Небулярная гипотеза - Nebular hypothesis

Звездообразование
LH 95.jpg
Классы объектов
Теоретические концепции

В Небулярная гипотеза является наиболее распространенной моделью в области космогония объяснить формирование и эволюция Солнечной системы (а также другие планетные системы ). Это предполагает, что Солнечная система образовалась из газа и пыли, вращающихся вокруг солнце. Теория была разработана Иммануил Кант и опубликовал в своем Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels («Универсальная естественная история и теория небес»), опубликованная в 1755 г., а затем измененная в 1796 г. Пьер Лаплас. Первоначально применялся к Солнечная система, теперь считается, что процесс формирования планетной системы происходит на всем протяжении вселенная. Широко распространенный современный вариант теории туманностей - это модель диска солнечной туманности (SNDM) или модель солнечной туманности.[1] Он предлагал объяснения множества свойств Солнечной системы, включая почти круговые и компланарные орбиты планет и их движение в том же направлении, что и вращение Солнца. Некоторые элементы первоначальной теории туманностей нашли отражение в современных теориях формирования планет, но большинство элементов было заменено.

Согласно теории туманностей, звезды образуются в массивных и плотных облаках молекулярный водород —гигантские молекулярные облака (GMC). Эти облака гравитационно нестабильны, и материя сливается в них в более мелкие более плотные сгустки, которые затем вращаются, коллапсируют и образуют звезды. Звездообразование - сложный процесс, при котором всегда образуется газообразное вещество. протопланетный диск (поддержанный ) вокруг молодой звезды. Это может привести к рождению планет при определенных обстоятельствах, которые малоизвестны. Таким образом, образование планетных систем считается естественным результатом звездообразования. Для формирования звезды типа Солнца обычно требуется приблизительно 1 миллион лет, а протопланетный диск превращается в планетную систему в течение следующих 10–100 миллионов лет.[2]

Протопланетный диск - это аккреционный диск что питает центральную звезду. Сначала диск очень горячий, позже он остывает в так называемом Т Тельца звезда сцена; здесь образование малых пыль зерна из горные породы и возможен лед. Зерна со временем могут свернуться в километровый размер. планетезимали. Если диск достаточно массивен, начинается неконтролируемая аккреция, приводящая к быстрому - от 100 000 до 300 000 лет - формированию Луны до размера Марса. планетарные эмбрионы. Рядом со звездой планетарные зародыши проходят стадию бурного слияния, в результате чего образуется несколько планеты земной группы. Последняя стадия длится примерно от 100 миллионов до миллиарда лет.[2]

Формирование планеты-гиганты это более сложный процесс. Считается, что это происходит за пределами линия мороза, где планетные зародыши в основном состоят из различных видов льда. В результате они в несколько раз массивнее, чем во внутренней части протопланетного диска. Что происходит после формирования эмбриона, до конца не ясно. Некоторые эмбрионы продолжают расти и в конечном итоге достигают 5–10 Земные массы - пороговое значение, необходимое для начала наращивания водород –гелий газ с диска.[3] Накопление газа ядром первоначально представляет собой медленный процесс, который продолжается несколько миллионов лет, но после того, как формирующаяся протопланета достигает массы около 30 масс Земли (M⊕ ) он ускоряется и движется неуправляемо. Юпитер - и Сатурн -подобные планеты, как полагают, аккумулируют основную массу своей массы всего за 10 000 лет. При исчерпании газа аккреция прекращается. Образовавшиеся планеты могут перемещаться на большие расстояния во время или после своего образования. Ледяные гиганты Такие как Уран и Нептун считаются неисправными сердечниками, которые сформировались слишком поздно, когда диск почти исчез.[2]

История

Основная статья: История образования Солнечной системы и гипотезы эволюции

Есть свидетельства того, что Эмануэль Сведенборг Впервые предложил части теории туманностей в 1734 году.[4][5] Иммануил Кант, знакомый с работами Сведенборга, развил теорию в 1755 г., опубликовав свой собственный Универсальная естественная история и теория небес, в котором он утверждал, что газовые облака (туманности ) медленно вращаются, постепенно разрушаются и сплющиваются из-за сила тяжести, в конечном итоге формируя звезды и планеты.[1]

Пьер-Симон Лаплас самостоятельно разработал и предложил аналогичную модель в 1796 г.[1] в его Exposition du systeme du monde. Он предположил, что Солнце изначально имело протяженную горячую атмосферу во всем объеме Солнечной системы. Его теория описывала сжимающееся и остывающее протосолнечное облако - протосолнечную туманность. По мере того, как он охлаждается и сжимается, он сплющивается и вращается более быстро, отбрасывая (или сбрасывая) серию газообразных колец материала; и, по его словам, планеты сконцентрировались из этого материала. Его модель была похожа на модель Канта, за исключением более подробной и меньшего масштаба.[1] Хотя в XIX веке доминировала лапласианская модель туманности, она столкнулась с рядом трудностей. Основная проблема угловой момент распределение между Солнцем и планетами. У планет есть 99% углового момента, и этот факт нельзя объяснить с помощью модели туманности.[1] В результате астрономы в значительной степени отказались от этой теории образования планет в начале 20 века.

Основная критика пришла в 19 веке от Джеймс Клерк Максвелл (1831–1879), который утверждал, что различное вращение между внутренней и внешней частями кольца не допускал конденсации материала.[6] Астроном Сэр Дэвид Брюстер также отверг Лапласа, написав в 1876 году, что «те, кто верит в теорию туманностей, считают несомненным, что наша Земля получила твердое вещество и атмосферу из кольца, брошенного из солнечной атмосферы, которое впоследствии сжалось в твердую водную сферу, из которой Луна была сброшена тем же самым процессом ». Он утверждал, что с такой точки зрения «Луна обязательно должна унести воду и воздух из водной и воздушной частей Земли и должна иметь атмосферу».[7] Брюстер утверждал, что Сэр Исаак Ньютон Религиозные верования России ранее считали туманные идеи склонными к атеизму и цитировали его высказывания о том, что «рост новых систем из старых без посредничества Божественной силы казался ему явно абсурдным».[8]

Выявленные недостатки лапласовской модели побудили ученых найти ей замену. В течение 20-го века многие теории рассматривали эту проблему, в том числе теория планетезималей из Томас Чемберлин и Форест Моултон (1901 г.) приливная модель из Джеймс Джинс (1917 г.) модель аккреции из Отто Шмидт (1944), теория протопланет из Уильям МакКри (1960) и, наконец, теория захвата из Майкл Вулфсон.[1] В 1978 г. Эндрю Прентис возродил первоначальные лапласианские идеи о формировании планет и развил современная лапласианская теория.[1] Ни одна из этих попыток не оказалась полностью успешной, и многие из предложенных теорий были описательными.

Рождение современной общепринятой теории формирования планет - модели диска солнечной туманности (SNDM) - можно отнести к советскому астроному. Виктор Сафронов.[9] Его книга 1969 года Эволюция протопланетного облака и формирование Земли и планет,[10] который был переведен на английский язык в 1972 году, оказал долгосрочное влияние на то, как ученые думают о формировании планет.[11] В этой книге сформулированы практически все основные проблемы процесса планетарного образования и некоторые из них решены. Идеи Сафронова получили дальнейшее развитие в работах Джордж Уэзерилл, кто открыл убегающая аккреция.[1] Первоначально применялся только к Солнечная система теоретики впоследствии считали, что SNDM действует по всей Вселенной; по состоянию на 1 декабря 2020 года астрономы обнаружили 4379 внесолнечные планеты в нашем галактика.[12]

Модель солнечной туманности: достижения и проблемы

Достижения

Более подробно пыльные диски, окружающие близлежащие молодые звезды.[13]

Процесс звездообразования естественным образом приводит к появлению аккреционные диски вокруг молодых звездных объектов.[14] В возрасте около 1 миллиона лет такие диски могут быть у 100% звезд.[15] Этот вывод подтверждается открытием газовых и пыльных дисков вокруг протозвезды и Звезды Т Тельца а также по теоретическим соображениям.[16] Наблюдения за этими дисками показывают, что пыль зерна внутри них увеличиваются в размерах за короткие (тысячелетние) масштабы времени, производя частицы размером 1 сантиметр.[17]

