av accretion

Användningen av termen ackretionskiva i förhållande till en protoplanetarisk skiva leder till förvirring när det gäller att förstå processen för planetarisk ackretion. Protoplanetära skivor hänvisas ofta till som ackretionsskivor på grund av det faktum att vid scenen av unga T Tauri-stjärnor absorberar protostjärnor fortfarande gaser som faller till ytan från skivans inre regioner. [35] I en ackretionsskiva är detta ett massflöde från större radier till mindre. [19]

Detta bör dock inte förväxlas med planetbildande ackretion. I detta sammanhang avser ackretion processen för koalescens av kylda, stelnade damm- och ispartiklar i en protostjärnas omloppsbana i en protoplanetär skiva, såväl som processerna för kollision, vidhäftning och tillväxt, upp till högenergikollisioner mellan stora planetesimals . [16]

Dessutom kan jätteplaneter själva ha ansamlingsskivor (i ordets ursprungliga betydelse) [67] . Moln av infångat helium och väte sträcks ut, vrids ut, plattas till och lägger sig på ytan av en gigantisk protoplanet , medan fasta kroppar inom en sådan skiva förvandlas till framtida satelliter för den gigantiska planeten [68] .

Anteckningar

Kommentarer
  1. ↑ Jämför detta med densiteten av luftpartiklar vid havsnivån - 2,8⋅10 19  cm −3 .
  2. ↑ T Tauri-stjärnor är unga stjärnor med en massa på mindre än 2,5 solmassor med hög aktivitetsnivå. De är indelade i 2 klasser: svagt uttryckta och klassiska T Tauri-stjärnor. [38] De senare har en ansamlingsskiva och fortsätter att absorbera het gas, vilket visar sig som starka emissionslinjer i spektrumet. De förra har ingen accretion disk alls. Klassiska T Tauri-stjärnor kan utvecklas till svagt uttryckta. [39]
  3. ↑ Planetesimaler nära ytterkanten av den jordliknande planetregionen (2,5 till 4 AU från solen) kan samla vissa mängder is. Men stenar dominerar fortfarande, som de gör i den yttre delen av Asteroidbältet i solsystemet. [58]
  4. ↑ eller, alternativt, kollidera med en jättestjärna eller planet
Källor
  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 Montmerle, Thierry; Augereau, Jean-Charles; Chaussidon, Marc et al. Solsystemets bildning och tidig evolution: de första 100 miljoner åren   // Jorden , månen och planeterna : journal. - Spinger, 2006. - Vol. 98 , nr. 1-4 . - S. 39-95 . - doi : 10.1007/s11038-006-9087-5 . - .
  2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Woolfson, MM Solsystemet – dess ursprung och utveckling // QJR Astr. Soc.. - 1993. - T. 34 . - S. 1-20 . — . För detaljer om Kants position, se Stephen Palmquist, "Kant's Cosmogony Re-Evaluated", Studies in History and Philosophy of Science 18:3 (september 1987), s.255-269.
  3. ↑ Swedenborg, Emanuel. (Principia) Latin: Opera Philosophica et Mineralia (engelska: Philosophical and Mineralogical Works)  (engelska) . - 1734. - Vol. jag.
  4. ↑ Arkiverad kopia . Datum för åtkomst: 20 oktober 2012. Arkiverad från originalet den 28 juli 2011.
  5. ↑ George H. A. Cole (2013). Planetary Science: The Science of Planets around Stars, andra upplagan, Michael M. Woolfson, sid. 190
  6. ↑ Brester, David (1876), "Fler världar än en: Filosofens trosbekännelse och den kristnas hopp", Chatto och windus, piccadilly, sid. 153
  7. ↑ Som citerat av David Brewster, "Mer världar än en: filosofens trosbekännelse och den kristnas hopp", Fasta stjärnor och binära system. sid. 233
  8. ↑ Henbest, Nigel Planeternas födelse: Jorden och dess andra planeter kan vara överlevande från en tid då planeter rikoscherade runt solen som kullager på ett flipperbord . New Scientist (1991). Hämtad 18 april 2008. Arkiverad från originalet 25 juli 2020.
