stringtranslate.com

гипотеза великого галса

Юпитер мог сформировать Солнечную систему на своем большом пути

В планетарной астрономии гипотеза большого галса предполагает, что Юпитер сформировался на расстоянии 3,5 а.е. от Солнца , затем мигрировал внутрь на 1,5 а.е., прежде чем изменить курс из-за захвата Сатурна в орбитальном резонансе , в конечном итоге остановившись около своей текущей орбиты на расстоянии 5,2 а.е. Обратный ход планетарной миграции Юпитера можно сравнить с путем парусника, меняющего направление ( лавирование ), когда он движется против ветра. [1]

Диск планетезималей усечен на 1,0 а.е. миграцией Юпитера, что ограничивает материал, доступный для формирования Марса . [2] Юпитер дважды пересекает пояс астероидов , рассеивая астероиды наружу, а затем внутрь. Образовавшийся пояс астероидов имеет небольшую массу, широкий диапазон наклонов и эксцентриситетов, а также популяцию, происходящую как изнутри, так и извне первоначальной орбиты Юпитера. [3] Обломки, образовавшиеся в результате столкновений планетезималей, проносящихся перед Юпитером, могли столкнуть раннее поколение планет в Солнце . [4]

Описание

В гипотезе гранд-такса Юпитер претерпел двухфазную миграцию после своего формирования, мигрируя внутрь на 1,5  а.е. перед тем, как изменить курс и мигрировать наружу. Формирование Юпитера произошло вблизи линии льдов , примерно в 3,5 а.е.

После расчистки зазора в газовом диске Юпитер подвергся миграции типа II , медленно двигаясь к Солнцу вместе с газовым диском. Если бы эта миграция не прерывалась, она оставила бы Юпитер на близкой орбите вокруг Солнца, подобно горячим Юпитерам в других планетных системах. [5] Сатурн также мигрировал к Солнцу, но, будучи меньше, он мигрировал быстрее, подвергаясь либо миграции типа I , либо неуправляемой миграции. [6] Сатурн сошелся с Юпитером и был захвачен в резонансе среднего движения 2:3 с Юпитером во время этой миграции. Затем вокруг Юпитера и Сатурна образовался перекрывающийся зазор в газовом диске, [7] изменив баланс сил на этих планетах, которые начали мигрировать вместе. Сатурн частично очистил свою часть зазора, уменьшив крутящий момент, оказываемый на Юпитер внешним диском.

Затем чистый крутящий момент на планетах стал положительным, причем крутящие моменты, создаваемые внутренними резонансами Линдблада, превысили крутящие моменты, создаваемые внешним диском, и планеты начали мигрировать наружу. [8] Миграция наружу смогла продолжиться, поскольку взаимодействия между планетами позволили газу течь через зазор. [9] Газ обменивался угловым моментом с планетами во время своего прохождения, добавляя положительный баланс крутящих моментов, позволяя планетам мигрировать наружу относительно диска; обмен также передавал массу от внешнего диска к внутреннему диску. [10] Передача газа во внутренний диск также замедлила уменьшение массы внутреннего диска относительно внешнего диска по мере его аккреции на Солнце, что в противном случае ослабило бы внутренний крутящий момент, положив конец внешней миграции гигантских планет. [8] [11] В гипотезе «великого галса» предполагается, что этот процесс обратил вспять внутреннюю миграцию планет, когда Юпитер находился на расстоянии 1,5 а.е. [6] Внешняя миграция Юпитера и Сатурна продолжалась до тех пор, пока они не достигли конфигурации с нулевым крутящим моментом внутри расширяющегося диска, [12] [11] или пока газовый диск не рассеялся. [11] Предполагается, что весь процесс закончился, когда Юпитер достиг своей приблизительной текущей орбиты. [6]

Область действия гипотезы «великого галса»

Гипотеза может быть применена к многочисленным явлениям в Солнечной системе.

проблема Марса

« Проблема Марса» — это конфликт между некоторыми симуляциями формирования планет земной группы , которые заканчиваются планетой с массой 0,5–1,0  M E в своем регионе, что намного больше фактической массы Марса: 0,107  M E , если начинать с планетезималей, распределенных по всей внутренней Солнечной системе. Грандиозный курс Юпитера решает проблему Марса, ограничивая материал, доступный для формирования Марса. [13]