Процесс аккреции, в результате которого 1 км планетезимали превращаются в тела размером 1000 км, теперь это хорошо понятно.[18] Этот процесс развивается внутри любого диска, где плотность планетезималей достаточно высока, и протекает безудержно. Позже рост замедляется и продолжается по мере роста олигархов. Конечный результат - формирование планетарные эмбрионы разного размера, который зависит от расстояния до звезды.[18] Различные симуляции показали, что слияние эмбрионов во внутренней части протопланетного диска приводит к образованию нескольких тел размером с Землю. Таким образом, происхождение планеты земной группы сейчас считается почти решенной проблемой.[19]

Текущие проблемы

Физика аккреционных дисков сталкивается с некоторыми проблемами.[20] Самый важный из них - как материал, накапливаемый протозвездой, теряет свою угловой момент. Одно возможное объяснение, предложенное Ханнес Альфвен был тот угловой момент, который был сброшен солнечным ветром во время его Т Тельца звезда фаза. Импульс передается к внешним частям диска за счет вязких напряжений.[21] Вязкость создается макроскопической турбулентностью, но точный механизм, который вызывает эту турбулентность, не совсем понятен. Другой возможный процесс потери углового момента - это магнитное торможение, где вращение звезды передается в окружающий диск через магнитное поле звезды.[22] Основными процессами, ответственными за исчезновение газа в дисках, являются вязкая диффузия и фотоиспарение.[23][24]

Множественная звездная система AS 205.[25]

Образование планетезималей - самая большая нерешенная проблема в модели небулярного диска. Как частицы размером 1 см сливаются в планетезимали размером 1 км, остается загадкой. Этот механизм, по-видимому, является ключом к вопросу о том, почему у одних звезд есть планеты, в то время как у других вокруг ничего нет, даже ремни для пыли.[26]

Шкала времени формирования планеты-гиганты тоже важная проблема. Старые теории не могли объяснить, как их ядра могли формироваться достаточно быстро, чтобы накапливать значительное количество газа из быстро исчезающего протопланетного диска.[18][27] Средний срок службы дисков менее десяти миллионов (107) лет, оказалось короче времени, необходимого для формирования ядра.[15] В решении этой проблемы был достигнут большой прогресс, и современные модели образования планет-гигантов теперь могут формироваться. Юпитер (или более массивных планет) примерно через 4 миллиона лет или меньше, что находится в пределах среднего срока жизни газовых дисков.[28][29][30]

Еще одна потенциальная проблема образования гигантских планет - это их орбитальная миграция. Некоторые расчеты показывают, что взаимодействие с диском может вызвать быструю внутреннюю миграцию, которая, если ее не остановить, приведет к тому, что планета достигнет «центральных регионов, все еще как суб-Джовиан объект."[31] Более поздние расчеты показывают, что эволюция диска во время миграции может уменьшить эту проблему.[32]

Формирование звезд и протопланетных дисков

Протостары

Основная статья: Протостар
Виды видимого света (слева) и инфракрасного (справа) изображения Трехраздельная туманность - гигантское звездообразующее облако из газа и пыли, находящееся на расстоянии 5400 световых лет в созвездии Стрельца.

Звезды Считается, что образуются внутри гигантские облака холода молекулярный водород —гигантские молекулярные облака примерно в 300000 раз больше массы Солнца (M☉ ) и 20парсек в диаметре.[2][33] За миллионы лет гигантские молекулярные облака склонны к крах и фрагментация.[34] Затем эти фрагменты образуют маленькие плотные ядра, которые, в свою очередь, превращаются в звезды.[33] Ядра имеют массу от доли до нескольких масс Солнца и называются протозвездными (протосолнечными) туманностями.[2] Они имеют диаметр 0,01–0,1 пк (2 000–20 000 а.е.) и плотность числа частиц примерно от 10 000 до 100 000 см−3.[а][33][35]

Первоначальный коллапс протозвездной туманности с солнечной массой занимает около 100000 лет.[2][33] Каждая туманность начинается с определенного количества угловой момент. Газ в центральной части туманности с относительно низким угловым моментом быстро сжимается и образует горячий гидростатический (не сжимающееся) ядро, содержащее небольшую часть массы исходной туманности.[36] Это ядро ​​формирует зерно того, что станет звездой.[2][36] По мере продолжения коллапса сохранение углового момента означает, что вращение падающей оболочки ускоряется,[37][38] что в значительной степени предотвращает прямое попадание газа срастание на центральное ядро. Вместо этого газ вынужден распространяться наружу около своей экваториальной плоскости, образуя диск, который, в свою очередь, срастается с ядром.[2][37][38] Ядро постепенно увеличивается в массе, пока не станет молодой горячей. протозвезда.[36] На этом этапе протозвезда и ее диск сильно скрыты падающей оболочкой и не наблюдаются напрямую.[14] На самом деле оставшийся конверт непрозрачность настолько высок, что даже миллиметровая волна радиация не может выйти изнутри.[2][14] Такие объекты наблюдаются как очень яркие конденсации, излучающие в основном миллиметровые волны и субмиллиметровая волна радиация.[35] Они классифицируются как протозвезды спектрального класса 0.[14] Коллапс часто сопровождается биполярные оттоки —струи - которые исходят вращающийся ось предполагаемого диска. Джеты часто наблюдаются в областях звездообразования (см. Объекты Хербига – Аро (HH) ).[39] Светимость протозвезд класса 0 высока - протозвезда с солнечной массой может излучать до 100 солнечных светимостей.[14] Источником этой энергии является гравитационный коллапс, поскольку их ядра еще не достаточно горячие, чтобы начать термоядерная реакция.[36][40]

Инфракрасное изображение молекулярного истечения от иначе скрытой новорожденной звезды HH 46/47

По мере того, как его материал попадает на диск, оболочка в конечном итоге становится тонкой и прозрачной, и молодой звездный объект (YSO) становится наблюдаемым, первоначально в дальний инфракрасный свет, а затем в видимом.[35] Примерно в это время протозвезда начинает предохранитель дейтерий. Если протозвезда достаточно массивна (более 80 масс Юпитера (MJ )) следует синтез водорода. В противном случае, если его масса слишком мала, объект становится коричневый карлик.[40] Рождение новой звезды происходит примерно через 100 000 лет после начала коллапса.[2] Объекты на этом этапе известны как протозвезды класса I,[14] которых еще называют молодыми Звезды Т Тельца, эволюционировавшие протозвезды или молодые звездные объекты.[14] К этому времени формирующаяся звезда уже нарастила значительную часть своей массы: полная масса диска и оставшейся оболочки не превышает 10–20% от массы центрального YSO.[35]

На следующем этапе оболочка полностью исчезает, будучи собранной диском, и протозвезда становится классической звездой типа Т Тельца.[b] Это происходит примерно через 1 миллион лет.[2] Масса диска вокруг классической звезды Т Тельца составляет около 1–3% от массы звезды, и он аккрецируется со скоростью 10−7 до 10−9 M☉ в год.[43] Также обычно присутствует пара биполярных форсунок.[44] Аккреция объясняет все особые свойства классических звезд Т Тельца: сильная поток в эмиссионные линии (до 100% от собственного яркость звезды), магнитный Мероприятия, фотометрический изменчивость и струи.[45] Эмиссионные линии на самом деле формируются, когда аккрецированный газ ударяется о «поверхность» звезды, что происходит вокруг звезды. магнитные полюса.[45] Джеты - это побочные продукты аккреции: они уносят излишний угловой момент. Классическая стадия Т Тельца длится около 10 миллионов лет.[2] Диск в конечном итоге исчезает из-за аккреции на центральную звезду, образования планеты, выброса струями и фотоиспарение УФ-излучением центральной звезды и ближайших звезд.[46] В результате юная звезда становится слабо облицованная звезда Т Тельца, которая медленно, за сотни миллионов лет, превращается в обычную звезду, подобную Солнцу.[36]

Протопланетные диски

Смотрите также: Протопланетный диск и планетезимальный
Диски для мусора обнаружен в HST архивные изображения юных звезд, HD 141943 и HD 191089, используя улучшенные процессы визуализации (24 апреля 2014 г.).[47]

