Nebular hypotese

Nebular Hypothesis er den mest accepterede kosmogoniske teori  af det videnskabelige samfund til at forklare dannelsen og udviklingen af ​​solsystemet. Teorien antyder, at solsystemet er dannet af en tåge. Forfatteren til hypotesen var Immanuel Kant , som udgav den i sit værk Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels ("Generel naturhistorie og teori om himlen"), udgivet i 1755. I første omgang kun gældende for solsystemet , denne hypotese om dannelsen af planetsystemer anses for at være bredt anvendelig til hele resten af ​​universet . [1] Den moderne version af Nebular Hypothesis er bredt accepteret -Nebular disk solar model , eller mere enkelt: Solar nebular model . [2] Tågehypotesen giver en forklaring på en række egenskaber ved solsystemet, herunder baner tæt på cirkulære og placeret i samme plan, og planeternes rotation i retning af solens rotation omkring sin akse. Mange elementer i Nebular Hypothesis afspejles i moderne teorier om planetarisk dannelse, men de fleste af dem har ændret sig.

Ifølge Nebular Hypothesis dannes stjerner i massive og tætte skyer af molekylære brint  - molekylære skyer . Disse skyer er gravitationsmæssigt ustabile, og stoffet i dem samler sig i klumper, roterer, trækker sig sammen og danner derefter stjerner. Stjernedannelse er en kompleks og langvarig proces, der altid skaber en gasformig protoplanetarisk skive omkring en ung stjerne . Denne proces fører ofte til dannelsen af ​​planeter under omstændigheder, der ikke er velkendte. Dannelsen af ​​et planetsystem er således et naturligt resultat af dannelsen af ​​stjerner. Sollignende stjerner dannes over omkring en million år, og en protoplanetarisk skive dannes i løbet af de næste 10-100 millioner år. [en]

Den protoplanetariske skive er en tilvækstskive , der føder den centrale stjerne. Til at begynde med meget varmt, afkøles skiven gradvist til et stadie, der ligner T Tauri-stjernesystemer ; så fører dannelsen af ​​støvkorn til udseendet af sten og isblokke. Ved at kollidere og klæbe sammen danner blokkene mange kilometer planetesimaler . Hvis disken er massiv nok, fører forbigående tilvækst omkring planetesimaler til dannelsen af ​​protoplaneter på størrelse med Månen eller Mars inden for 100-300 tusind år . I nærheden af ​​stjernen danner planetariske embryoner, der har passeret gennem fusions- og opkøbsstadiet, flere planeter i Jordgruppen . Den sidste fase tager fra 100 millioner til en milliard år. [en]

Dannelsen af ​​gigantiske planeter  er en mere kompleks proces. De menes at danne sig bag den såkaldte snelinje , hvor planetariske embryoner for det meste er sammensat af forskellige typer is. Som et resultat er de flere gange mere massive end den indre del af den protoplanetariske skive. Hvad der følger efter dannelsen af ​​en protoplanet er ikke helt klart. En betydelig del af sådanne protoplaneter fortsætter med at vokse og når 5-10 jordmasser - en tærskelværdi, der gør det muligt at begynde ophobning af brint - heliumgas fra skiven. Ophobningen af ​​gas i kernen er i begyndelsen en langsom proces, der varer i millioner af år, men når den når en masse på 30 Jorden, begynder den at accelerere kraftigt. Planeter som Jupiter og Saturn menes at have akkumuleret deres masse over kun 10.000 år. Accretion stopper med udtømning af gasreserver. Dannede planeter kan migrere lange afstande under eller efter dannelse. Isgiganter som Uranus og Neptun menes at være fejlslagne protoplanetære kerner, der blev dannet, da skiven næsten var opbrugt. [en]

Historie

Der er tegn på, at en delvis nebulær hypotese blev foreslået i 1734 af Emanuel Swedenborg . [3] [4] Immanuel Kant , som var godt bekendt med Swedenborgs arbejde, udviklede teorien i 1755 og publicerede den i Universal Natural History and Theory of the Sky , hvori han talte om stjernetåger , som, mens de langsomt roterede, trak sig gradvist sammen og fladede ud under påvirkning af tyngdekraften og dannede gradvist stjerner og planeter . [2]

En lignende model blev udviklet og foreslået i 1796 af Pierre-Simon Laplace . [2] I sin bog Exposition of the World System foreslog han, at Solen i oldtiden havde en udvidet stjerneatmosfære, der dækkede hele det moderne objekt i solsystemet. Hans teori anerkendte sammentrækningen og afkølingen af ​​den protosolare sky - den protosolare tåge. Efterhånden som stjernetågen afkølede og trak sig sammen, fladede den ud og roterede hurtigere, og udstødte (eller mistede) gasformige ringe af stof, hvorefter planeter dannede sig af stoffet fra sådanne ringe. Hans model lignede Kants, bortset fra flere detaljer og i mindre skala. [2] Selvom Laplaces tågemodel dominerede gennem det 19. århundrede, stødte den på en række vanskeligheder. Hovedproblemet var overførslen af ​​drejningsmoment mellem Solen og planeterne. Planeterne modtog 99% af drejningsmomentet, og denne kendsgerning kunne ikke forklares af tågemodellen. [2] Som følge heraf blev denne teori om planetdannelse stort set revideret i det tidlige 20. århundrede.

Hovedkritikken i det 19. århundrede kom fra James Maxwell , der hævdede, at en anderledes rotation mellem de indre og ydre dele af ringen ville forhindre, at stoffet kondenseres. [5] Hypotesen er også blevet kritiseret af astronomen David Brewster , som skrev: "De, der tror på Nebular Hypothesis, er sikre på, at vores Jord modtog sit faste stof og atmosfære fra en ring, der forlod solatmosfæren, som derefter kondenserede til en amfibiekugle, hvorfra så månen brød ud på lignende måde. Han argumenterede for, at i en sådan vision, "skulle månen have båret vand og luft med sig fra Jorden og have en atmosfære." [6] Brewster hævdede, at de religiøse overbevisninger på Isaac Newtons tid betragtede nebulære ideer som en tendens til ateisme, og citerede ham: "væksten af ​​nye ideer fra gamle, uden guddommelig magts forbøn, forekommer mig absurd." [7]

Faldet af Laplace-modellen stimulerede videnskabsmænd til at lede efter en erstatning. Mange teorier er blevet foreslået gennem det 20. århundrede, herunder planetesimal-teorien af ​​Thomas Chamberlain og Forest Moulton (1901), Jeans tidevandsmodellen (1917), tilvækstmodellen af ​​Otto Schmidt (1944), den protoplanetariske teori af William McCrea (1960 ) ), og indfangningsteorien af ​​Michael Woolfson . [2] I 1978 mindede Andrew Prentice om de originale ideer, som Laplace havde fremlagt og skabte den moderne Laplace-teori . [2] Ingen af ​​forsøgene på at skabe en fuldgyldig teori lykkedes, og mange af dem var kun billedlige.