Внутренняя миграция Юпитера изменяет это распределение материала, [14] перемещая планетезимали внутрь, чтобы сформировать узкую плотную полосу со смесью материалов внутри 1,0  а.е. [15] и оставляет область Марса в значительной степени пустой. [16] Планетарные эмбрионы быстро формируются в узкой полосе. Большинство из этих эмбрионов сталкиваются и сливаются , образуя более крупные планеты земной группы ( Венера и Земля ) в течение периода от 60 до 130 миллионов лет. [17] Другие рассеиваются за пределами полосы, где они лишены дополнительного материала, что замедляет их рост, и образуют планеты земной группы с меньшей массой Марс и Меркурий . [18]

Пояс астероидов

Юпитер и Сатурн смещают большинство астероидов с их первоначальных орбит во время их миграций, оставляя после себя возбужденный остаток, полученный как изнутри, так и извне первоначального местоположения Юпитера. До миграций Юпитера окружающие регионы содержали астероиды, состав которых менялся в зависимости от их расстояния от Солнца. [19] Каменистые астероиды доминировали во внутреннем регионе, в то время как более примитивные и ледяные астероиды доминировали во внешнем регионе за линией льда. [20] По мере того, как Юпитер и Сатурн мигрируют внутрь, ~15% внутренних астероидов рассеиваются наружу на орбиты за пределами Сатурна. [2] После изменения курса Юпитер и Сатурн впервые сталкиваются с этими объектами, рассеивая около 0,5% первоначальной популяции обратно внутрь на стабильные орбиты. [6] Позже, по мере того, как Юпитер и Сатурн мигрируют во внешний регион, около 0,5% примитивных астероидов рассеиваются на орбиты во внешнем поясе астероидов. [6] Встречи с Юпитером и Сатурном оставляют многие из захваченных астероидов с большими эксцентриситетами и наклонениями . [16] Они могут быть уменьшены во время нестабильности гигантской планеты, описанной в модели Ниццы, так что распределение эксцентриситета напоминает распределение текущего пояса астероидов. [21] Некоторые из ледяных астероидов также остаются на орбитах, пересекающих область, где позже сформировались планеты земной группы, что позволяет воде поступать на аккрецирующие планеты, когда ледяные астероиды сталкиваются с ними. [22] [23]

Отсутствующие суперземли

Отсутствие близко вращающихся суперземель в Солнечной системе также может быть результатом внутренней миграции Юпитера. [24] По мере того, как Юпитер мигрирует внутрь, планетезимали захватываются в его резонансы среднего движения, в результате чего их орбиты сокращаются, а их эксцентриситеты увеличиваются. Затем следует каскад столкновений , поскольку относительные скорости планетезималей становятся достаточно большими, чтобы производить катастрофические удары. Затем образовавшиеся обломки по спирали движутся к Солнцу из-за сопротивления газового диска. Если бы в ранней Солнечной системе были суперземли, они бы поймали большую часть этого мусора в резонансах и могли бы быть вдавлены в Солнце, когда обломки по спирали двигались бы внутрь. Нынешние планеты земной группы затем образовались бы из планетезималей, оставшихся после того, как Юпитер изменил курс. [25] Однако миграции близко вращающихся суперземель в Солнце можно было бы избежать, если бы обломки объединились в более крупные объекты, уменьшив сопротивление газа; и если бы протопланетный диск имел внутреннюю полость, их внутренняя миграция могла бы быть остановлена ​​вблизи ее края. [26] Если бы во внутренней Солнечной системе еще не образовались планеты, разрушение более крупных тел во время каскада столкновений могло бы оставить оставшиеся обломки достаточно маленькими, чтобы их вытолкнул наружу солнечный ветер, который был бы намного сильнее в ранней Солнечной системе, оставив мало для формирования планет внутри орбиты Меркурия. [27]

Дальнейшие события

Моделирование формирования планет земной группы с использованием моделей протопланетного диска, включающих вязкий нагрев и миграцию планетарных эмбрионов, показывает, что миграция Юпитера могла изменить направление на противоположное на расстоянии 2,0 а. е. В моделировании эксцентриситеты эмбрионов возбуждаются возмущениями от Юпитера. Поскольку эти эксцентриситеты гасятся более плотным газовым диском последних моделей, большие полуоси эмбрионов сжимаются, смещая пиковую плотность твердых тел внутрь. Для моделирования с изменением направления миграции Юпитера на противоположное на расстоянии 1,5 а. е. это привело к тому, что самая большая планета земной группы образовалась вблизи орбиты Венеры, а не на орбите Земли. Моделирование, которое вместо этого изменило направление миграции Юпитера на противоположное на расстоянии 2,0 а. е., дало более близкое соответствие текущей Солнечной системе. [9]