При определенных обстоятельствах диск, который теперь можно назвать протопланетным, может породить планетная система.[2] Протопланетные диски наблюдались вокруг очень большой доли звезд у молодых звездные скопления.[15][48] Они существуют с начала звездообразования, но на самых ранних стадиях не наблюдаются из-за непрозрачность окружающего конверта.[14] Диск класса 0 протозвезда считается массивным и горячим. Это аккреционный диск, который питает центральную протозвезду.[37][38] Температура легко может превышать 400K внутри 5 а.е. и 1000 К внутри 1 а.е.[49] Нагрев диска в первую очередь вызван вязкий рассеяние из турбулентность в нем и из-за падения газа из туманности.[37][38] Высота температура во внутреннем диске вызывает большую часть летучий материал - вода, органические вещества и некоторые горные породы испариться, оставив только самое огнеупорный такие элементы как утюг. Лед может выжить только во внешней части диска.[49]

Протопланетный диск, формирующийся в Туманность Ориона

Основная проблема физики аккреционных дисков - это генерация турбулентности и механизм, ответственный за высокий эффективная вязкость.[2] Считается, что турбулентная вязкость отвечает за транспорт массы к центральной протозвезде и импульса к периферии диска. Это жизненно важно для аккреции, потому что газ может быть аккрецирован центральной протозвездой, только если она потеряет большую часть своего углового момента, который должен быть унесен небольшой частью газа, дрейфующей наружу.[37][50] Результатом этого процесса является рост как протозвезды, так и диска. радиус, который может достигать 1000 а.е., если начальный угловой момент туманности достаточно велик.[38] Большие диски обычно наблюдаются во многих областях звездообразования, таких как Туманность Ориона.[16]

Впечатление художника от диска и газовых потоков вокруг молодой звезды HD 142527.[51]

Срок службы аккреционных дисков составляет около 10 миллионов лет.[15] К тому времени, когда звезда достигает классической стадии Т-Тельца, диск становится тоньше и остывает.[43] Менее летучие материалы начинают конденсировать вблизи его центра, образуя пылинки размером 0,1–1 мкм, содержащие кристаллический силикаты.[17] При транспортировке материала с внешнего диска эти вновь образованные пылинки с изначальный те, которые содержат органические вещества и другие летучие вещества. Это смешение может объяснить некоторые особенности в составе тел Солнечной системы, такие как наличие межзвездный зерна в первобытном метеориты и тугоплавкие включения в кометах.[49]

Разные формирование планеты процессы, в том числе экзокометы и другие планетезимали, около Beta Pictoris, очень молодой тип V звезда (НАСА концепция художника).

Частицы пыли имеют тенденцию прилипать друг к другу в плотной среде диска, что приводит к образованию более крупных частиц размером до нескольких сантиметров.[52] Подписи обработки пыли и коагуляция наблюдаются в инфракрасных спектрах молодых дисков.[17] Дальнейшая агрегация может привести к образованию планетезимали размером 1 км и более, которые являются строительными блоками планеты.[2][52] Планетезимальное образование - еще одна нерешенная проблема физики диска, так как простое прилипание становится неэффективным по мере того, как частицы пыли становятся больше.[26]

Одна из гипотез - формирование гравитационная нестабильность. Частицы размером несколько сантиметров и более медленно оседают около средней плоскости диска, образуя очень тонкий - менее 100 км - плотный слой. Этот слой гравитационно нестабилен и может распадаться на многочисленные сгустки, которые в свою очередь схлопываются в планетезимали.[2][26] Однако разные скорости газового диска и твердых тел вблизи средней плоскости могут создавать турбулентность, которая не позволяет слою стать достаточно тонким для фрагментации из-за гравитационной нестабильности.[53] Это может ограничить образование планетезималей из-за гравитационной нестабильности определенными участками диска, где концентрация твердых частиц повышена.[54]

Другой возможный механизм образования планетезималей - это потоковая нестабильность в котором сопротивление, ощущаемое частицами, движущимися по орбите в газе, создает эффект обратной связи, вызывающий рост локальных концентраций. Эти локальные концентрации отталкивают газ, создавая область, где встречный ветер, ощущаемый частицами, меньше. Таким образом, концентрация может двигаться по орбите быстрее и подвергаться меньшему радиальному дрейфу. Изолированные частицы присоединяются к этим концентрациям по мере того, как они догоняют или дрейфуют внутрь, вызывая их увеличение в массе. В конечном итоге эти концентрации образуют массивные волокна, которые фрагментируются и подвергаются гравитационному коллапсу, образуя планетезимали размером с более крупные астероиды.[55]

Формирование планет также может быть вызвано гравитационной нестабильностью внутри самого диска, что приводит к его фрагментации на сгустки. Некоторые из них, если они достаточно плотные, будут крах,[50] что может привести к быстрому образованию газовый гигант планеты и даже коричневые карлики в масштабе времени 1000 лет.[56] Если эти сгустки мигрируют внутрь по мере коллапса, приливные силы от звезды могут привести к значительному потеря массы оставляя позади меньшее тело.[57] Однако это возможно только в массивных дисках - более массивных, чем 0,3.M☉. Для сравнения: типичные массы диска 0,01–0,03M☉. Поскольку массивные диски встречаются редко, этот механизм формирования планет считается нечастым.[2][20] С другой стороны, этот механизм может играть важную роль в формировании коричневые карлики.[58]

Столкновение астероидов - построение планет (авторская концепция).

Максимальный рассеяние протопланетных дисков запускается рядом различных механизмов. Внутренняя часть диска либо аккрецирована звездой, либо выброшена звездой. биполярные форсунки,[43][44] тогда как внешняя часть может испариться под мощной звездой УФ радиация во время стадии Т Тельца[59] или близлежащими звездами.[46] Газ в центральной части может либо аккрецироваться, либо выбрасываться растущими планетами, в то время как мелкие частицы пыли выбрасываются радиационное давление центральной звезды. В конце концов, остается либо планетная система, остаток пылевого диска без планет, либо ничего, если планетезимали не смогли сформироваться.[2]

Поскольку планетезималей очень много и они разбросаны по протопланетному диску, некоторые из них выживают при формировании планетной системы. Астероиды понимаются как оставшиеся планетезимали, постепенно измельчающие друг друга на все меньшие и меньшие кусочки, в то время как кометы обычно являются планетезимали из дальних уголков планетной системы. Метеориты - это образцы планетезималей, которые достигают поверхности планеты и предоставляют много информации о формировании Солнечной системы. Метеориты примитивного типа представляют собой обломки раздробленных маломассивных планетезималей, в которых нет теплового дифференциация произошел, в то время как метеориты обработанного типа представляют собой куски от разрушенных массивных планетезималей.[60] Межзвездные объекты могли быть захвачены и стать частью молодой Солнечной системы.[61]

Формирование планет

Скалистые планеты

Согласно модели солнечного небулярного диска, скалистые планеты образуются во внутренней части протопланетного диска, внутри линия мороза, где температура достаточно высока, чтобы предотвратить конденсацию водяного льда и других веществ в зерна.[62] Это приводит к коагуляции чисто каменистых зерен, а затем к образованию каменистых планетезималей.[c][62] Считается, что такие условия существуют во внутренней части диска солнечной звезды, составляющей 3–4 а.е.[2]

После того, как маленькие планетезимали - около 1 км в диаметре - так или иначе сформировались, убегающая аккреция начинается.[18] Это называется убеганием, потому что скорость роста массы пропорциональна р4~ M4/3, где R и M - радиус и масса растущего тела соответственно.[63] Удельный (деленный на массу) рост ускоряется с увеличением массы. Это приводит к преимущественному росту более крупных тел за счет более мелких.[18] Ускользающая аккреция длится от 10 000 до 100 000 лет и заканчивается, когда самые большие тела превышают примерно 1000 км в диаметре.[18] Замедление аккреции вызвано гравитационными возмущениями крупных тел на остальных планетезималях.[18][63] Кроме того, влияние более крупных тел останавливает дальнейший рост более мелких тел.[18]