  9. ↑ Safronov, Viktor Sergeevich. Utvecklingen av det protoplanetära molnet och bildningen av jorden och planeterna  (engelska) . — Israels program för vetenskapliga översättningar, 1972. - ISBN 0-7065-1225-1 .
  10. ↑ Wetherill, George W. Leonard Medaljcitat för Victor Sergeevich Safronov  //  Meteoritics: journal. - 1989. - Vol. 24 . - S. 347 . - doi : 10.1111/j.1945-5100.1989.tb00700.x . — .
  11. ↑ Schneider, Jean Interactive Extra-solar Planets Catalog . The Extrasolar Planets Encyclopedia (10 september 2011). Hämtad 10 september 2011. Arkiverad från originalet 12 februari 2012.
  12. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Andre, Philippe; Montmerle, Thierry. Från T Tauri-stjärnor protostjärnor: cirkumstellärt material och unga stjärnobjekt i ρ Ophiuchi-molnet  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1994. - Vol. 420 . - s. 837-862 . - doi : 10.1086/173608 . - .
  13. ↑ 1 2 3 4 5 Haisch, Karl E.; Lada, Elizabeth A.; Lada, Charles J. Diskfrekvenser och livstider i unga kluster  (engelska)  // The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2001. - Vol. 553 , nr. 2 . -P.L153 - L156 . - doi : 10.1086/320685 . - . - arXiv : astro-ph/0104347 .
  14. ↑ 1 2 Padgett, Deborah L.; Brandner, Wolfgang; Stapelfeldt, Karl L. et al. Hubble rymdteleskop/nicmos avbildning av skivor och kuvert runt mycket unga stjärnor  (engelska)  // The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1999. - Vol. 117 , nr. 3 . - P. 1490-1504 . - doi : 10.1086/300781 . - . - arXiv : astro-ph/9902101 .
  15. ↑ 1 2 3 Kessler-Silacci, Jacqueline; Augereau, Jean-Charles; Dullemond, Cornelis P. et al. c2d SPITZER IRS spektra av skivor runt T Tauri stjärnor. I. Silikatemission och korntillväxt  (engelska)  // The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2006. - Vol. 639 , nr. 3 . - S. 275-291 . - doi : 10.1086/499330 . - . — arXiv : astro-ph/0511092 .
  16. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 Kokubo, Eiichiro; Ida, Shigeru. Bildning av protoplanetsystem och mångfald av planetsystem  (engelska)  // The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2002. - Vol. 581 , nr. 1 . - s. 666-680 . - doi : 10.1086/344105 . - .
  17. ↑ 1 2 3 4 5 6 Raymond, Sean N.; Quinn, Thomas; Lunine, Jonathan I. Högupplösta simuleringar av den slutliga sammansättningen av jordliknande planeter 1: terrestrisk ackretion och dynamik  // Icarus  :  journal. - Elsevier , 2006. - Vol. 183 , nr. 2 . - s. 265-282 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.03.011 . - . — arXiv : astro-ph/0510284 .
  18. ↑ 1 2 3 4 5 6 Wurchterl, G. (2004), Planet Formation Towards Estimating Galactic Habitability , i P. Ehrenfreund, Astrobiology: Future Perspectives , Kluwer Academic Publishers, pp. 67–96 , < http://www.springerlink.com/content/pr4rj4240383l585/ > . Arkiverad 18 juni 2018 på Wayback Machine 
  19. ↑ 1 2 Lynden-Bell, D.; Pringle, JE Utvecklingen av viskösa skivor och nebulosvariablernas ursprung  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 1974. - Vol. 168 , nr. 3 . - s. 603-637 . - doi : 10.1093/mnras/168.3.603 . - .
  20. ↑ Devitt, Terry . Vad sätter bromsarna på Madly Spinning Stars? , University of Wisconsin-Madison (31 januari 2001). Arkiverad från originalet den 4 maj 2012. Hämtad 9 april 2013.