Fødslen af ​​en moderne og generelt accepteret teori om dannelsen af ​​en planetskive - Nebular disk solmodellen  - kan tilskrives den sovjetiske astronom Viktor Safronov . [8] Hans bog The Evolution of the Preplanetary Cloud and the Formation of the Earth and Planets , [9] oversat til engelsk i 1972, havde en varig effekt på den videnskabelige tænkning om planetarisk dannelse. [10] Næsten alle problemerne med planetdannelse blev formuleret i bogen, og mange af dem blev løst. Safronovs arbejde blev videreført i George Wetrells arbejde , der opdagede forbigående tilvækst . [2] Soltågemodellen, som oprindeligt var gældende for solsystemet , er af teoretikere blevet betragtet som relevant for resten af ​​universets planeter, hvoraf 3422 er kendt i vores galakse pr. 1. juni 2016. [11 ]

The Solar Nebular Model: Achievements and Challenges

Præstationer

Processen med stjernedannelse fører naturligvis til fremkomsten af ​​en tilvækstskive omkring "unge stjerneobjekter". [12] Når de når en alder på omkring 1 million år, har 100 % af stjernerne denne slags skive. [13] Konklusionen understøttes af opdagelser af gas- og støvskyer omkring protostjerner og T Tauri-stjerner , samt af teoretiske overvejelser. [14] Observationer af skiver tyder på, at støvpartiklerne inde i dem vokser i størrelse over årtusinder og bliver til partikler på omkring 1 centimeter store. [femten]

Den tilvækstproces, hvorved kilometerlange planetesimaler vokser til 1.000 km himmellegemer, er nu godt forstået. [16] Denne proces begynder i enhver disk, når tætheden af ​​planetesimaler bliver høj nok, og forløber på en ukontrolleret og forbigående måde. Senere vækst aftager og går med mellemrum. Slutresultatet er protoplaneter af forskellig størrelse og i forskellig afstand fra stjernen. [16] Forskellige simuleringer af denne proces er enige om én ting - sammensmeltningen af ​​protoplaneter i den indvendige del af den protoplanetariske skive fører til dannelsen af ​​flere himmellegemer, der ligner Jorden i størrelse. Således betragtes oprindelsen af ​​planeterne i den terrestriske gruppe som praktisk etableret og indiskutabel. [17]

Aktuelle numre

Fysikken af ​​accretion diske rejser mange spørgsmål. [18] Et af de mest interessante mysterier er, hvordan det stof, der ophobes af en stjerne, mister sit rotationsmoment ? Et muligt svar blev fundet af Hannes Alfven , hvilket tyder på, at drejningsmomentet bremses af solvinden på T Taurus -stadiet . Derefter overføres drejningsmomentet til de ydre områder af skiven på grund af "viskos spredning". [19] Viskositet skabes af makroskopiske turbulenser, men den mekanisme, der forårsager turbulens i sig selv, er ikke velkendt. En anden mulig proces, der bremser rotationsmomentet, er magnetisk bremsning , når en stjernes rotation overføres til den omgivende protoplanetariske skive gennem et magnetfelt. [20] De vigtigste processer, der er ansvarlige for forsvinden af ​​gas fra skiven, er viskøs spredning og fotofordampning. [21] [22]

Dannelsen af ​​planetesimaler er et andet mysterium for soltågemodellen. Hvordan hænger partikler på 1 cm i størrelse sammen i 1 km af planetesimalen? At optrevle denne mekanisme vil være en slags nøgle til at forstå, hvorfor nogle stjerner har planeter, mens andre ikke engang har støvskiver . [23]

At danne en tidslinje for gigantiske planeter var engang et problem. De gamle teorier kunne ikke forklare, hvordan deres kerner kunne have dannet sig hurtigt nok til at trække store mængder gas ind fra den hurtigt forsvindende protoplanetariske skive. [16] [24] Den gennemsnitlige levetid for en sådan disk (nogle gange mindre end 10 millioner (10 7 ) år) viste sig at være kortere end den tid, der var nødvendig for at danne kernen. [13] Den nuværende model er afhængig af, at en planet som Jupiter (eller mere massive planeter) kan dannes på mindre end 4 millioner år, hvilket passer godt ind i den gennemsnitlige levetid for gasformige skiver. [25] [26] [27]

Et andet problem med teorien er orbitale migrationer . Mange beregninger hævder, at interaktioner med disken kan føre til kortvarige migrationer af gigantiske planeter til de indre områder af systemet, hvilket, hvis det ikke kontrolleres, kan føre til at nå de "centrale områder af systemet, forbliver i form af en proto-Jupiter (en planet ringere i masse end Jupiter og Saturn, men stadig en kæmpe planet). [28] Mere moderne beregninger tager højde for udviklingen og udvidelsen af ​​protoplanetariske skiver, hvilket udelukker sådanne teoretiske kollisioner. [29]

Dannelse af stjerner og protoplanetariske skiver

Protostjerner

Stjerner menes i øjeblikket at dannes i gigantiske skyer af koldt brint , omkring 300.000 gange Solens masse og omkring 20 parsec i diameter. [1] [30] I løbet af millioner af år kollapser skyer og fragmenterer. [31] Fragmenterne bliver derefter til små, tætte kugler, som komprimeres yderligere til stjernestørrelse. [30] Kugler kan, afhængigt af fraktionen, nå op til flere solmasser og kaldes protostellare (protosolar) tåger. [1] De kan nå diametre på 0,01-0,1 parsecs (2.000-20.000 astronomiske enheder ) og har partikeltætheder på mellem 10.000 og 100.000 cm −3 . [a] [30] [32]