Следующий этап называется олигархический рост.[18] Для него характерно доминирование нескольких сотен крупнейших тел - олигархов, которые продолжают медленно срастаться планетезималей.[18] Ни одно тело, кроме олигархов, не может расти.[63] На этом этапе скорость аккреции пропорциональна R2, который выводится из геометрического поперечное сечение олигарха.[63] Удельная скорость аккреции пропорциональна M−1/3; и она уменьшается с массой тела. Это позволяет более мелким олигархам догнать более крупных. Олигархов держат на расстоянии около 10 · Hр (ЧАСр=а (1-е) (М / 3Мs)1/3 это Радиус холма, где a - большая полуось, e - орбитальный эксцентриситет, И мs - масса центральной звезды) друг от друга за счет влияния остальных планетезималей.[18] Их эксцентриситет и наклон орбиты остаются небольшими. Олигархи продолжают срастаться до тех пор, пока планетезимали не исчерпываются в диске вокруг них.[18] Иногда сливаются соседние олигархи. Конечная масса олигарха зависит от расстояния до звезды и поверхностной плотности планетезималей и называется изолированной массой.[63] Для каменистых планет - до 0,1M⊕, или один Марс масса.[2] Конечным результатом олигархической стадии является образование около 100 Луна - планетным эмбрионам размером с Марс, равномерно расположенным на расстоянии около 10 · Hр.[19] Считается, что они находятся внутри промежутков в диске и разделены кольцами оставшихся планетезималей. Считается, что этот этап длится несколько сотен тысяч лет.[2][18]

Последний этап формирования скалистой планеты - это этап слияния.[2] Он начинается, когда остается лишь небольшое количество планетезималей, а эмбрионы становятся достаточно массивными, чтобы беспокоить друг друга, что приводит к изменению их орбит. хаотичный.[19] На этой стадии эмбрионы вытесняют оставшиеся планетезимали и сталкиваются друг с другом. Результатом этого процесса, который длится от 10 до 100 миллионов лет, является образование ограниченного числа тел размером с Землю. Моделирование показывает, что количество выживших планет составляет в среднем от 2 до 5.[2][19][60][64] В Солнечной системе они могут быть представлены Землей и Венера.[19] Для образования обеих планет потребовалось слияние примерно 10–20 зародышей, при этом равное количество их было выброшено за пределы Солнечной системы.[60] Некоторые из эмбрионов, возникшие в пояс астероидов, как полагают, принесли воду на Землю.[62] Марс и Меркурий можно рассматривать как оставшиеся эмбрионы, пережившие это соперничество.[60] Скалистые планеты, которым удалось слиться, в конечном итоге переходят на более или менее стабильные орбиты, что объясняет, почему планетные системы обычно заполнены до предела; или, другими словами, почему они всегда оказываются на грани нестабильности.[19]

Планеты-гиганты

Пылевой диск вокруг Фомальгаут - ярчайшая звезда в созвездии Австрийского Рыб. Асимметрия диска может быть вызвана планетой-гигантом (или планетами), вращающимися вокруг звезды.

Формирование планеты-гиганты острая проблема в планетарные науки.[20] В рамках модели солнечной туманности существуют две теории их образования. Первый - это модель нестабильности диска, где планеты-гиганты образуются в массивных протопланетных дисках в результате его гравитационный фрагментация (см. выше).[56] Вторая возможность - это модель аккреции керна, который также известен как модель зародышевой нестабильности.[20][32] Последний сценарий считается наиболее многообещающим, поскольку он может объяснить образование планет-гигантов в дисках с относительно малой массой (менее 0,1M☉).[32] В этой модели формирование планеты-гиганта делится на два этапа: а) аккреция ядра примерно 10M⊕ б) аккреция газа от протопланетного диска.[2][20][65] Любой метод также может привести к созданию коричневые карлики.[29][66] Поиски, проведенные в 2011 году, показали, что аккреция ядра, вероятно, является доминирующим механизмом формирования.[66]

Считается, что формирование ядра гигантской планеты происходит примерно так же, как и формирование планет земной группы.[18] Он начинается с планетезималей, которые стремительно растут, а затем следует более медленная олигархическая стадия.[63] Гипотезы не предсказывают стадию слияния из-за низкой вероятности столкновения планетарных зародышей во внешней части планетных систем.[63] Дополнительным отличием является состав планетезимали, которые в случае планет-гигантов образуются за пределами так называемого линия мороза и состоят в основном из льда - соотношение льда и породы составляет примерно 4: 1.[27] Это увеличивает массу планетезималей в четыре раза. Однако туманность с минимальной массой, способная к образованию планет земной группы, может образовать только 1–2M⊕ ядра на расстоянии от Юпитера (5 а.е.) в течение 10 миллионов лет.[63] Последнее число представляет собой среднее время жизни газовых дисков вокруг звезд типа Солнца.[15] Предлагаемые решения включают увеличение массы диска - достаточно десятикратного увеличения;[63] миграция протопланет, которая позволяет эмбриону увеличивать количество планетезималей;[27] и, наконец, усиление аккреции за счет сопротивление газа в газовых оболочках эмбрионов.[27][30][67] Некоторая комбинация вышеупомянутых идей может объяснить образование ядер планет газовых гигантов, таких как Юпитер и возможно даже Сатурн.[20] Формирование планет вроде Уран и Нептун более проблематичен, поскольку ни одна теория не могла обеспечить образование их ядер in situ на расстоянии 20–30 а.е. от центральной звезды.[2] Одна из гипотез состоит в том, что сначала они аккрецировались в области Юпитер-Сатурн, затем были рассеяны и мигрировали в свое нынешнее местоположение.[68] Еще одно возможное решение - рост ядер планет-гигантов за счет насыпь гальки. При нарастании гальки объекты диаметром от одного сантиметра до метра, падающие на массивное тело, достаточно замедляются за счет сопротивления газа, чтобы они спирали к нему и аккрецировались. Рост за счет аккреции гальки может быть в 1000 раз быстрее, чем за счет аккреции планетезималей.[69]

Как только ядра наберут достаточную массу (5–10M⊕), они начинают собирать газ из окружающего диска.[2] Изначально это медленный процесс, увеличение массы ядра до 30M⊕ через несколько миллионов лет.[27][67] После этого скорость аккреции резко возрастает, и оставшиеся 90% массы накапливаются примерно за 10 000 лет.[67] Нарастание газа прекращается, когда заканчивается запас с диска.[65] Это происходит постепенно из-за образования разрыва плотности в протопланетном диске и рассеивания диска.[32][70] В этой модели ледяные гиганты - Уран и Нептун - являются разрушенными ядрами, которые начали аккрецию газа слишком поздно, когда почти весь газ уже исчез. Стадия после аккреции убегающего газа характеризуется миграцией вновь образованных планет-гигантов и продолжающейся медленной аккрецией газа.[70] Миграция вызвана взаимодействием планеты, находящейся в промежутке, с оставшимся диском. Он останавливается, когда протопланетный диск исчезает или когда достигается конец диска. Последний случай соответствует так называемому горячие юпитеры, которые, вероятно, остановили свою миграцию, когда достигли внутренней дыры в протопланетном диске.[70]

В концепции этого художника планета вращается через просвет (щель) в пыльном, формирующем планету диске соседней звезды.

Планеты-гиганты могут существенно влиять на планета земного типа формирование. Присутствие гигантов имеет тенденцию к увеличению эксцентриситет и наклонности (видеть Механизм Козай ) планетезималей и эмбрионов в области планет земной группы (внутри 4 а.е. в Солнечной системе).[60][64] Если планеты-гиганты образуются слишком рано, они могут замедлить или предотвратить аккрецию внутренних планет. Если они сформируются ближе к концу олигархической стадии, как считается, что произошло в Солнечной системе, они будут влиять на слияние планетарных эмбрионов, делая их более жестокими.[60] В результате количество планет земной группы уменьшится, и они станут более массивными.[71] Кроме того, размеры системы уменьшатся, потому что планеты земной группы будут формироваться ближе к центральной звезде. Влияние планет-гигантов в Солнечной системе, особенно Юпитер, считается ограниченным, поскольку они относительно удалены от планет земной группы.[71]

На область планетной системы, прилегающую к планетам-гигантам, повлияет другое влияние.[64] В такой области эксцентриситет эмбрионов может стать настолько большим, что эмбрионы проходят близко к планете-гиганту, что может привести к их выбросу из системы.[d][60][64] Если удалить все зародыши, в этом регионе не образуется никаких планет.[64] Дополнительным последствием является то, что останется огромное количество маленьких планетезималей, потому что планеты-гиганты неспособны очистить их все без помощи эмбрионов. Общая масса оставшихся планетезималей будет небольшой, потому что совокупное действие эмбрионов перед их выбросом и планетами-гигантами все еще достаточно сильное, чтобы удалить 99% маленьких тел.[60] Такой регион в конечном итоге превратится в пояс астероидов, являющийся полным аналогом пояса астероидов в Солнечной системе, расположенного на расстоянии от 2 до 4 а.е. от Солнца.[60][64]

Экзопланеты

За последние двадцать лет были идентифицированы тысячи экзопланет. Орбиты многих из этих планет и систем планет значительно отличаются от планет Солнечной системы. Обнаруженные экзопланеты включают горячие юпитеры, теплые юпитеры, суперземли и системы плотно упакованных внутренних планет.