  21. ↑ Dullemond, C.; Hollenbach, D.; Camp, I.; D'Alessio, P. Modeller av strukturen och utvecklingen av protoplanetära skivor // Protostars and Planets V / Reipurth, B.; Jewitt, D .; Keil, K. - Tucson, AZ: University of Arizona Press, 2007. - S. 555-572. — ISBN 978-0816526543 .
  22. ↑ Clarke, C. Dispersal of Disks around Young Stars // Physical Processes in Circumstellar Disks around Young Stars  (Eng.) / Garcia, P.. - Chicago, IL: University of Chicago Press , 2011. - P. 355-418 . — ISBN 9780226282282 .
  23. ↑ 1 2 3 Youdin, Andrew N.; Shu, Frank N. Planetesimal bildning genom gravitationsinstabilitet  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2002. - Vol. 580 , nr. 1 . - S. 494-505 . - doi : 10.1086/343109 . - . - arXiv : astro-ph/0207536 .
  24. ↑ 1 2 3 4 5 Inaba, S.; Wetherill, GW; Ikoma, M. Formation of gas giant planets: core accretion models with fragmentation and planetary envelope  (engelska)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 2003. - Vol. 166 , nr. 1 . - S. 46-62 . - doi : 10.1016/j.icarus.2003.08.001 . - . Arkiverad från originalet den 12 september 2006.
  25. ↑ Lissauer, JJ; Hubickyj, O.; D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. Modeller av Jupiters tillväxt som innehåller termiska och hydrodynamiska begränsningar  // Icarus  :  journal. — Elsevier , 2009. — Vol. 199 . - S. 338-350 . - doi : 10.1016/j.icarus.2008.10.004 . - . - arXiv : 0810.5186 .
  26. ↑ 1 2 Bodenheimer, P.; D'Angelo, G.; Lissauer, JJ; Fortney, JJ; Saumon, D. Deuterium som brinner i enorma jätteplaneter och bruna dvärgar med låg massa som bildas av kärnkärnad ansamling  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2013. - Vol. 770 , nr. 2 . - S. 120 (13 s.) . - doi : 10.1088/0004-637X/770/2/120 . - . - arXiv : 1305.0980 .
  27. ↑ 1 2 D'Angelo, G.; Weidenschilling, SJ; Lissauer, JJ; Bodenheimer, P. Growth of Jupiter: Enhancement of core accretion by a voluminous low-mass envelope  (engelska)  // Icarus  : journal. — Elsevier , 2014. — Vol. 241 . - s. 298-312 . - doi : 10.1016/j.icarus.2014.06.029 . — . - arXiv : 1405.7305 .
  28. ↑ Papaloizou 2007 sida 10
  29. ↑ 1 2 3 4 D'Angelo, G.; Durisen, RH; Lissauer, JJ Giant Planet Formation // Exoplanets / S. Seager. - University of Arizona Press, Tucson, AZ, 2011. - s. 319-346.
  30. ↑ 1 2 3 4 Pudritz, Ralph E. Clustered Star Formation and the Origin of Stellar Masses  //  Science : journal. - 2002. - Vol. 295 , nr. 5552 . - S. 68-75 . - doi : 10.1126/science.1068298 . - . — PMID 11778037 .
  31. ↑ Clark, Paul C.; Bonnell, Ian A. Början av kollaps i turbulent stödda molekylära moln   // Mon.Not.R.Astron.Soc . : journal. - 2005. - Vol. 361 , nr. 1 . - S. 2-16 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09105.x . - .
  32. ↑ 1 2 3 4 Motte, F.; Andrew, P.; Neri, R. De initiala förhållandena för stjärnbildning i ρ Ophiuchi huvudmoln: bredfältsmillimeter kontinuumkartläggning  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 1998. - Vol. 336 . - S. 150-172 . - .
  33. ↑ 1 2 3 4 5 Stahler, Steven W.; Shu, Frank H.; Taam, Ronald E. Utvecklingen av protostjärnor: II Den hydrostatiska kärnan  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1980. - Vol. 242 . - S. 226-241 . - doi : 10.1086/158459 . - .