Sammenbruddet af en protostellar tåge med en solmasse tager omkring 100 tusind år. [1] [30] Hver tåge i processen med tiltrækning af gas og støv får et vist rotationsmoment . Den relativt lave drejningsmomentgas i den centrale del af tågen gennemgår hurtig komprimering og danner en varm hydrostatisk (ukomprimeret) kerne, der indeholder en lille brøkdel af tågens oprindelige masse. [33] Med tiden bliver denne kerne en stjerne. [1] [33] Efter at kollapset er slut, begynder mekanismen til bevarelse af drejningsmomentet at virke, hvilket forårsager en betydelig acceleration af rotationen af ​​gassen, der falder på stjernen [34] [35]  - kernen ser ud til at smide skallen af. Gassen kastes ud i nærheden af ​​ækvatorialplanet og danner en skive , der igen samler sig tilbage på kernen. [1] [34] [35] Kernen vokser konstant i masse, indtil den bliver en ung og varm protostjerne . [33] På dette stadie er protostjernen og dens skive kraftigt skjult af den bundfældende kappe af stof fra tågen og kan ikke observeres direkte. [12] Nogle gange når opaciteten af ​​en sådan skal en sådan grad, at selv millimeterstråling ikke bryder igennem den . [1] [12] Sådanne objekter observeres som lyse klumper, der hovedsageligt udsender i millimeter- og submillimeterområdet . [32] De er klassificeret som protostjerner af spektral type 0. [12] Sammenbruddet er ofte ledsaget af en bipolær udstrømning af gasstråler , der roterer langs skivens rotationsakse. Sådanne jetfly ses ofte i stjernedannende områder (se Herbig-Haro objekter ). [36] Lysstyrken af ​​protostjerner af spektral type 0 er meget høj - en solmasse-protostjerne kan skinne 100 gange stærkere end Solen. [12] Kilden til deres energi er gravitationssammenbrud , da deres kerner endnu ikke er varme nok til en termonuklear reaktion . [33] [37]

Efter at nedfaldet af stof på skiven stopper, bliver skallen, der omgiver stjernen, tyndere og mere gennemsigtig, hvilket gør det muligt at observere det "unge stjerneobjekt", først i det fjerne infrarøde og derefter visuelt. [32] Omkring dette tidspunkt starter deuteriumfusionsreaktionen . Hvis stjernen er massiv nok (mere end 80 Jupiter-masser), begynder en termonuklear reaktion med brint. Men hvis massen er for lille, bliver objektet til en brun dværg . [37] Fødslen af ​​en ny stjerne sker cirka 100.000 år efter starten på kollapset. [1] Objekter på dette stadium er kendt som klasse I protostjerner, [12] som også kaldes T Tauri unge stjerner , udviklende protostjerner eller unge stjerneobjekter. [12] På dette tidspunkt har den dannede stjerne ophobet det meste af massen af ​​urtågen: den kombinerede masse af skiven og den resterende skal overstiger ikke 10-20 % af massen af ​​det unge stjerneobjekt. [32]

På næste trin forsvinder skallen fuldstændig, bliver fuldstændig en del af disken, og protostjernen bliver en klassisk T Tauri-stjerne. [b] Dette sker omkring en million år efter sammenbruddet. [1] Massen af ​​skiven omkring en klassisk T Tauri-stjerne er omkring 1-3 % af stjernens masse, og den samler sig med en hastighed på omkring 10 −7 til 10 −9 solmasser om året. [40] Et par bipolære jetfly er stadig tilbage på det tidspunkt. [41] Accretion forklarer alle T Tauri-stjernernes specifikke egenskaber: stærkt udtalte emissionslinjer (op til 100 % af stjernens egen lysstyrke), magnetisk aktivitet, fotometrisk variabilitet og "jets". [42] Stærke emissionslinjer er faktisk forårsaget af det øjeblik, hvor den tiltagende gas er i kontakt med stjernens "overflade" ved placeringen af ​​dens magnetiske poler. [42] Jetfly er et biprodukt af tilvækst: de udligner overskydende vinkelmomentum. Den klassiske fase af en T Tauri-stjerne varer omkring 10 millioner år. [1] Skiven forsvinder gradvist på grund af tilvækst på stjernen, planetdannelse, jetudbrud og UV-strålingsfotofordampning fra de centrale og nærliggende stjerner. [43] Som følge heraf bliver den unge stjerne en svag T Tauri-stjerne, der langsomt udvikler sig over hundreder af millioner af år til en almindelig sollignende stjerne. [33]

Protoplanetariske skiver

Under visse omstændigheder kan en disk, der allerede kan kaldes protoplanetarisk, føde et planetsystem . [1] Protoplanetariske skiver observeres omkring en meget høj andel af stjerner i unge stjernehobe . [13] [45] De eksisterer helt fra begyndelsen af ​​dannelsen af ​​et stjernesystem, men i de tidligste stadier er de usynlige på grund af den omgivende skals opacitet . [12] Skiverne omkring klasse 0 protostjerner menes at være massive og varme. Dette er en accretion disk , der fodrer den centrale protostjerne. [34] [35] Temperaturer kan være op til 400 K inden for 5 AU og 1.000 K inden for 1 AU. [46] Opvarmningen af ​​skiven skyldes primært den viskøse dissipation af turbulens inde i den og faldet af gas fra tågen. [34] [35] Den ekstreme temperatur i det indre af skiven får de fleste af de flygtige stoffer - vand, organisk materiale og meget af klippen - til at fordampe , hvilket kun efterlader de mest ildfaste elementer, såsom jern . Is har kun en chance for at overleve i den ydre del af skiven. [46]

Hovedpuslespillet i akkretionsskivernes fysik er de mekanismer, der forårsager turbulens og er ansvarlige for højeffektiv viskositet . [1] Turbulens og viskositet menes at være ansvarlige for overførsel af masse til den centrale protostjerne og drejningsmoment til periferien. Dette er meget vigtigt for tilvæksten, fordi gassen kun kan absorberes af den centrale protostjerne ved at miste meget af sit drejningsmoment, hvilket ellers ville få noget af gassen til at drive mod periferien af ​​systemet. [34] [47] Resultatet af denne proces er væksten af ​​både protostjernen og skiven, som nogle gange når en radius i størrelsesordenen 1.000 AU, hvis den oprindelige tågens drejningsmoment var højt nok. [35] Store skiver er ikke ualmindelige i mange stjernedannende områder, såsom Oriontågen . [fjorten]