Считается, что горячие и теплые юпитеры мигрировали на свои нынешние орбиты во время или после своего формирования. Был предложен ряд возможных механизмов этой миграции. Миграция типа I или типа II может плавно уменьшить большую полуось орбиты планеты, что приведет к появлению теплого или горячего Юпитера. Гравитационное рассеяние другими планетами на эксцентрических орбитах с перигелием около звезды с последующей циркуляризацией ее орбиты из-за приливных взаимодействий со звездой может оставить планету на близкой орбите. Если присутствовала массивная планета-компаньон или звезда на наклонной орбите, то обмен наклона на эксцентриситет через механизм Козая, повышающий эксцентриситет и понижающий перигелий с последующей циркуляризацией, также может привести к закрытию орбиты. Многие из планет размером с Юпитер имеют эксцентрические орбиты, что может указывать на гравитационные столкновения между планетами, хотя миграция в резонансе также может вызывать эксцентриситет.[72] Также был предложен рост горячих юпитеров на орбите близких по орбите суперземлей. Ядра в этой гипотезе могли образоваться локально или на большем расстоянии и мигрировать близко к звезде.[73]

Считается, что суперземли и другие планеты, вращающиеся по близкой орбите, либо сформировались на месте, либо мигрировали внутрь из своего первоначального местоположения. Формирование на месте близко вращающихся суперземель потребует массивного диска, миграции планетарных зародышей с последующими столкновениями и слияниями или радиального дрейфа мелких твердых тел из более отдаленных частей диска. Миграция суперземель или эмбрионов, которые столкнулись, чтобы сформировать их, вероятно, была Типа I из-за их меньшей массы. Резонансные орбиты некоторых систем экзопланет указывают на то, что в этих системах произошла некоторая миграция, в то время как расстояние между орбитами во многих других системах, не находящихся в резонансе, указывает на то, что в этих системах, вероятно, возникла нестабильность после диссипации газового диска. Отсутствие суперземли и планет, вращающихся по орбите, в Солнечной системе может быть связано с предыдущим образованием Юпитера, блокирующим их внутреннюю миграцию.[74]

Количество газа, которое получает супер-Земля, образовавшаяся на месте, может зависеть от того, когда планетарные зародыши слились из-за гигантских ударов относительно рассеяния газового диска. Если слияние происходит после того, как газовый диск рассеивается, могут образоваться планеты земной группы, если в переходном диске может образоваться суперземля с газовой оболочкой, содержащей несколько процентов ее массы. Если слияние произойдет слишком рано, может произойти неконтролируемая аккреция газа, что приведет к образованию газового гиганта. Слияния начинаются, когда динамическое трение из-за газового диска становится недостаточным для предотвращения столкновений - процесс, который начнется раньше в диске с более высокой металличностью.[75] В качестве альтернативы нарастание газа может быть ограничено из-за того, что оболочки не находятся в гидростатическом равновесии, вместо этого газ может течь через оболочку, замедляя ее рост и задерживая начало нарастания неконтролируемого газа до тех пор, пока масса ядра не достигнет 15 масс Земли.[76]

Значение нарастание

Использование термина "аккреционный диск " для протопланетный диск приводит к путанице по поводу планетарная аккреция Протопланетный диск иногда называют аккреционным диском, потому что в то время как молодой Т Тельца -подобная протозвезда все еще сжимается, газообразный материал все еще может падать на нее, накапливаясь на ее поверхности с внутреннего края диска.[38] В аккреционном диске есть чистый поток массы от больших радиусов к меньшим радиусам.[21]

Однако это значение не следует путать с процессом аккреции, формирующим планеты. В этом контексте аккреция относится к процессу охлаждения, затвердевания частиц пыли и льда, движущихся по орбите. протозвезда в протопланетном диске, сталкиваясь, слипаясь и постепенно увеличиваясь, вплоть до столкновений высоких энергий между значительными планетезимали.[18]

В дополнение планеты-гиганты вероятно, имел собственные аккреционные диски в первом значении этого слова.[77] Облака захваченного водорода и гелия сжимались, раскручивались, сжимались и осаждали газ на поверхности каждого гиганта. протопланета, в то время как твердые тела внутри этого диска аккрецировались в обычные луны планеты-гиганта.[78]

Смотрите также

Примечания

  1. ^ Сравните это с плотностью частиц в воздухе на уровне моря -2.8×1019 см−3.
  2. ^ Звезды типа Т Тельца - молодые звезды с массой менее 2,5.M☉ демонстрируя повышенный уровень активности. Они делятся на два класса: слабослойные и классические звезды Т Тельца.[41] Последние имеют аккреционные диски и продолжают аккрецию горячего газа, что проявляется в их спектре сильными эмиссионными линиями. Первые не имеют аккреционных дисков. Классические звезды Т Тельца эволюционируют в звезды Т Тельца со слабыми линиями.[42]
  3. ^ В планетезимали около внешнего края области земной планеты - от 2,5 до 4 а.е. от Солнца - может накапливаться некоторое количество льда. Однако камни все равно будут доминировать, как в внешний основной пояс в Солнечной системе.[62]
  4. ^ Как вариант, они могут столкнуться с центральной звездой или планетой-гигантом.