Когда фрагментация из-за столкновений типа «удар и бег» включена в моделирование с ранней нестабильностью, орбиты планет земной группы получаются лучше. Большее количество малых тел, образующихся в результате этих столкновений, уменьшает эксцентриситеты и наклоны орбит растущих планет посредством дополнительных столкновений и динамического трения. Это также приводит к тому, что большая часть массы планет земной группы концентрируется на Венере и Земле и увеличивает время их формирования по сравнению с Марсом. [28]

Миграция гигантских планет через пояс астероидов создает всплеск скоростей ударов, что может привести к образованию хондритов CB. Хондриты CB — это богатые металлами углеродистые хондриты, содержащие железо/никелевые конкреции, которые образовались в результате кристаллизации ударных расплавов через 4,8 ± 0,3 млн лет после первых твердых тел. Испарение этих металлов требует ударов со скоростью более 18 км/с, что значительно превышает максимум в 12,2 км/с в стандартных моделях аккреции. Миграция Юпитера через пояс астероидов увеличивает эксцентриситеты и наклоны астероидов, что приводит к периоду ударных скоростей в 0,5 млн лет, достаточному для испарения металлов. Если бы образование хондритов CB было вызвано миграцией Юпитера, это произошло бы через 4,5–5 млн лет после образования Солнечной системы. [29]

Наличие плотной атмосферы вокруг Титана и ее отсутствие вокруг Ганимеда и Каллисто может быть связано со временем их формирования относительно большого галса. Если Ганимед и Каллисто образовались до большого галса, их атмосферы были бы потеряны, когда Юпитер приблизился к Солнцу. Однако для того, чтобы Титан избежал миграции типа I в Сатурн, и для того, чтобы атмосфера Титана выжила, она должна была сформироваться после большого галса. [30] [31]

Встречи с другими эмбрионами могут дестабилизировать диск, вращающийся вокруг Марса, что приведет к уменьшению массы лун, которые формируются вокруг Марса. После того, как Марс рассеивается из кольца из-за столкновений с другими планетами, он продолжает встречаться с другими объектами, пока планеты не очистят материал из внутренней части Солнечной системы. Хотя эти встречи позволяют орбите Марса отделиться от других планет и оставаться на стабильной орбите, они также могут возмущать диск материала, из которого формируются луны Марса. Эти возмущения заставляют материал покидать орбиту Марса или воздействовать на его поверхность, что приводит к уменьшению массы диска и образованию меньших лун. [32]

Возможные проблемы

Большая часть аккреции Марса должна была происходить за пределами узкого кольца материала, образованного гранд-таком, если Марс имеет другой состав, чем Земля и Венера. Планеты, которые растут в кольце, образованном гранд-таком, заканчиваются с похожими составами. Если гранд-так произошел рано, в то время как эмбрион, который стал Марсом, был относительно небольшим, Марс с другим составом мог бы образоваться, если бы он был рассеян наружу, а не внутрь, как астероиды. Вероятность этого составляет примерно 2%. [33] [34]

Более поздние исследования показали, что сходящаяся орбитальная миграция Юпитера и Сатурна в угасающей солнечной туманности вряд ли установит резонанс среднего движения 3:2. Вместо того, чтобы поддерживать более быструю неконтролируемую миграцию, условия туманности приводят к более медленной миграции Сатурна и его захвату в резонанс среднего движения 2:1. [11] [35] [36] Захват Юпитера и Сатурна в резонанс среднего движения 2:1 обычно не меняет направление миграции, но были выявлены особые конфигурации туманности, которые могут управлять внешней миграцией. [37] Однако эти конфигурации имеют тенденцию возбуждать эксцентриситет орбит Юпитера и Сатурна до значений, в два-три раза превышающих их фактические значения. [37] [38] Кроме того, если температура и вязкость газа позволяют Сатурну создавать более глубокий зазор, результирующий чистый крутящий момент может снова стать отрицательным, что приведет к внутренней миграции системы. [11]

Сценарий «великого тэка» игнорирует продолжающуюся аккрецию газа как на Юпитере, так и на Сатурне. [39] Фактически, чтобы управлять внешней миграцией и перемещать планеты в близость к их текущим орбитам, солнечная туманность должна была содержать достаточно большой резервуар газа вокруг орбит двух планет. Однако этот газ стал бы источником аккреции, что повлияло бы на рост Юпитера и Сатурна и их соотношение масс. [11] Тип плотности туманности, необходимый для захвата в резонансе среднего движения 3:2, особенно опасен для выживания двух планет, поскольку он может привести к значительному росту массы и последующему рассеянию планета-планета. Но условия, приводящие к резонансным системам среднего движения 2:1, также могут подвергнуть планеты опасности. [40] Аккреция газа на обеих планетах также имеет тенденцию уменьшать подачу в направлении внутреннего диска, снижая скорость аккреции в направлении Солнца. Этот процесс направлен на некоторое истощение внутренней части диска орбиты Юпитера, ослабляя крутящие моменты на Юпитере, возникающие из-за внутренних резонансов Линдблада, и потенциально прекращая внешнюю миграцию планет. [11]