Levetiden for en accretion disk er omkring 10 millioner år. [13] På det tidspunkt har stjernen nået stadiet af klassiske stjerner af typen T Tauri, og skiven bliver tyndere og koldere. [40] Mindre flygtige stoffer begynder at kondensere tættere på midten og danner 0,1-1 µm støvkorn indeholdende krystallinske silikater . [15] Stof fra den ydre skive kan blande disse neoplasmer af kosmisk støv med primordialer, der indeholder organiske og flygtige stoffer. Denne blanding forklarer nogle træk i sammensætningen af ​​solsystemets kroppe, for eksempel tilstedeværelsen af ​​interstellart støv i primitive meteoritter og ildfaste indeslutninger i kometer. [46]

Støvpartikler har en tendens til at klæbe sammen i skivens tætte miljø, hvilket fører til dannelsen af ​​større partikler op til flere centimeter i diameter. [49] Astronomer kan se tegn på, at støv bevæger sig og klæber sammen i de infrarøde spektre af unge diske. [15] Yderligere associationer fører til dannelsen af ​​planetesimaler på op til 1 km i diameter eller større, som tjener som "byggesten" for planeter . [1] [49] Dannelsen af ​​planetesimaler i detaljer er stadig et mysterium, fordi konventionel aggregering bliver ineffektiv, efterhånden som partikelstørrelserne øges. [23]

Ifølge en hypotese er gravitationel ustabilitet ansvarlig for dannelsen af ​​planetesimaler . Partikler på få centimeter store eller større sætter sig langsomt i nærheden af ​​skivens plan og danner et relativt tyndt og tæt lag, der er mindre end 100 km tykt. Laget er gravitationsmæssigt ustabilt og kan brydes op i separate klumper, der kollapser til planetesimaler. [1] [23] Forskellige accelerationer af den gasformige skive og faste partikler tæt på flyet kan dog forårsage turbulens, som forhindrer skiven i at krympe for meget og fragmentere på grund af gravitationel ustabilitet. [50] Dette kan begrænse dannelsen af ​​planetesimaler gennem gravitationel ustabilitet til visse områder af skiven, hvor koncentrationen af ​​faste partikler er høj. [51]

En anden mulig mekanisme for dannelsen af ​​planetesimaler er strømningsustabilitet , hvor bevægelsen af ​​partikler gennem gas skaber en feedback-effekt, der bidrager til væksten af ​​lokale ophobninger af støv. Disse lokale ophobninger, der passerer gennem gasskyer, skaber områder med relativt rent rum, hvorigennem partikler bevæger sig uden miljømæssig modstand. Disse klynger begynder at kredse hurtigere og oplever små radiale svingninger. Separate partikler slutter sig til denne klynge, når de bevæger sig hen imod den, eller de indhenter klyngen, hvilket bidrager til en forøgelse af massen. I sidste ende danner disse klynger massive forlængede "tråde", der undergår fragmentering og kollapser til planetesimaler på størrelse med store asteroider. [52]

Dannelsen af ​​planeter kan også være forårsaget af gravitationel ustabilitet i selve disken, hvilket fører til dens fragmentering til klumper. Nogle af dem gennemgår i tilstrækkelig tæthed et sammenbrud , [47] som kan føre til hurtig dannelse af gasgiganter og endda brune dværge om så lidt som tusind år. [53] Hvis sådanne hobe migrerer tættere på stjernen under kollapset, får tidevandskræfter fra stjernen kroppen til at tabe masse, hvilket reducerer størrelsen på den fremtidige planet. [54] Dette er dog kun muligt i massive skiver større end 0,3 solmasser. Til sammenligning er den sædvanlige skivestørrelse 0,01-0,03 solmasser. Da massive skiver er sjældne, menes denne dannelsesmekanisme at være sjælden. [1] [18] På den anden side kan denne form for proces spille en vigtig rolle i dannelsen af ​​brune dværge . [55]

Den fuldstændige spredning af den protoplanetariske skive initieres af en række mekanismer. Den indre del af skiven bliver enten ophobet af stjernen eller udstødt i form af bipolære stråler [40] [41], mens den ydre del af skiven gennemgår fotofordampning under intens ultraviolet stråling på stadiet af en T Tauri-stjerne [56] eller fra nærliggende stjerner. [43] Gassen i den centrale del af skiven kan enten ophobes eller uddrives til ydersiden af ​​systemet af de voksende planeter, mens små støvpartikler uddrives af den centrale stjernes lette tryk . I sidste ende er der enten et planetsystem tilbage, eller en resterende skive uden planeter, eller intet, hvis planetesimalerne ikke kunne dannes. [en]

Fordi planetesimaler er så talrige og spredt ud over den protoplanetariske skive, overlever nogle dannelsen af ​​et planetsystem. Asteroider menes at være efterladte planetesimaler, der er stødt sammen og brudt i mindre stykker, mens kometer er planetesimaler fra det protoplanetariske systems fjerne rækker. Meteoritter er små planetesimaler, der falder på planeternes overflade, og det er dem, vi skylder en betydelig mængde information om dannelsen af ​​planetsystemer. Meteoritter af primitiv type er fragmenter af lavmasseplanetesimaler, der ikke har gennemgået termisk differentiering , mens "forarbejdede meteoritter" er resterne af splittede massive planetesimaler, der har formået at gennemgå denne form for proces. [57]

Planetdannelse

Jordlignende planeter

Ifølge Solar Nebular Disk Model dannes terrestriske planeter i det indre af den protoplanetariske skive, inde i snegrænsen , hvor temperaturerne er høje nok til at forhindre vandis og andet stof i at klæbe sammen til korn. [58] Dette fører til sammensmeltning af rene klipper og yderligere til dannelsen af ​​stenede planetesimaler. [c] [58] Sådanne forhold menes at eksistere i den indre del af den protoplanetariske skive, op til 3-4 AU væk. ved sollignende stjerner. [en]