Рекомендации

  1. ^ а б c d е ж грамм час Вулфсон, М. (1993). «Солнечная система - ее происхождение и эволюция». Q.J. R. Astron. Soc. 34: 1–20. Bibcode:1993QJRAS..34 .... 1 Вт. Подробнее о позиции Канта см. Стивен Палмквист, "Переоценка космогонии Канта", Исследования по истории и философии науки 18: 3 (сентябрь 1987 г.), стр. 255–269.
  2. ^ а б c d е ж грамм час я j k л м п о п q р s т ты v ш Икс у z Монтмерль, Тьерри; Ожеро, Жан-Шарль; Chaussidon, Marc; и другие. (2006). «Формирование Солнечной системы и ранняя эволюция: первые 100 миллионов лет». Земля, Луна и планеты. 98 (1–4): 39–95. Bibcode:2006EM&P ... 98 ... 39M. Дои:10.1007 / s11038-006-9087-5. S2CID  120504344.
  3. ^ D'Angelo, G .; Боденхаймер, П. (2013). «Трехмерные радиационно-гидродинамические расчеты оболочек молодых планет, заключенных в протопланетные диски». Астрофизический журнал. 778 (1): 77 (29 стр.). arXiv:1310.2211. Bibcode:2013ApJ ... 778 ... 77D. Дои:10.1088 / 0004-637X / 778/1/77. S2CID  118522228.
  4. ^ Сведенборг, Эмануэль (1734). (Principia) Латинский: Opera Philosophica et Mineralia (английский: Философские и минералогические труды). я.
  5. ^ Бейкер, Грегори Л. «Эмануэль Свенборг - косомолог 18 века». Учитель физики. Октябрь 1983 г., стр. 441–446.
  6. ^ Джордж Х. А. Коул (2013). Планетарная наука: Наука о планетах вокруг звезд, второе издание, Майкл М. Вулфсон, стр. 190
  7. ^ Брестер, Дэвид (1876 г.), «Больше миров, чем один: Кредо философа и надежда христианина», Chatto and Windus, Piccadilly, p. 153
  8. ^ Как цитирует Дэвида Брюстера: «Больше миров, чем один: кредо философа и надежда христианина», неподвижные звезды и двойные системы. п. 233
  9. ^ Хенбест, Найджел (1991). «Рождение планет: Земля и другие планеты могут уцелеть в те времена, когда планеты рикошетили вокруг Солнца, как шарики на столе для игры в пинбол». Новый ученый. Получено 2008-04-18.
  10. ^ Сафронов Виктор Сергеевич (1972). Эволюция протопланетного облака и формирование Земли и планет. Программа научных переводов Израиля. ISBN  978-0-7065-1225-0.
  11. ^ Уэзерилл, Джордж У. (1989). "Леонард медаль Виктора Сергеевича Сафронова". Метеоритика. 24 (4): 347. Bibcode:1989Metic..24..347W. Дои:10.1111 / j.1945-5100.1989.tb00700.x.
  12. ^ Шнайдер, Жан (10 сентября 2011 г.). «Интерактивный каталог внесолнечных планет». Энциклопедия внесолнечных планет. Получено 2011-09-10.
  13. ^ «СФЕРА открывает увлекательный зоопарк дисков вокруг молодых звезд». www.eso.org. Получено 11 апреля 2018.
  14. ^ а б c d е ж грамм час Андре, Филипп; Монтмерль, Тьерри (1994). «Протозвезды от Т Тельца: околозвездный материал и молодые звездные объекты в облаке Змееносца». Астрофизический журнал. 420: 837–862. Bibcode:1994ApJ ... 420..837A. Дои:10.1086/173608.
  15. ^ а б c d е Haisch, Karl E .; Lada, Elizabeth A .; Лада, Чарльз Дж. (2001). «Частоты и времена жизни дисков в молодых кластерах». Астрофизический журнал. 553 (2): L153 – L156. arXiv:astro-ph / 0104347. Bibcode:2001ApJ ... 553L.153H. Дои:10.1086/320685. S2CID  16480998.
  16. ^ а б Padgett, Deborah L .; Бранднер, Вольфганг; Stapelfeldt, Karl L .; и другие. (1999). "Космический телескоп Хаббл / Никмос изображения дисков и оболочек вокруг очень молодых звезд". Астрономический журнал. 117 (3): 1490–1504. arXiv:Astro-ph / 9902101. Bibcode:1999AJ .... 117.1490P. Дои:10.1086/300781. S2CID  16498360.
  17. ^ а б c Кесслер-Силаччи, Жаклин; Ожеро, Жан-Шарль; Dullemond, Cornelis P .; и другие. (2006). "Спектры c2d SPITZER IRS дисков вокруг звезд Т Тельца. I. Излучение силикатов и рост зерен". Астрофизический журнал. 639 (3): 275–291. arXiv:astro-ph / 0511092. Bibcode:2006ApJ ... 639..275K. Дои:10.1086/499330. S2CID  118938125.
  18. ^ а б c d е ж грамм час я j k л м п о Кокубо, Эйитиро; Ида, Сигеру (2002). «Формирование протопланетных систем и разнообразие планетных систем». Астрофизический журнал. 581 (1): 666–680. Bibcode:2002ApJ ... 581..666K. Дои:10.1086/344105.
  19. ^ а б c d е ж Раймонд, Шон Н .; Куинн, Томас; Лунин, Джонатан И. (2006). «Моделирование с высоким разрешением окончательной сборки планет земного типа 1: аккреция и динамика Земли». Икар. 183 (2): 265–282. arXiv:astro-ph / 0510284. Bibcode:2006Icar..183..265R. Дои:10.1016 / j.icarus.2006.03.011. S2CID  119069411.
  20. ^ а б c d е ж Вурчтерль, Г. (2004). «Формирование планеты». У П. Эренфройнда; и другие. (ред.). Формирование планет для оценки пригодности для обитания в Галактике. Астробиология: перспективы на будущее. Библиотека астрофизики и космических наук. Kluwer Academic Publishers. С. 67–96. Дои:10.1007/1-4020-2305-7. ISBN  9781402023040.
  21. ^ а б Lynden-Bell, D .; Прингл, Дж. Э. (1974). «Эволюция вязких дисков и происхождение небулярных переменных». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 168 (3): 603–637. Bibcode:1974МНРАС.168..603Л. Дои:10.1093 / минрас / 168.3.603.
  22. ^ Девитт, Терри (31 января 2001 г.). "Что тормозит безумно вращающиеся звезды?". Университет Висконсин-Мэдисон. Получено 2013-04-09.
  23. ^ Dullemond, C .; Hollenbach, D .; Камп, I .; Д'Алессио, П. (2007). «Модели строения и эволюции протопланетных дисков». In Reipurth, B .; Jewitt, D .; Кейл, К. (ред.). Протозвезды и планеты V. Протозвезды и планеты V. Тусон, Аризона: Университет Аризоны Press. С. 555–572. arXiv:Astro-ph / 0602619. Bibcode:2007prpl.conf..555D. ISBN  978-0816526543.
  24. ^ Кларк, К. (2011). «Рассеивание дисков вокруг молодых звезд». В Гарсии, П. (ред.). Физические процессы в околозвездных дисках вокруг молодых звезд. Чикаго, Иллинойс: Издательство Чикагского университета. стр.355 –418. ISBN  9780226282282.
  25. ^ «Миры со многими солнцами». www.eso.org. Получено 11 февраля 2019.
  26. ^ а б c Юдин, Эндрю Н .; Шу, Франк Н. (2002). «Планетезимальное образование из-за гравитационной нестабильности». Астрофизический журнал. 580 (1): 494–505. arXiv:Astro-ph / 0207536. Bibcode:2002ApJ ... 580..494Y. Дои:10.1086/343109. S2CID  299829.
  27. ^ а б c d е Inaba, S .; Wetherill, G.W .; Икома, М. (2003). «Формирование газовых планет-гигантов: модели аккреции ядра с фрагментацией и планетарной оболочкой» (PDF). Икар. 166 (1): 46–62. Bibcode:2003Icar..166 ... 46I. Дои:10.1016 / j.icarus.2003.08.001. Архивировано из оригинал (PDF) 12 сентября 2006 г.
  28. ^ Lissauer, J. J .; Hubickyj, O .; D'Angelo, G .; Боденхаймер, П. (2009). «Модели роста Юпитера с учетом тепловых и гидродинамических ограничений». Икар. 199 (2): 338–350. arXiv:0810.5186. Bibcode:2009Icar..199..338L. Дои:10.1016 / j.icarus.2008.10.004. S2CID  18964068.
  29. ^ а б Bodenheimer, P .; D'Angelo, G .; Lissauer, J. J .; Фортни, Дж. Дж .; и другие. (2013). «Горение дейтерия на массивных планетах-гигантах и ​​маломассивных коричневых карликах, образованных в результате аккреции ядер». Астрофизический журнал. 770 (2): 120 (13 стр.). arXiv:1305.0980. Bibcode:2013ApJ ... 770..120B. Дои:10.1088 / 0004-637X / 770/2/120. S2CID  118553341.