Альтернативы

Было предложено несколько гипотез для объяснения малой массы Марса. Маленький Марс мог быть маловероятным событием, поскольку он происходит в небольшой, но ненулевой доле симуляций, которые начинаются с планетезималей, распределенных по всей внутренней Солнечной системе. [41] [42] [43] Маленький Марс мог быть результатом того, что его регион был в значительной степени пустым из-за дрейфа твердого материала дальше внутрь до того, как образовались планетезимали. [44] [45] Большая часть массы также могла быть удалена из региона Марса до того, как он образовался, если нестабильность гигантской планеты, описанная в модели Ниццы, произошла рано. [46] [47] Если большая часть роста планетезималей и эмбрионов в планеты земной группы была вызвана аккрецией гальки , маленький Марс мог быть результатом того, что этот процесс был менее эффективным с увеличением расстояния от Солнца. [48] ​​[49] Конвергентная миграция планетарных эмбрионов в газовом диске к 1 а.е. привела бы к образованию планет земной группы только вблизи этого расстояния, оставив Марс в виде застрявшего эмбриона. [50] Широкие вековые резонансы во время очищения газового диска также могли бы возбуждать наклоны и эксцентриситеты, увеличивая относительные скорости, так что столкновения приводили бы к фрагментации вместо аккреции. [51] Ряд этих гипотез также могли бы объяснить малую массу пояса астероидов.

Также было предложено несколько гипотез для объяснения орбитальных эксцентриситетов и наклонов астероидов и малой массы пояса астероидов. Если область пояса астероидов изначально была пуста из-за небольшого количества планетезималей, образовавшихся там, она могла быть заселена ледяными планетезималями, которые были рассеяны внутрь во время газовой аккреции Юпитера и Сатурна, [52] и каменными астероидами, которые были рассеяны наружу формирующимися планетами земной группы. [53] [54] Рассеянные внутрь ледяные планетезимали также могли доставлять воду в земной регион. [55] Первоначально маломассивный пояс астероидов мог иметь свои орбитальные эксцентриситеты и наклоны, возбужденные вековыми резонансами, если резонансные орбиты Юпитера и Сатурна стали хаотическими до нестабильности модели Ниццы. [56] [57] Эксцентриситеты и наклоны астероида также могли быть возбуждены во время нестабильности гигантской планеты, достигая наблюдаемых уровней, если бы она длилась несколько сотен тысяч лет. [58] Гравитационные взаимодействия между астероидами и эмбрионами в изначально массивном поясе астероидов усилили бы эти эффекты, изменив большие полуоси астероидов, загнав многие астероиды на нестабильные орбиты, с которых они были бы удалены из-за взаимодействия с планетами, что привело бы к потере более 99% его массы. [59] Вековой резонанс, проходящий во время рассеивания газового диска, мог бы возбудить орбиты астероидов и удалить многие из них, когда они спиралевидно двигались к Солнцу из-за сопротивления газа после того, как их эксцентриситеты были бы возбуждены. [60]

Также было предложено несколько гипотез об отсутствии каких-либо близких орбитальных суперземель и малой массе Меркурия . Если ядро ​​Юпитера сформировалось близко к Солнцу, его внешняя миграция через внутреннюю Солнечную систему могла бы вытолкнуть материал наружу в его резонансах, оставив область внутри орбиты Венеры обедненной. [61] [26] В протопланетном диске, который развивался посредством дискового ветра, планетарные эмбрионы могли мигрировать наружу, прежде чем слиться, чтобы сформировать планеты, оставив Солнечную систему без планет внутри орбиты Меркурия. [62] [63] Конвергентная миграция планетарных эмбрионов в газовом диске к 1 а. е. также привела бы к образованию крупных планет земной группы вблизи этого расстояния, оставив Меркурий в виде застрявшего эмбриона. [50] Раннее поколение внутренних планет могло быть потеряно из-за катастрофических столкновений во время нестабильности, в результате чего обломки были измельчены достаточно мелко, чтобы быть потерянными из-за торможения Пойнтинга-Робертсона. [64] [65] Если бы формирование планетезималей произошло только на ранней стадии, внутренний край планетезимального диска мог бы быть расположен на линии конденсации силиката в это время. [66] Формирование планетезималей ближе, чем орбита Меркурия, могло потребовать, чтобы магнитное поле звезды было выровнено с вращением диска, что позволило бы истощить газ так, чтобы соотношение твердого вещества к газу достигло значений, достаточных для возникновения потоковой нестабильности . [67] [68] Формирование суперземель может потребовать более сильного потока дрейфующей внутрь гальки, чем это было в ранней Солнечной системе. [69] Планетезимали, вращающиеся в протопланетном диске ближе, чем 0,6 а.е., могли быть разрушены из-за встречного ветра. [70] Ранняя Солнечная система, которая была в значительной степени истощена материалом, могла привести к образованию малых планет, которые были потеряны или разрушены в результате ранней нестабильности, оставив только Меркурий или образовав только Меркурий. [71] [72]