  34. ↑ 1 2 3 4 5 Nakamoto, Taishi; Nakagawa, Yushitsugu. Bildning, tidig evolution och gravitationsstabilitet hos protoplanetära skivor  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1994. - Vol. 421 . - S. 640-650 . - doi : 10.1086/173678 . - .
  35. ↑ 1 2 3 4 5 6 Yorke, Harold W.; Bodenheimer, Peter. Bildandet av protostellära skivor. III. Inverkan av gravitationsinducerad vinkelmomenttransport på skivans struktur och utseende  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1999. - Vol. 525 , nr. 1 . - s. 330-342 . - doi : 10.1086/307867 . - .
  36. ↑ Lee, Chin-Fei; Mundy, Lee G.; Reipurth, Bo et al. CO-utflöden från unga stjärnor: konfronterar jet- och vindmodellerna  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2000. - Vol. 542 , nr. 2 . - P. 925-945 . - doi : 10.1086/317056 . - .
  37. ↑ 1 2 Stahler, Steven W. Deuterium and the Stellar Birthline  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1988. - Vol. 332 . - P. 804-825 . - doi : 10.1086/166694 . - .
  38. ↑ Mohanty, Subhanjoy; Jayawardhana, Ray ; Basri, Gibor. T Tauri-fasen ner till nästan planetariska massor: Echelle-spektra av 82 stjärnor med mycket låg massa och bruna dvärgar  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2005. - Vol. 626 , nr. 1 . - s. 498-522 . - doi : 10.1086/429794 . - . — arXiv : astro-ph/0502155 .
  39. ↑ Martin, E.L.; Rebolo, R.; Magazzu, A.; Pavlenko, ja. V. Pre-huvudsekvens litiumbränning  (engelska)  // Astronomy and Astrophysics  : journal. - 1994. - Vol. 282 . - s. 503-517 . - . - arXiv : astro-ph/9308047 .
  40. ↑ 1 2 3 Hartmann, Lee; Calvet, Nuria; Gullbring, Eric; D'Alessio, Paula. Accretion and the evolution of T Tauri-diskar  (engelska)  // The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1998. - Vol. 495 , nr. 1 . - S. 385-400 . - doi : 10.1086/305277 . - .
  41. ↑ 1 2 Shu, Frank H.; Shang, Hsian; Glassgold, Alfred E.; Lee, tyfon. Röntgenstrålar och fluktuerande röntgenvindar från Protostars  //  Science. - 1997. - Vol. 277 , nr. 5331 . - P. 1475-1479 . - doi : 10.1126/science.277.5331.1475 . - .
  42. ↑ 1 2 Muzerolle, James; Calvet, Nuria; Hartman, Lee. Emissionslinjediagnostik av T Tauri magnetosfärisk accretion. II. Förbättrade modelltester och insikter i accretion physics  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2001. - Vol. 550 , nr. 2 . - P. 944-961 . - doi : 10.1086/319779 . - .
  43. ↑ 12 Adams , Fred C.; Hollenbach, David; Laughlin, Gregory; Gorti, Uma. Fotoförångning av cirkumstellära skivor på grund av extern långt ultraviolett strålning i stjärnaggregat  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2004. - Vol. 611 , nr. 1 . - s. 360-379 . - doi : 10.1086/421989 . - . - arXiv : astro-ph/0404383 .
  44. ↑ Harrington, JD; Villard, Ray RELEASE 14-114 Astronomical Forensics Upptäck planetariska skivor i NASA:s Hubble-arkiv . NASA (24 april 2014). Hämtad 25 april 2014. Arkiverad från originalet 25 april 2014.
  45. ↑ Megeath, ST; Hartmann, L.; Luhmann, KL; Fazio, GG Spitzer/IRAC fotometri av ρ Chameleontis association  (engelska)  // The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2005. - Vol. 634 , nr. 1 . -P.L113 - L116 . - doi : 10.1086/498503 . - . - arXiv : astro-ph/0511314 .