  30. ^ а б D'Angelo, G .; Weidenschilling, S.J .; Lissauer, J. J .; Боденхаймер, П. (2014). «Рост Юпитера: усиление аккреции ядра за счет объемной маломассивной оболочки». Икар. 241: 298–312. arXiv:1405.7305. Bibcode:2014Icar..241..298D. Дои:10.1016 / j.icarus.2014.06.029. S2CID  118572605.
  31. ^ Папалоизу 2007 стр.10
  32. ^ а б c d D'Angelo, G .; Durisen, R.H .; Лиссауэр, Дж. Дж. (2011). "Формирование гигантской планеты". В С. Сигере. (ред.). Экзопланеты. Университет Аризоны Press, Тусон, Аризона. С. 319–346. arXiv:1006.5486. Bibcode:2010exop.book..319D.
  33. ^ а б c d Пудриц, Ральф Э. (2002). "Кластерное звездообразование и происхождение звездных масс". Наука. 295 (5552): 68–75. Bibcode:2002Наука ... 295 ... 68С. Дои:10.1126 / science.1068298. PMID  11778037. S2CID  33585808.
  34. ^ Кларк, Пол С .; Боннелл, Ян А. (2005). «Начало коллапса в турбулентно поддерживаемых молекулярных облаках». Пн. Нет. R. Astron. Soc. 361 (1): 2–16. Bibcode:2005МНРАС.361 .... 2С. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2005.09105.x.
  35. ^ а б c d Motte, F .; Andre, P .; Нери Р. (1998). «Начальные условия звездообразования в главном облаке ρ Змееносца: широкопольное отображение миллиметрового континуума». Astron. Астрофизики. 336: 150–172. Bibcode:1998A&A ... 336..150M.
  36. ^ а б c d е Stahler, Стивен У .; Шу, Франк Х .; Таам, Рональд Э. (1980). «Эволюция протозвезд: II. Гидростатическое ядро». Астрофизический журнал. 242: 226–241. Bibcode:1980ApJ ... 242..226S. Дои:10.1086/158459.
  37. ^ а б c d е Накамото, Тайси; Накагава, Юсицугу (1994). «Формирование, ранняя эволюция и гравитационная устойчивость протопланетных дисков». Астрофизический журнал. 421: 640–650. Bibcode:1994ApJ ... 421..640N. Дои:10.1086/173678.
  38. ^ а б c d е ж Йорк, Гарольд У .; Боденхаймер, Питер (1999). «Формирование протозвездных дисков. III. Влияние гравитационного переноса углового момента на структуру и внешний вид диска». Астрофизический журнал. 525 (1): 330–342. Bibcode:1999ApJ ... 525..330Y. Дои:10.1086/307867.
  39. ^ Ли, Чин-Фэй; Манди, Ли Дж .; Рейпурт, Бо; и другие. (2000). «Истечение CO от молодых звезд: противостояние моделям струи и ветра». Астрофизический журнал. 542 (2): 925–945. Bibcode:2000ApJ ... 542..925L. Дои:10.1086/317056.
  40. ^ а б Сталер, Стивен В. (1988). «Дейтерий и звездная линия рождения». Астрофизический журнал. 332: 804–825. Bibcode:1988ApJ ... 332..804S. Дои:10.1086/166694.
  41. ^ Моханти, Субханджой; Джаявардхана, Рэй; Басри, Гибор (2005). «Фаза Т Тельца вплоть до масс, близких к планетным: эшелле-спектры 82 звезд с очень низкой массой и коричневых карликов». Астрофизический журнал. 626 (1): 498–522. arXiv:Astro-ph / 0502155. Bibcode:2005ApJ ... 626..498M. Дои:10.1086/429794. S2CID  8462683.
  42. ^ Martin, E.L .; Реболо, Р .; Magazzu, A .; Павленко, Я. В. (1994). «Горение лития до главной последовательности». Astron. Астрофизики. 282: 503–517. arXiv:Astro-ph / 9308047. Bibcode:1994 A&A ... 282..503M.
  43. ^ а б c Хартманн, Ли; Кальвет, Нурия; Gullbring, Эрик; Д’Алессио, Паула (1998). «Аккреция и эволюция дисков Т Тельца». Астрофизический журнал. 495 (1): 385–400. Bibcode:1998ApJ ... 495..385H. Дои:10.1086/305277.
  44. ^ а б Шу, Франк Х .; Шан, Сянь; Glassgold, Альфред Э .; Ли, Тайфун (1997). «Рентгеновские лучи и колеблющиеся рентгеновские лучи от протозвезд». Наука. 277 (5331): 1475–1479. Bibcode:1997Sci ... 277.1475S. Дои:10.1126 / science.277.5331.1475.
  45. ^ а б Музеролле, Джеймс; Кальвет, Нурия; Хартманн, Ли (2001). «Диагностика эмиссионных линий магнитосферной аккреции Т Тельца. II. Улучшенные модельные тесты и понимание физики аккреции». Астрофизический журнал. 550 (2): 944–961. Bibcode:2001ApJ ... 550..944M. Дои:10.1086/319779.
  46. ^ а б Адамс, Фред С .; Холленбах, Дэвид; Лафлин, Грегори; Горти, Ума (2004). «Фотоиспарение околозвездных дисков из-за внешнего дальнего ультрафиолетового излучения в звездных агрегатах». Астрофизический журнал. 611 (1): 360–379. arXiv:Astro-ph / 0404383. Bibcode:2004ApJ ... 611..360A. Дои:10.1086/421989. S2CID  16093937.
  47. ^ Harrington, J.D .; Вильярд, Рэй (24 апреля 2014 г.). "ВЫПУСК 14–114" Астрономическая криминалистика обнаруживает планетные диски в архиве Хаббла НАСА ". НАСА. В архиве из оригинала от 25.04.2014. Получено 2014-04-25.
  48. ^ Megeath, S.T .; Hartmann, L .; Luhmann, K.L .; Фацио, Г. (2005). "Фотометрия Spitzer / IRAC ассоциации ρ Chameleontis". Астрофизический журнал. 634 (1): L113 – L116. arXiv:astro-ph / 0511314. Bibcode:2005ApJ ... 634L.113M. Дои:10.1086/498503. S2CID  119007015.
  49. ^ а б c Chick, Kenneth M .; Кассен, Патрик (1997). «Термическая обработка частиц межзвездной пыли в примитивной солнечной среде». Астрофизический журнал. 477 (1): 398–409. Bibcode:1997ApJ ... 477..398C. Дои:10.1086/303700.
  50. ^ а б Klahr, H.H .; Боденхаймер, П. (2003). «Турбулентность в аккреционных дисках: генерация завихренности и перенос углового момента через глобальную бароклинную нестабильность». Астрофизический журнал. 582 (2): 869–892. arXiv:astro-ph / 0211629. Bibcode:2003ApJ ... 582..869K. Дои:10.1086/344743. S2CID  119362731.
  51. ^ «ALMA проливает свет на газовые потоки, формирующие планеты». Пресс-релиз ESO. Получено 10 января 2013.
  52. ^ а б Митикоши, Шуго; Инуцука, Шу-ичиро (2006). «Двухжидкостной анализ неустойчивости Кельвина-Гельмгольца в пыльном слое протопланетного диска: возможный путь к образованию планетезималей через гравитационную нестабильность». Астрофизический журнал. 641 (2): 1131–1147. arXiv:astro-ph / 0412643. Bibcode:2006ApJ ... 641.1131M. Дои:10.1086/499799. S2CID  15477674.
  53. ^ Йохансен, Андерс; Хеннинг, Томас; Клар, Хуберт (2006). «Отложение пыли и самоподдерживающаяся турбулентность Кельвина-Гельмгольца в промежуточных плоскостях протопланетных дисков». Астрофизический журнал. 643 (2): 1219–1232. arXiv:astro-ph / 0512272. Bibcode:2006ApJ ... 643.1219J. Дои:10.1086/502968. S2CID  15999094.
  54. ^ Johansen, A .; Blum, J .; Tanaka, H .; Ormel, C .; Bizzarro, M .; Рикман, Х. (2014). «Многогранный процесс планетезимального образования». В Beuther, H .; Klessen, R. S .; Dullemond, C.P .; Хеннинг, Т. (ред.). Протозвезды и планеты VI. Протозвезды и планеты VI. Университет Аризоны Press. С. 547–570. arXiv:1402.1344. Bibcode:2014prpl.conf..547J. Дои:10.2458 / azu_uapress_9780816531240-ch024. ISBN  978-0-8165-3124-0. S2CID  119300087.