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ Зубрицкий, Элизабет. «Юношеские путешествия Юпитера изменили Солнечную систему». NASA . Архивировано из оригинала 1 марта 2017 года . Получено 4 ноября 2015 года .
  2. ^ ab Beatty, Kelly (16 октября 2010 г.). «Наша «новая, улучшенная» Солнечная система». Sky & Telescope . Получено 4 ноября 2015 г. .
  3. ↑ Сандерс, Рэй (23 августа 2011 г.). «Как Юпитер сформировал нашу Солнечную систему?». Universe Today . Получено 4 ноября 2015 г.
  4. ^ Чой, Чарльз К. (23 марта 2015 г.). «Сокрушительная миграция Юпитера может объяснить нашу странную Солнечную систему». Space.com . Получено 4 ноября 2015 г.
  5. ^ Фезенмайер, Кимм (23 марта 2015 г.). «Новые исследования предполагают, что Солнечная система могла когда-то иметь приют для суперземель». Caltech . Получено 5 ноября 2015 г.
  6. ^ abcde Уолш, Кевин Дж.; Морбиделли, Алессандро; Рэймонд, Шон Н.; О'Брайен, Дэвид П.; Манделл, Ави М. (2011). «Низкая масса Марса из-за ранней миграции Юпитера под воздействием газа». Nature . 475 (7355): 206–209. arXiv : 1201.5177 . Bibcode :2011Natur.475..206W. doi :10.1038/nature10201. PMID  21642961. S2CID  4431823.
  7. ^ "Новые исследования показывают, что в Солнечной системе когда-то могли существовать суперземли". Астробиология . Получено 5 ноября 2015 г.
  8. ^ ab Morbidelli, Alessandro; Crida, Aurélien (2007). «Динамика Юпитера и Сатурна в газообразном протопланетном диске». Icarus . 191 (1): 158–171. arXiv : 0704.1210 . Bibcode :2007Icar..191..158M. doi :10.1016/j.icarus.2007.04.001. S2CID  17672873.
  9. ^ ab Brasser, R.; Matsumura, S.; Ida, S.; Mojzsis, SJ; Werner, SC (2016). "Анализ формирования планет земного типа с помощью модели Grand Tack: архитектура системы и расположение тэкла". The Astrophysical Journal . 821 (2): 75. arXiv : 1603.01009 . Bibcode :2016ApJ...821...75B. doi : 10.3847/0004-637X/821/2/75 . S2CID  119207767.
  10. ^ Masset, F.; Snellgrove, M. (2001). «Обратная миграция типа II: резонансное улавливание более легкой гигантской протопланеты». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 320 (4): L55–L59. arXiv : astro-ph/0003421 . Bibcode : 2001MNRAS.320L..55M. doi : 10.1046/j.1365-8711.2001.04159.x . S2CID  119442503.
  11. ^ abcdefg D'Angelo, G.; Marzari, F. (2012). "Внешняя миграция Юпитера и Сатурна в эволюционировавших газовых дисках". The Astrophysical Journal . 757 (1): 50 (23 стр.). arXiv : 1207.2737 . Bibcode :2012ApJ...757...50D. doi :10.1088/0004-637X/757/1/50. S2CID  118587166.
  12. ^ Pierens, A.; Raymond, SN (2011). "Двухфазная миграция Юпитера и Сатурна внутрь, а затем наружу в газовой солнечной туманности". Astronomy & Astrophysics . 533 : A131. arXiv : 1107.5656 . Bibcode :2011A&A...533A.131P. doi :10.1051/0004-6361/201117451. S2CID  67818537.
  13. ^ Рэймонд, Шон Н.; О'Брайен, Дэвид П.; Морбиделли, Алессандро; Каиб, Натан А. (2009). «Строительство планет земной группы: ограниченная аккреция во внутренней Солнечной системе». Icarus . 203 (2): 644–662. arXiv : 0905.3750 . Bibcode :2009Icar..203..644R. doi :10.1016/j.icarus.2009.05.016. S2CID  15578957.
  14. ^ Лихтенберг, Тим (2 ноября 2015 г.). «Разрывая астероиды, чтобы объяснить странности Земли». Astrobites . Получено 6 ноября 2015 г.