  46. ↑ 1 2 3 Chick, Kenneth M.; Cassen, Patrick. Termisk bearbetning av interstellära dammkorn i den primitiva solmiljön  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1997. - Vol. 477 , nr. 1 . - s. 398-409 . - doi : 10.1086/303700 . - .
  47. ↑ 1 2 Klahr, HH; Bodenheimer, P. Turbulens i accretionsskivor: virvelgenerering och vinkelmomentumtransport via den globala barokliniska instabiliteten  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2003. - Vol. 582 , nr. 2 . - P. 869-892 . - doi : 10.1086/344743 . - . - arXiv : astro-ph/0211629 .
  48. ↑ ALMA kastar ljus över planetbildande gasströmmar . Arkiverad från originalet den 7 maj 2013. Hämtad 10 januari 2013.
  49. ↑ 1 2 Michikoshi, Shugo; Inutsuka, Shu-ichiro. En tvåvätskeanalys av kelvin-helmholtz-instabiliteten i det dammiga lagret av en protoplanetär skiva: en möjlig väg mot planetesimal formation genom gravitationsinstabilitet  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2006. - Vol. 641 , nr. 2 . - P. 1131-1147 . - doi : 10.1086/499799 . - .
  50. ↑ Johansen, Anders; Henning, Thomas; Clahr, Hubert. Dust Sedimentation and Self-Sustained Kelvin-Helmholtz Turbulence in Protoplanetary Disk Midplanes  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2006. - Vol. 643 , nr. 2 . - P. 1219-1232 . - doi : 10.1086/502968 . - . - arXiv : astro-ph/0512272 .
  51. ↑ Johansen, A.; Bloom, J.; Tanaka, H.; Ormel, C.; Bizzarro, M.; Rickman, H. The Multifaceted Planetesimal Formation Process // Protostars and Planets VI / Beuther, H.; Klessen, R.S.; Dullemond, C.P.; Henning, T. - University of Arizona Press, 2014. - S. 547-570. - ISBN 978-0-8165-3124-0 . - doi : 10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch024 .
  52. ↑ Johansen, A.; Jacquet, E.; Cuzzi, JN; Morbidelli, A.; Gounelle, M. Nya paradigmer för asteroidbildning // Asteroids IV / Michel, P.; DeMeo, F.; Bottke, W. - University of Arizona Press, 2015. - S. 471. - (Rymdvetenskapsserien). - ISBN 978-0-8165-3213-1 .
  53. ↑ 1 2 Boss, Alan P. Snabb bildning av yttre jätteplaneter genom diskinstabilitet  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2003. - Vol. 599 , nr. 1 . - s. 577-581 . - doi : 10.1086/379163 . - .
  54. ↑ Nayakshin, Sergie. Bildning av planeter genom tidvattennedskärning av gigantiska planetembryon  //  Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters, Volume 408, Issue 1, pp. L36-L40: journal. - 2010. - Vol. 408 , nr. 1 . - P. L36-l40 . - doi : 10.1111/j.1745-3933.2010.00923.x . - arXiv : 1007.4159 .
  55. ↑ Stamatellos, Dimitris; Hubber, David A.; Whitworth, Anthony P. Brown dvärgbildning genom gravitationsfragmentering av massiva, förlängda protostellära skivor  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters  : journal  . - 2007. - Vol. 382 , nr. 1 . -P.L30- L34 . - doi : 10.1111/j.1745-3933.2007.00383.x . - . - arXiv : 0708.2827 .
  56. ↑ Font, Andrea S.; McCarthy, Ian G.; Johnstone, Doug; Ballantyne, David R. Fotoevaporation av cirkumstellära skivor runt unga stjärnor  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2004. - Vol. 607 , nr. 2 . - P. 890-903 . - doi : 10.1086/383518 . - . — arXiv : astro-ph/0402241 .
  57. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Bottke, William F.; Durda, Daniel D.; Nesvorny, David et al. Kopplar kollisionshistoriken för det huvudsakliga asteroidbältet till dess dynamiska excitation och utarmning  (engelska)  // Icarus  : journal. — Elsevier , 2005. — Vol. 179 , nr. 1 . - S. 63-94 . - doi : 10.1016/j.icarus.2005.05.017 . - .