  55. ^ Johansen, A .; Jacquet, E .; Cuzzi, J. N .; Morbidelli, A .; Гунель, М. (2015). «Новые парадигмы образования астероидов». В Michel, P .; DeMeo, F .; Боттке, В. (ред.). Астероиды IV. Серия космических наук. Университет Аризоны Press. п. 471. arXiv:1505.02941. Bibcode:2015aste.book..471J. Дои:10.2458 / azu_uapress_9780816532131-ch025. ISBN  978-0-8165-3213-1. S2CID  118709894.
  56. ^ а б Босс, Алан П. (2003). «Быстрое образование внешних планет-гигантов из-за нестабильности диска». Астрофизический журнал. 599 (1): 577–581. Bibcode:2003ApJ ... 599..577B. Дои:10.1086/379163.
  57. ^ Наякшин, Сергей (2010). «Формирование планет путем уменьшения размеров зародышей планет-гигантов». Ежемесячные уведомления о письмах Королевского астрономического общества. 408 (1): L36 – l40. arXiv:1007.4159. Bibcode:2010МНРАС.408Л..36Н. Дои:10.1111 / j.1745-3933.2010.00923.x. S2CID  53409577.
  58. ^ Стамателлос, Димитрис; Хаббер, Дэвид А .; Витворт, Энтони П. (2007). «Формирование коричневого карлика в результате гравитационного дробления массивных протяженных протозвездных дисков». Ежемесячные уведомления о письмах Королевского астрономического общества. 382 (1): L30 – L34. arXiv:0708.2827. Bibcode:2007МНРАС.382Л..30С. Дои:10.1111 / j.1745-3933.2007.00383.x. S2CID  17139868.
  59. ^ Шрифт, Андреа С .; Маккарти, Ян Дж .; Джонстон, Дуг; Баллантайн, Дэвид Р. (2004). «Фотоиспарение околозвездных дисков вокруг молодых звезд». Астрофизический журнал. 607 (2): 890–903. arXiv:Astro-ph / 0402241. Bibcode:2004ApJ ... 607..890F. Дои:10.1086/383518. S2CID  15928892.
  60. ^ а б c d е ж грамм час я Bottke, William F .; Durda, Daniel D .; Несворный, Давид; и другие. (2005). «Связывание истории столкновений главного пояса астероидов с его динамическим возбуждением и истощением» (PDF). Икар. 179 (1): 63–94. Bibcode:2005Icar..179 ... 63B. Дои:10.1016 / j.icarus.2005.05.017.
  61. ^ Гришин, Евгений; Перец, Хагай Б .; Авни, Яэль (2019-08-11). «Посев планет путем захвата межзвездных объектов с помощью газа». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 487 (3): 3324–3332. arXiv:1804.09716. Дои:10.1093 / mnras / stz1505. ISSN  0035-8711. S2CID  119066860.
  62. ^ а б c d Раймонд, Шон Н .; Куинн, Томас; Лунин, Джонатан И. (2007). «Моделирование с высоким разрешением окончательной сборки планет земного типа 2: доставка воды и обитаемость планет». Астробиология. 7 (1): 66–84. arXiv:astro-ph / 0510285. Bibcode:2007 AsBio ... 7 ... 66R. Дои:10.1089 / ast.2006.06-0126. PMID  17407404. S2CID  10257401.
  63. ^ а б c d е ж грамм час я Thommes, E.W .; Дункан, M.J .; Левисон, Х.Ф. (2003). «Олигархический рост планет-гигантов». Икар. 161 (2): 431–455. arXiv:Astro-ph / 0303269. Bibcode:2003Icar..161..431T. Дои:10.1016 / S0019-1035 (02) 00043-X. S2CID  16522991.
  64. ^ а б c d е ж Пети, Жан-Марк; Морбиделли, Алессандро (2001). «Изначальное возбуждение и очистка пояса астероидов» (PDF). Икар. 153 (2): 338–347. Bibcode:2001Icar..153..338P. Дои:10.1006 / icar.2001.6702.
  65. ^ а б D'Angelo, G .; Лиссауэр, Дж. Дж. (2018). «Формирование планет-гигантов». В Deeg H., Belmonte J. (ed.). Справочник экзопланет. Springer International Publishing AG, часть Springer Nature. С. 2319–2343. arXiv:1806.05649. Bibcode:2018haex.bookE.140D. Дои:10.1007/978-3-319-55333-7_140. ISBN  978-3-319-55332-0. S2CID  116913980.
  66. ^ а б Janson, M .; Bonavita, M .; Klahr, H .; Lafreniere, D .; и другие. (2011). "Поиск с помощью высококонтрастных изображений планет и коричневых карликов вокруг самых массивных звезд в окрестностях Солнца". Astrophys. J. 736 (89): 89. arXiv:1105.2577. Bibcode:2011ApJ ... 736 ... 89J. Дои:10.1088 / 0004-637x / 736/2/89. S2CID  119217803.
  67. ^ а б c Фортье, А .; Бенвенуто, А.Г. (2007). «Олигархическая аккреция планетезималей и образование гигантских планет». Astron. Астрофизики. 473 (1): 311–322. arXiv:0709.1454. Bibcode:2007 A&A ... 473..311F. Дои:10.1051/0004-6361:20066729. S2CID  14812137.
  68. ^ Томмс, Эдвард У .; Дункан, Мартин Дж .; Левисон, Гарольд Ф. (1999). «Формирование Урана и Нептуна в районе Юпитер-Сатурн Солнечной системы» (PDF). Природа. 402 (6762): 635–638. Bibcode:1999Натура 402..635Т. Дои:10.1038/45185. PMID  10604469. S2CID  4368864.
  69. ^ Lambrechts, M .; Йохансен, А. (август 2012 г.). «Быстрый рост ядер газовых гигантов за счет образования гальки». Астрономия и астрофизика. 544: A32. arXiv:1205.3030. Bibcode:2012A & A ... 544A..32L. Дои:10.1051/0004-6361/201219127. S2CID  53961588.
  70. ^ а б c Papaloizou, J.C.B .; Nelson, R.P .; Kley, W .; и другие. (2007). «Диск-планета взаимодействия при формировании планет». В Бо Рейпурте; Дэвид Джуитт; Клаус Кейл (ред.). Протозвезды и планеты V. Аризона Пресс. п. 655. arXiv:astro-ph / 0603196. Bibcode:2007prpl.conf..655P.
  71. ^ а б Левисон, Гарольд Ф .; Агнор, Крейг (2003). «Роль планет-гигантов в формировании планет земной группы» (PDF). Астрономический журнал. 125 (5): 2692–2713. Bibcode:2003AJ .... 125.2692L. Дои:10.1086/374625.
  72. ^ Baruteau, C .; Crida, A .; Paardekooper, S.J .; Массет, Ф .; Guilet, J .; Bitsch, B .; Nelson, R .; Kley, W .; Папалоизу Дж. (2014). Протозвезды и планеты VI, Глава: Взаимодействие планет с диском и ранняя эволюция планетных систем. Протозвезды и планеты VI. С. 667–689. arXiv:1312.4293. Bibcode:2014prpl.conf..667B. Дои:10.2458 / azu_uapress_9780816531240-ch029. ISBN  9780816531240. S2CID  67790867.
  73. ^ Батыгин, Константин; Bodenheimer, Peter H .; Лафлин, Грегори П. (2016). «Формирование in situ и динамическая эволюция систем горячего юпитера». Астрофизический журнал. 829 (2): 114. arXiv:1511.09157. Bibcode:2016ApJ ... 829..114B. Дои:10.3847 / 0004-637X / 829/2/114. S2CID  25105765.
  74. ^ Морбиделли, Алессандро; Раймонд, Шон (2016). «Проблемы формирования планеты». Журнал геофизических исследований: планеты. 121 (10): 1962–1980. arXiv:1610.07202. Bibcode:2016JGRE..121.1962M. Дои:10.1002 / 2016JE005088. S2CID  119122001.
  75. ^ Ли, Ева Дж .; Чан, Юджин (2016). «Разведение суперземлей и рождение супер-затяжек в переходных дисках». Астрофизический журнал. 817 (2): 90. arXiv:1510.08855. Bibcode:2016ApJ ... 817 ... 90л. Дои:10.3847 / 0004-637X / 817/2/90. S2CID  118456061.
  76. ^ Lambrechts, Michiel; Лега, Элана (2017). «Уменьшение скопления газа на суперземлях и ледяных гигантах». Астрономия и астрофизика. 606: A146. arXiv:1708.00767. Bibcode:2017A&A ... 606A.146L. Дои:10.1051/0004-6361/201731014. S2CID  118979289.
  77. ^ D'Angelo, G .; Подолак, М. (2015). «Захват и эволюция планетезималей в круговых дисках». Астрофизический журнал. 806 (1): 29 стр. arXiv:1504.04364. Bibcode:2015ApJ ... 806..203D. Дои:10.1088 / 0004-637X / 806/2/203. S2CID  119216797.
  78. ^ Canup, Робин М .; Уорд, Уильям Р. (2002). «Формирование галилеевых спутников: условия аккреции» (PDF). Астрономический журнал. 124 (6): 3404–3423. Bibcode:2002AJ .... 124.3404C. Дои:10.1086/344684.

внешняя ссылка