Efter fremkomsten af ​​en hel række små planetesimaler - omkring 1 km i diameter, begynder forbigående tilvækst . [16] Det kaldes flygtig, fordi hastigheden af ​​masseforøgelse er proportional med R 4 ~M 4/3 , hvor R og M er henholdsvis radius og masse af den voksende krop. [59] Den accelererede vækst af planetesimaler er direkte relateret til den masse, som objektet opnår. Derfor vokser store planetesimaler hovedsageligt på bekostning af små. [16] Forbigående tilvækst varer fra 10.000 til 100.000 år og slutter, når de største planetesimaler når mere end 1.000 km i diameter. [16] Deceleration af tilvækst skyldes gravitationsforstyrrelser udøvet af store legemer på andre planetesimaler. [16] [59] Således hæmmer påvirkningen af ​​store himmellegemer væksten af ​​små. [16]

Den næste fase af dannelse kaldes oligarkisk tilvækst . [16] Scenen er karakteriseret ved overvægten af ​​flere hundrede største objekter - "oligarker", langsomt overgroet med mindre planetesimaler. [16] Andre planetesimaler vokser ikke, men forbruges kun. [59] På dette trin er tilvæksthastigheden proportional med R 2 , som er en afledt af tværsnittet af "oligarken". [59] Den bestemte tilvæksthastighed er også proportional med M −1/3 ; og falder med kropsstørrelsen. Dette gør det muligt for små oligarker at hamle op i størrelse med store. Oligarkerne holder en afstand på ca. 10 H r ( H r = a(1-e)(M/3M s ) 1/3  - " Bakkeradier ", hvor a er semi- hovedaksen , e er excentriciteten , og M s  er massen af ​​den centrale stjerne) fra hinanden, påvirket af de resterende planetesimaler. [16] Deres orbitale excentricitet og hældning forbliver lille. Oligarkerne fortsætter med at vokse i masse, indtil planetesimalerne i skiven omkring dem er opbrugt. [16] Nogle gange smelter "oligarker" tæt på hinanden sammen. Den endelige masse af "oligarken" afhænger af afstanden til stjernen og overfladetætheden af ​​planetesimalerne, der udgør dens masse. Sådan en masse i planetologien kaldes "isolerende" - og betyder, at den voksende planet er blevet isoleret fra de andre, efter at have ophobet al massen i lokalområdet på sig selv og derved stoppet tilvækstprocessen. [59] For klippeplaneter er dette i størrelsesordenen 0,1 jordmasser eller i størrelsesordenen Mars' masse. [1] Det endelige resultat af det oligarkiske stadium: dannelsen af ​​omkring 100 planetoider, der varierer i størrelse fra Månen til Mars, ensartet adskilt fra hinanden med 10·H r . [17] De menes at være med mellemrum inden i skiven, adskilt af ringe fra de resterende planetesimaler. Denne fase menes at vare flere hundrede årtusinder. [1] [16]

Det sidste trin i dannelsen af ​​de terrestriske planeter kaldes fusionsstadiet . [1] Det begynder, når der kun er et lille antal planetesimaler tilbage, og protoplaneterne bliver massive nok til at påvirke hinanden og gøre deres baner kaotiske . [17] På dette stadie skubbes protoplaneterne ud af kredsløb eller forbruges af de resterende planetesimaler og kolliderer med hinanden. Som et resultat af denne proces, der varer fra 10 til 100 millioner år, dannes et begrænset antal planeter på størrelse med Jorden. Simuleringer indikerer, at det omtrentlige antal resulterende jordiske planeter varierer fra 2 til 5. [1] [17] [57] [60] For solsystemet er Jorden og Venus sådanne eksempler. [17] Dannelsen af ​​begge planeter krævede sammenlægning af 10 til 20 protoplaneter, og et nogenlunde lige antal deorbiterede og forlod solsystemet. [57] Det menes, at protoplaneter fra Asteroidebæltet er ansvarlige for vandet på Jorden. [58] Mars og Merkur er muligvis de resterende protoplaneter, der overlevede konkurrencen. [57] Terrestriske planeter, der har gennemgået fusioner, slår sig til sidst ned i mere stabile baner. [17]

Kæmpeplaneter

Dannelsen af ​​gigantiske planeter  er et af planetvidenskabens mysterier . [18] Inden for rammerne af Solar Nebular Model er der to hypoteser om deres dannelse. For det første: diskustabilitetsmodellen , ifølge hvilken gigantiske planeter opstår på grund af gravitationsfragmentering . [53] Anden hypotese: den nukleare akkretionsmodel , også kaldet den nukleare ustabilitetsmodel [18] [29] . Sidstnævnte hypotese anses for at være den mest lovende, fordi den forklarer dannelsen af ​​kæmpeplaneter i skiver med relativt lav masse (mindre end 0,1 solmasse) [29] . Baseret på denne hypotese er dannelsen af ​​gigantiske planeter opdelt i to stadier: a) tilvækst af en kerne med en masse på omkring 10 jordmasser og b) tilvækst af gas fra den protoplanetariske skive. [1] [18] En af de to hypoteser kan også føre til dannelsen af ​​brune dværge . [61] [26] Observationer fra 2011 har fundet ud af, at nuklear accretion er den dominerende dannelsesmekanisme. [61]

Dannelsen af ​​gigantiske planeters kerner menes at forekomme på lignende måde på jordlignende planeter [16] . Det begynder med planetesimaler, der gennemgår hurtig vækst og efterfølges af et langsommere oligarkisk stadium. [59] . Hypoteser forudsiger ikke et fusionsstadium på grund af den lave sandsynlighed for kollisioner mellem protoplaneter i de ydre dele af planetsystemet [59] . En yderligere forskel er sammensætningen af ​​planetesimalerne, som i tilfælde af kæmpeplaneter dannes uden for snegrænsen og hovedsageligt består af is, eller is i forholdet 4 til 1 med sten. [24] Dette øger planetesimalernes masse. med en faktor på 4 i gennemsnit. Den minimale massetåge, der er i stand til at skabe jordlignende planeter, kan dog kun danne 1-2 jordmassekerner, der kredser om Jupiter (5 AU) i 10 millioner år. [59] Det sidste tal: den gennemsnitlige levetid for en gasformig skive omkring en sollignende stjerne. [13] Der er flere løsninger på denne uoverensstemmelse: undervurdering af skivens masse - en tidobling ville være nok til dannelsen af ​​gigantiske planeter i udkanten; [59] protoplanetarisk migration, som kunne tillade flere planetesimaler at ophobes; [24] og i sidste ende øget tilvækst på grund af gasmodstand i protoplaneternes gasskaller. [24] [62] [27] Kombinationer af ovenstående ideer kunne forklare dannelsen af ​​kernerne af gasgiganter som Jupiter og måske endda Saturn . [18] Dannelsen af ​​planeter som Uranus og Neptun er mere forvirrende, da ingen teori forklarer dannelsen af ​​deres kerner i en afstand på 20-30 AU. fra den centrale stjerne. [1] Ifølge en hypotese samler de sig i det samme område som Jupiter og Saturn, kredser derefter under forstyrrelser fra større kroppe og forbliver på den aktuelle afstand. [63] En anden mulighed: væksten af ​​kernerne af gigantiske planeter gennem "småstenstilvækst". I løbet af "småstenstilvækst" falder objekter med en diameter fra en centimeter til en meter i en spiral ned på et massivt legeme, der udsættes for modstand på grund af luftmodstand, og som et resultat akkreterer de sig. Vækst gennem stentilvækst kan være 1000 gange hurtigere end gennem planetesimal tilvækst. [64]