  15. ^ Картер, Филип Дж.; Лейнхардт, Зои М.; Эллиотт, Тим; Уолтер, Майкл Дж.; Стюарт, Сара Т. (2015). «Эволюция состава во время аккреции каменистых протопланет». The Astrophysical Journal . 813 (1): 72. arXiv : 1509.07504 . Bibcode :2015ApJ...813...72C. doi :10.1088/0004-637X/813/1/72. S2CID  53354566.
  16. ^ ab Уолш, Кевин. "The Grand Tack". Southwest Research Institute . Получено 6 ноября 2015 г.
  17. ^ Якобсон, С.А.; Морбиделли, А., А. (2014). «Формирование лунных и земных планет в сценарии Гранд-Тэка». Phil. Trans. R. Soc. A . 372 (2024): 174. arXiv : 1406.2697 . Bibcode :2014RSPTA.37230174J. doi :10.1098/rsta.2013.0174. PMC 4128261 . PMID  25114304. 
  18. ^ Хансен, Брэд М. С. (2009). «Формирование планет земной группы из узкого кольца». The Astrophysical Journal . 703 (1): 1131–1140. arXiv : 0908.0743 . Bibcode : 2009ApJ...703.1131H. doi : 10.1088/0004-637X/703/1/1131. S2CID  14226690.
  19. ^ Дэвидссон, д-р Бьёрн Дж. Р. (9 марта 2014 г.). «Загадки пояса астероидов». История Солнечной системы . Получено 7 ноября 2015 г.
  20. ↑ Рэймонд, Шон (2 августа 2013 г.). «The Grand Tack». PlanetPlanet . Получено 7 ноября 2015 г.
  21. ^ Дейенно, Роджерио; Гомес, Родни С.; Уолш, Кевин Дж.; Морбиделли, Алессандро; Несворни, Дэвид (2016). «Совместима ли модель Гранд-Тэка с орбитальным распределением астероидов главного пояса?». Icarus . 272 ​​: 114–124. arXiv : 1701.02775 . Bibcode :2016Icar..272..114D. doi :10.1016/j.icarus.2016.02.043. S2CID  119054790.
  22. ^ О'Брайен, Дэвид П.; Уолш, Кевин Дж.; Морбиделли, Алессандро; Рэймонд, Шон Н.; Манделл, Ави М. (2014). «Доставка воды и гигантские удары в сценарии «Гранд Тэк»». Icarus . 239 : 74–84. arXiv : 1407.3290 . Bibcode :2014Icar..239...74O. doi :10.1016/j.icarus.2014.05.009. S2CID  51737711.
  23. ^ Мацумура, Соко; Брассер, Рамон; Ида, Сигеру (2016). «Влияние динамической эволюции гигантских планет на поставку атмосферофильных элементов во время формирования планет земного типа». The Astrophysical Journal . 818 (1): 15. arXiv : 1512.08182 . Bibcode :2016ApJ...818...15M. doi : 10.3847/0004-637X/818/1/15 . S2CID  119205579.
  24. ^ Батыгин, Константин; Лафлин, Грег (2015). «Решающая роль Юпитера в ранней эволюции внутренней Солнечной системы». Труды Национальной академии наук . 112 (14): 4214–4217. arXiv : 1503.06945 . Bibcode : 2015PNAS..112.4214B. doi : 10.1073/pnas.1423252112 . PMC 4394287. PMID  25831540 . 
  25. ^ Пресс-релиз Калифорнийского университета в Санта-Крус. «Блуждающий Юпитер сметал суперземли, создавая нашу необычную Солнечную систему». Astronomy Now . Pole Star Publications Ltd. Получено 3 ноября 2015 г.
  26. ^ ab Raymond, Sean N.; Izidoro, Andre; Bitsch, Bertram; Jacobsen, Seth A. (2016). «Образовалось ли ядро ​​Юпитера в самых внутренних частях протопланетного диска Солнца?». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 458 (3): 2962–2972. arXiv : 1602.06573 . Bibcode : 2016MNRAS.458.2962R. doi : 10.1093/mnras/stw431 .
  27. ^ Сполдинг, Кристофер (2018). «Первичный солнечный ветер как скульптор формирования земных планет». The Astrophysical Journal Letters . 869 (1): L17. arXiv : 1811.11697 . Bibcode : 2018ApJ...869L..17S. doi : 10.3847/2041-8213/aaf478 . S2CID  119382211.