  58. ↑ 1 2 3 4 Raymond, Sean N.; Quinn, Thomas; Lunine, Jonathan I. Högupplösta simuleringar av den slutliga sammansättningen av jordliknande planeter 2: vattenleverans och planetarisk beboelighet  //  Astrobiology: journal. - 2007. - Vol. 7 , nr. 1 . - S. 66-84 . - doi : 10.1089/ast.2006.06-0126 . - . - arXiv : astro-ph/0510285 . — PMID 17407404 .
  59. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Thommes, E.W.; Duncan, MJ; Levison, H.F. Oligarkisk tillväxt av jätteplaneter  (engelska)  // Icarus . - Elsevier , 2003. - Vol. 161 , nr. 2 . - s. 431-455 . - doi : 10.1016/S0019-1035(02)00043-X . - . - arXiv : astro-ph/0303269 .
  60. ↑ 1 2 3 4 5 6 Petit, Jean-Marc; Morbidelli, Alessandro. The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt  (engelska)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 2001. - Vol. 153 , nr. 2 . - s. 338-347 . - doi : 10.1006/icar.2001.6702 . - .
  61. ↑ 1 2 Janson, M.; Bonavita, M.; Klahr, H.; Lafreniere, D.; Jayawardhana, R .; Zinnecker, H. Högkontrastbildsökning efter planeter och bruna dvärgar runt de mest massiva stjärnorna i Solar Neighborhood  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2011. - Vol. 736 , nr. 89 . - doi : 10.1088/0004-637x/736/2/89 . - . - arXiv : 1105.2577v1 .
  62. ↑ 1 2 3 Fortier, A.; Benvenuto, AG Oligarkisk planetesimal ackretion och jätteplanetbildning  (engelska)  // Astronomy and Astrophysics  : journal. - 2007. - Vol. 473 , nr. 1 . - s. 311-322 . - doi : 10.1051/0004-6361:20066729 . - . - arXiv : 0709.1454 .
  63. ↑ Thommes, Edward W.; Duncan, Martin J.; Levison, Harold F. Bildandet av Uranus och Neptunus i Jupiter-Saturnus-regionen i solsystemet  //  Nature : journal. - 1999. - Vol. 402 , nr. 6762 . - s. 635-638 . - doi : 10.1038/45185 . — . — PMID 10604469 .
  64. ↑ Lambrechts, M.; Johansen, A. Snabb tillväxt av gasjättens kärnor genom stentillväxt  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 2012. - Augusti ( vol. 544 ). —P.A32 . _ - doi : 10.1051/0004-6361/201219127 . - . - arXiv : 1205.3030 .
  65. ↑ 1 2 3 Papaloizou, JCB; Nelson, R.P.; Kley, W.; Masset, FS & Artymowicz, P. (2007), Disk-Planet Interactions Under Planet Formation, i Bo Reipurth; David Jewitt ; Klaus Keil, Protostars and Planets V , Arizona Press, sid. 655. 
  66. ↑ 1 2 Levison, Harold F.; Agnor, Craig. Jätteplaneternas roll i jordisk planetbildning  (engelska)  // The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2003. - Vol. 125 , nr. 5 . - P. 2692-2713 . - doi : 10.1086/374625 . - .
  67. ↑ D'Angelo, G.; Podolak, M. Capture and Evolution of Planetesimals in Circumjovian Disks  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2015. - Vol. 806 , nr. 1 . — S. 29s . - doi : 10.1088/0004-637X/806/2/203 . - . - arXiv : 1504.04364 .
  68. ↑ Canup, Robin M.; Ward, William R. Formation of the Galilean Satellites: Conditions of Accretion  //  The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2002. - Vol. 124 , nr. 6 . - P. 3404-3423 . - doi : 10.1086/344684 . - .

Länkar

  Gå till Wikidata-objektet  Ordböcker och uppslagsverk