Efter at have fået omkring 5-10 jordmasser begynder de gigantiske planeter at samle gas fra deres omgivende skive. [1] I første omgang er dette en langsom proces, der øger kernens masse til 30 jordmasser over flere millioner år. [24] [62] Efter at have opnået tilstrækkelig masse, stiger tilvæksten mange gange, og de resterende 90 % af massen af ​​kæmpeplaneterne vinder på omkring 10.000 år. [62] Gastilvækst stopper, når disken er opbrugt. Dette sker gradvist på grund af udseendet af "spalter" i disken og spredningen af ​​disken som helhed. [29] [65] Baseret på den dominerende model er Uranus og Neptun mislykkede kerner, der begyndte at samle gas for sent, da næsten al gassen i systemet var opbrugt. Efter den hurtige tilvækst af gas begynder migrationen af ​​nydannede kæmpeplaneter og fasen med langsom tilvækst. [65] Migrationen er forårsaget af samspillet mellem planeterne i de ryddede områder og den resterende skive. Det stopper med udmattelsen af ​​disken, eller når diskens grænser er nået. Sidstnævnte tilfælde er relevant i forbindelse med de såkaldte varme Jupitere , som stopper deres migration, når de når de indre dele af planetsystemer. [65]

Kæmpeplaneter kan have en betydelig indvirkning på jordlignende planeter under dannelsesstadiet. Tilstedeværelsen af ​​giganter har en effekt på excentriciteten og hældningen (se Kozai-mekanismen ) af planetesimaler og protoplaneter i den indre region (indenfor 4 AU i tilfælde af solsystemet). [57] [60] Hvis gigantiske planeter dannes for tidligt, kan de forhindre eller stoppe tilvækst i den indre del af systemet. Hvis de dannes mod slutningen af ​​det oligarkiske stadium, som de højst sandsynligt gjorde i solsystemet, vil de påvirke protoplanetarisk blænding, hvilket gør det mere intenst [57] . Som et resultat af denne proces vil antallet af jordlignende planeter falde, og de vil blive mere massive. [66] Derudover vil systemets størrelse skrumpe, efterhånden som jordlignende verdener dannes tættere på stjernen. Indvirkningen af ​​de gigantiske planeter i solsystemet, især Jupiter , var relativt begrænset, da de var ret fjernt fra de jordlignende planeter [66] .

Området af planetsystemet, der støder op til de gigantiske planeter, vil undergå mange påvirkninger [60] . I de fleste regioner kan protoplaneternes excentricitet være så høj, at protoplaneter, der passerer tæt på gigantiske planeter, risikerer at forlade systemet [d] [57] [60] . Hvis alle protoplaneterne forlader systemet, dannes der ingen planeter i denne region. [60] Derudover er der et enormt antal små planetesimaler, fordi kæmpeplaneterne ikke kan rydde hele rummet uden hjælp fra protoplaneter. Den samlede masse af de resterende planetesimaler vil være lille, da protoplaneter, inden de forlader systemet, vil samle omkring 99% af de små himmellegemer. [57] Et sådant område ville i sidste ende ligne et asteroidebælte , som det i solsystemet, mellem 2 og 4 AU. fra solen. [57] [60]

Betydningen af ​​tilvækst

Brugen af ​​udtrykket accretion disk i forhold til en protoplanetarisk disk fører til forvirring i forståelsen af ​​planetarisk accretion. Protoplanetariske skiver omtales ofte som tilvækstskiver på grund af det faktum, at protostjerner på scenen med unge T Tauri-stjerner stadig absorberer gasser, der falder til overfladen fra de indre områder af skiven. [35] I en tilvækstskive er dette en massestrøm fra større radier til mindre. [19]

Dette skal dog ikke forveksles med planetdannende tilvækst. I denne sammenhæng refererer tilvækst til processen med sammensmeltning af afkølede, størknede støv- og ispartikler i en protostjernes bane i en protoplanetarisk skive, såvel som processerne med kollision, adhæsion og vækst, op til højenergikollisioner mellem store planetesimals . [16]

Derudover kan kæmpeplaneter selv have tilvækstskiver (i ordets oprindelige betydning) [67] . Skyer af indfanget helium og brint strækkes, ikke snoet, flades ud og aflejres på overfladen af ​​en gigantisk protoplanet , mens faste legemer inden i en sådan skive bliver til fremtidige satellitter på den gigantiske planet [68] .