  28. ^ Клемент, Мэтью С.; Кайб, Натан А.; Рэймонд, Шон Н.; Чемберс, Джон Э.; Уолш, Кевин Дж. (2019). «Сценарий ранней нестабильности: формирование планет земного типа во время нестабильности гигантских планет и эффект фрагментации при столкновениях». Icarus . 321 : 778–790. arXiv : 1812.07590 . Bibcode :2019Icar..321..778C. doi :10.1016/j.icarus.2018.12.033. S2CID  119063847.
  29. ^ Джонсон, BC; Уолш, KJ; Минтон, DA; Крот, AN; Левисон, HF (2016). «Время формирования и миграции гигантских планет, ограниченное хондритами CB». Science Advances . 2 (12): e1601658. Bibcode : 2016SciA....2E1658J. doi : 10.1126/sciadv.1601658. PMC 5148210. PMID 27957541  . 
  30. ^ Хеллер, Р.; Марло, Г.-Д; Пудриц, Р.Э. (2015). «Формирование галилеевых лун и Титана в сценарии Гранд-Тэка». Астрономия и астрофизика . 579 : L4. arXiv : 1506.01024 . Bibcode : 2015A&A...579L...4H. doi : 10.1051/0004-6361/201526348. S2CID  119211657.
  31. ^ Уилсон, Дэвид (9 июня 2015 г.). «Держитесь за свои луны! Лед, атмосферы и Гранд-Так». astrobites . Получено 20 ноября 2016 г.
  32. ^ Хансен, Брэдли М. С. (2018). «Динамический контекст происхождения Фобоса и Деймоса». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 475 (2): 2452–2466. arXiv : 1801.07775 . Bibcode : 2018MNRAS.475.2452H. doi : 10.1093/mnras/stx3361 .
  33. ^ Брассер, Р.; Мойзис, С.Дж.; Мацумура, С.; Ида, С. (2017). «Холодное и далекое образование Марса». Earth and Planetary Science Letters . 468 : 85–93. arXiv : 1704.00184 . Bibcode : 2017E&PSL.468...85B. doi : 10.1016/j.epsl.2017.04.005. S2CID  15171917.
  34. ^ Самнер, Томас (5 мая 2017 г.). «Марс, возможно, не родился вместе с другими каменистыми планетами». Science News . Получено 23 июня 2017 г.
  35. ^ Chametla, Raul O. (2020). «Захват и миграция Юпитера и Сатурна в среднем резонансе движения в газообразном протопланетном диске». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 492 (4): 6007–6018. arXiv : 2001.09235 . doi : 10.1093/mnras/staa260 .
  36. ^ Гриво, П.; Крида А.; Лега Э. (2023). «Миграция пар гигантских планет в дисках с низкой вязкостью». Астрономия и астрофизика . 672 : A190. arXiv : 2303.04652 . Bibcode : 2023A&A...672A.190G. doi : 10.1051/0004-6361/202245208.
  37. ^ ab Pierens, Arnaud; Raymond, Sean N.; Nesvorny, David; Morbidelli, Alessandro (2014). "Внешняя миграция Юпитера и Сатурна в резонансе 3:2 или 2:1 в радиационных дисках: последствия для моделей Grand Tack и Nice". The Astrophysical Journal Letters . 795 (1): L11. arXiv : 1410.0543 . Bibcode :2014ApJ...795L..11P. doi :10.1088/2041-8205/795/1/L11. S2CID  118417097.
  38. ^ Marzari, F.; D'Angelo, G.; Picogna, G. (2019). "Распределение околозвездной пыли в системах с двумя планетами в резонансе". The Astronomical Journal . 157 (2): id. 45 (12 стр.). arXiv : 1812.07698 . Bibcode : 2019AJ....157...45M. doi : 10.3847/1538-3881/aaf3b6 . S2CID  119454927.
  39. ^ D'Angelo, G.; Marzari, F. (2015). «Устойчивая аккреция на газовых гигантах, окруженных низкотурбулентными околопланетными дисками». Американское астрономическое общество, заседание DPS № 47. id.418.06: 418.06. Bibcode : 2015DPS....4741806D.
  40. ^ Марзари, Ф.; Д'Анджело, Г. (2013). «Рост массы и эволюция гигантских планет на резонансных орбитах». Американское астрономическое общество, заседание DPS № 45. id.113.04: 113.04. Bibcode : 2013DPS....4511304M.
  41. ^ Чемберс, Дж. Э. (2013). «Аккреция планет на поздней стадии, включая столкновения с наездом и фрагментацию». Icarus . 224 (1): 43–56. Bibcode :2013Icar..224...43C. doi :10.1016/j.icarus.2013.02.015.