Noter

1. ↑ Sammenlign dette med tætheden af ​​luftpartikler ved havoverfladen - 2,8⋅10 19  cm −3 .
2. ↑ T Tauri-stjerner er unge stjerner med en masse på mindre end 2,5 solmasser med et højt aktivitetsniveau. De er opdelt i 2 klasser: svagt udtrykte og klassiske T Tauri stjerner. [38] Sidstnævnte har en tilvækstskive og fortsætter med at absorbere varm gas, hvilket viser sig som stærke emissionslinjer i spektret. Førstnævnte har slet ikke en accretion disk. Klassiske T Tauri-stjerner kan udvikle sig til svagt udtrykte. [39]
3. ↑ Planetesimaler nær den ydre kant af det jordlignende planetområde (2,5 til 4 AU fra Solen) kan akkumulere nogle mængder is. Men sten dominerer stadig, som de gør i den ydre del af Asteroidebæltet i solsystemet. [58]
4. ↑ eller alternativt kollidere med en kæmpe stjerne eller planet

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; Chaussedon, Marc et al. Solsystemdannelse og tidlig evolution: de første 100 millioner år   // Jorden , månen og planeterne : 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 – dets oprindelse og udvikling // QJR Astr. Soc.. - 1993. - T. 34 . - S. 1-20 . — . For 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 (engelsk: Philosophical and Mineralogical Works)  (engelsk) . - 1734. - Bd. JEG.
4. ↑ Arkiveret kopi . Dato for adgang: 20. oktober 2012. Arkiveret fra originalen den 28. juli 2011. (ubestemt)
5. ↑ George H. A. Cole (2013). Planetary Science: The Science of Planets around Stars, anden udgave, Michael M. Woolfson, s. 190
6. ↑ Brester, David (1876), "More Worlds Than One: The Creed of the Philosopher and the Hope of the Christian", Chatto og windus, piccadilly, s. 153
7. ↑ Som citeret af David Brewster, "Flere verdener end én: filosoffens trosbekendelse og den kristnes håb", Faste stjerner og binære systemer. s. 233
8. ↑ Henbest, Nigel Planeternes fødsel: Jorden og dens medplaneter kan være overlevende fra en tid, hvor planeter rikochetterede rundt om Solen som kuglelejer på et flipperbord . New Scientist (1991). Hentet 18. april 2008. Arkiveret fra originalen 25. juli 2020. (ubestemt)
9. ↑ Safronov, Viktor Sergeevich. Udviklingen af ​​den protoplanetariske sky og dannelsen af ​​jorden og planeterne  (engelsk) . — Israels program for videnskabelige oversættelser, 1972. - ISBN 0-7065-1225-1 .
10. ↑ Wetherill, George W. Leonard Medal Citation for Victor Sergeevich Safronov  //  Meteoritics: journal. - 1989. - Bd. 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). Hentet 10. september 2011. Arkiveret fra originalen 12. februar 2012. (ubestemt)
12. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Andre, Philippe; Montmerle, Thierry. Fra T Tauri stjerner protostjerner: circumstellar materiale og unge stjerneobjekter i ρ Ophiuchi skyen  //  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 og levetider i unge klynger  (engelsk)  // 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-rumteleskop/nicmos-billeddannelse af diske og konvolutter omkring meget unge stjerner  (engelsk)  // The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1999. - Vol. 117 , nr. 3 . - S. 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 spektre af diske omkring T Tauri stjerner. I. Silikatemission og kornvækst  (engelsk)  // 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. Dannelse af protoplanetsystemer og mangfoldighed af planetsystemer  (engelsk)  // The Astrophysical Journal  : tidsskrift. - 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. Højopløselige simuleringer af den endelige samling af jordlignende planeter 1: terrestrisk tilvækst og 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/ > . Arkiveret 18. juni 2018 på Wayback Machine 
19. ↑ 1 2 Lynden-Bell, D.; Pringle, JE Udviklingen af ​​viskøse skiver og oprindelsen af ​​de nebulære variabler  // 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 . Hvad sætter bremserne på Madly Spinning Stars? , University of Wisconsin-Madison (31. januar 2001). Arkiveret fra originalen den 4. maj 2012. Hentet 9. april 2013.
21. ↑ Dullemond, C.; Hollenbach, D.; Camp, I.; D'Alessio, P. Modeller af strukturen og udviklingen af ​​protoplanetariske skiver // Protostjerner og planeter V / Reipurth, B.; Jewitt, D .; Keil, K. - Tucson, AZ: University of Arizona Press, 2007. - S. 555-572. — ISBN 978-0816526543 .
22. ↑ Clarke, C. The Dispersal of Disks around Young Stars // Physical Processes in Circumstellar Disks around Young Stars  (Eng.) / Garcia, P.. - Chicago, IL: University of Chicago Press , 2011. - S. 355-418 . — ISBN 9780226282282 .
23. ↑ 1 2 3 Youdin, Andrew N.; Shu, Frank N. Planetesimal dannelse ved gravitationel ustabilitet  //  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. Dannelse af gasgigantplaneter: kernetilvækstmodeller med fragmentering og planetarisk hylster  (engelsk)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 2003. - Vol. 166 , nr. 1 . - S. 46-62 . - doi : 10.1016/j.icarus.2003.08.001 . - . Arkiveret fra originalen den 12. september 2006.
25. ↑ Lissauer, JJ; Hubickyj, O.; D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. Modeller af Jupiters vækst, der inkorporerer termiske og hydrodynamiske begrænsninger  // 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, der brænder i massive kæmpeplaneter og brune dværge med lav masse, dannet af kerne-kerneformet tilvækst  //  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-masse envelope  (engelsk)  // Icarus  : journal. — Elsevier , 2014. — Vol. 241 . - S. 298-312 . - doi : 10.1016/j.icarus.2014.06.029 . — . - arXiv : 1405.7305 .
28. ↑ Papaloizou 2007 side 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. Klynger af stjernedannelse og stjernemassernes oprindelse  //  Videnskab: tidsskrift. - 2002. - Bd. 295 , nr. 5552 . - S. 68-75 . - doi : 10.1126/science.1068298 . - . — PMID 11778037 .
31. ↑ Clark, Paul C.; Bonnell, Ian A. Begyndelsen af ​​kollaps i turbulent understøttede molekylære skyer   // Mon.Not.R.Astron.Soc . : journal. - 2005. - Bd. 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 indledende betingelser for stjernedannelse i ρ Ophiuchi hovedskyen: bredfelt millimeter kontinuum kortlægning  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 1998. - Bd. 336 . - S. 150-172 . - .
33. ↑ 1 2 3 4 5 Stahler, Steven W.; Shu, Frank H.; Taam, Ronald E. Protostjernernes udvikling: II Den hydrostatiske kerne  //  The Astrophysical Journal  : tidsskrift. - IOP Publishing , 1980. - Vol. 242 . - S. 226-241 . - doi : 10.1086/158459 . - .
34. ↑ 1 2 3 4 5 Nakamoto, Taishi; Nakagawa, Yushitsugu. Dannelse, tidlig evolution og gravitationsstabilitet af protoplanetariske diske  //  The Astrophysical Journal  : tidsskrift. - IOP Publishing , 1994. - Vol. 421 . - S. 640-650 . - doi : 10.1086/173678 . - .
35. ↑ 1 2 3 4 5 6 Yorke, Harold W.; Bodenheimer, Peter. Dannelsen af ​​protostellare diske. III. Indflydelsen af ​​gravitationelt induceret vinkelmomentumtransport på diskens struktur og udseende  //  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-udstrømning fra unge stjerner: konfrontation med jet- og vindmodellerne  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2000. - Vol. 542 , nr. 2 . - S. 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 . - S. 804-825 . - doi : 10.1086/166694 . - .
38. ↑ Mohanty, Subhanjoy; Jayawardhana, Ray ; Basri, Gibor. T Tauri-fasen ned til næsten planetariske masser: Echelle-spektre af 82 stjerner med meget lav masse og brune dværge  //  The Astrophysical Journal  : tidsskrift. - 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. Præ-hovedsekvens lithiumbrænding  (engelsk)  // Astronomy and Astrophysics  : journal. - 1994. - Bd. 282 . - S. 503-517 . - . - arXiv : astro-ph/9308047 .
40. ↑ 1 2 3 Hartmann, Lee; Calvet, Nuria; Gullbring, Erik; D'Alessio, Paula. Accretion and the evolution of T Tauri disks  (engelsk)  // 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. Røntgenstråler og fluktuerende røntgenvinde fra Protostars  //  Videnskab. - 1997. - Bd. 277 , nr. 5331 . - S. 1475-1479 . - doi : 10.1126/science.277.5331.1475 . - .
42. ↑ 1 2 Muzerolle, James; Calvet, Nuria; Hartman, Lee. Emissionslinjediagnostik af T Tauri magnetosfærisk akkretion. II. Forbedrede modeltests og indsigt i tilvækstfysik  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2001. - Vol. 550 , nr. 2 . - S. 944-961 . - doi : 10.1086/319779 . - .
43. ↑ 12 Adams , Fred C.; Hollenbach, David; Laughlin, Gregory; Gorti, Uma. Fotofordampning af circumstellare diske på grund af ekstern fjern-ultraviolet stråling i stjerneaggregater  //  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 Afdække planetariske diske i NASAs Hubble-arkiv . NASA (24. april 2014). Hentet 25. april 2014. Arkiveret fra originalen 25. april 2014. (ubestemt)
45. ↑ Megeath, ST; Hartmann, L.; Luhmann, KL; Fazio, GG Spitzer/IRAC fotometri af ρ Chameleontis-foreningen  (engelsk)  // The Astrophysical Journal  : tidsskrift. - 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 behandling af interstellare støvkorn i det primitive solmiljø  //  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 tilvækstskiver: vorticitetsgenerering og vinkelmomentumtransport via den globale barokliniske ustabilitet  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2003. - Vol. 582 , nr. 2 . - s. 869-892 . - doi : 10.1086/344743 . - . - arXiv : astro-ph/0211629 .
48. ↑ ALMA kaster lys over planetdannende gasstrømme . Arkiveret fra originalen den 7. maj 2013. Hentet 10. januar 2013.
49. ↑ 1 2 Michikoshi, Shugo; Inutsuka, Shu-ichiro. En to-væske analyse af kelvin-helmholtz ustabiliteten i det støvede lag af en protoplanetarisk skive: en mulig vej mod planetesimal dannelse gennem gravitationel ustabilitet  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2006. - Vol. 641 , nr. 2 . - S. 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 . - S. 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. New Paradigms For Asteroid Formation // Asteroids IV / Michel, P.; DeMeo, F.; Bottke, W. - University of Arizona Press, 2015. - S. 471. - (Rumvidenskabsserien). - ISBN 978-0-8165-3213-1 .
53. ↑ 1 2 Boss, Alan P. Hurtig dannelse af ydre kæmpeplaneter ved diskustabilitet  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2003. - Vol. 599 , nr. 1 . - s. 577-581 . - doi : 10.1086/379163 . - .
54. ↑ Nayakshin, Sergie. Dannelse af planeter ved tidevandsnedskæring af gigantiske planetembryoner  //  Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters, Volume 408, Issue 1, pp. L36-L40: journal. - 2010. - Bd. 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 dværgdannelse ved gravitationsfragmentering af massive, udvidede protostellare skiver  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters  : journal  . - 2007. - Bd. 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. Fotofordampning af cirkumstellære skiver omkring unge stjerner  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2004. - Vol. 607 , nr. 2 . - S. 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. Sammenkædning af kollisionshistorien for det vigtigste asteroidebælte til dets dynamiske excitation og udtømning  (engelsk)  // 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. Højopløselige simuleringer af den endelige samling af jordlignende planeter 2: vandforsyning og planetarisk beboelighed  //  Astrobiology: journal. - 2007. - Bd. 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 vækst af kæmpeplaneter  (engelsk)  // 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  (engelsk)  // 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. Billedsøgning med høj kontrast efter planeter og brune dværge omkring de mest massive stjerner 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 tilvækst og gigantisk planetdannelse  (engelsk)  // Astronomy and Astrophysics  : journal. - 2007. - Bd. 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. Dannelsen af ​​Uranus og Neptun i Jupiter-Saturn-regionen i solsystemet  //  Nature : journal. - 1999. - Bd. 402 , nr. 6762 . - s. 635-638 . - doi : 10.1038/45185 . — . — PMID 10604469 .
64. ↑ Lambrechts, M.; Johansen, A. Hurtig vækst af gas-gigantiske kerner ved tilvækst af småsten  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 2012. - August ( bind 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, pp. 655. 
66. ↑ 1 2 Levison, Harold F.; Agnor, Craig. Kæmpeplaneters rolle i terrestrisk planetdannelse  (engelsk)  // 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 . - .

Links

• Bronshten V. A. Samtaler om rum og hypoteser. — M .: Nauka, 1968.

• D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. Three-Dimensional Radiation-Hydrodynamics Calculations of the Envelopes of Young Planets Embedded in Protoplanetary Disks  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2013. - Vol. 778 , nr. 1 . — S. 77 (29 s.) . - doi : 10.1088/0004-637X/778/1/77 . — . - arXiv : 1310.2211 .

Ordbøger og encyklopædier	stor kinesisk Fantastisk norsk Stor russer