  42. ^ Фишер, РА; Цисла, ФДж (2014). «Динамика планет земной группы на основе большого количества симуляций N-тел». Earth and Planetary Science Letters . 392 : 28–38. Bibcode : 2014E&PSL.392...28F. doi : 10.1016/j.epsl.2014.02.011.
  43. ^ Барклай, Томас; Квинтана, Элиза В. (2015). «Формирование планет, подобных Марсу, на месте — результаты сотен симуляций N-тел, включающих фрагментацию при столкновениях». Американское астрономическое общество, заседание DPS № 47. № 507.06: 507.06. Bibcode : 2015DPS....4750706B.
  44. ^ Изидоро, Андре; Рэймонд, Шон Н.; Морбиделли, Алессандро; Винтер, Отон К. (2015). «Формирование планет земного типа, ограниченное Марсом и структурой пояса астероидов». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 453 (4): 3619–3634. arXiv : 1508.01365 . Bibcode : 2015MNRAS.453.3619I. doi : 10.1093/mnras/stv1835 . hdl : 11449/177633.
  45. ^ Drążkowska, J.; Alibert, Y.; Moore, B. (2016). «Образование планетезималей в непосредственной близости от нагромождения дрейфующих камешков». Астрономия и астрофизика . 594 : A105. arXiv : 1607.05734 . Bibcode : 2016A&A...594A.105D. doi : 10.1051/0004-6361/201628983. S2CID  55846864.
  46. ^ Клемент, Мэтью С.; Кайб, Натан А.; Рэймонд, Шон Н.; Уолш, Кевин Дж. (2018). «Рост Марса остановился из-за ранней гигантской планетной нестабильности». Icarus . 311 : 340–356. arXiv : 1804.04233 . Bibcode :2018Icar..311..340C. doi :10.1016/j.icarus.2018.04.008. S2CID  53070809.
  47. ^ Рэймонд, Шон (29 мая 2018 г.). «Рост Марса остановился!». planetplanet . Получено 31 января 2019 г. .
  48. ^ "Ученые предсказывают, что каменистые планеты образовались из "гальки"". Юго-западный научно-исследовательский институт. 26 октября 2015 г. Получено 22 ноября 2015 г.
  49. ^ Левисон, Гарольд Ф.; Кретке, Кэтрин А.; Уолш, Кевин; Боттке, Уильям (2015). «Выращивание планет земной группы из постепенного накопления объектов размером менее метра». PNAS . 112 (46): 14180–14185. arXiv : 1510.02095 . Bibcode : 2015PNAS..11214180L. doi : 10.1073/pnas.1513364112 . PMC 4655528. PMID  26512109 . 
  50. ^ ab M. Brož, M.; Chrenko, O.; Nesvorný, D.; Dauphas, N. (2021). «Раннее формирование планет земного типа путем конвергентной миграции планетарных эмбрионов, вызванной крутящим моментом». Nature Astronomy . 5 (9): 898–902. arXiv : 2109.11385 . Bibcode :2021NatAs...5..898B. doi :10.1038/s41550-021-01383-3. S2CID  236317507.
  51. ^ Бромли, Бенджамин С.; Кеньон, Скотт Дж. (2017). «Формирование планет земного типа: динамическая встряска и низкая масса Марса». The Astronomical Journal . 153 (5): 216. arXiv : 1703.10618 . Bibcode : 2017AJ....153..216B. doi : 10.3847/1538-3881/aa6aaa . S2CID  119446914.
  52. ^ Рэймонд, Шон Н.; Изидоро, Андре (2017). «Происхождение воды во внутренней части Солнечной системы: Планетезимали, рассеянные внутрь во время быстрой аккреции газа Юпитером и Сатурном». Icarus . 297 : 134–148. arXiv : 1707.01234 . Bibcode :2017Icar..297..134R. doi :10.1016/j.icarus.2017.06.030. S2CID  119031134.
  53. ^ Рэймонд, Шон Н.; Изидоро, Андре (2017). «Пустой первичный пояс астероидов». Science Advances . 3 (9): e1701138. arXiv : 1709.04242 . Bibcode : 2017SciA....3E1138R. doi : 10.1126/sciadv.1701138. PMC 5597311. PMID  28924609 . 
  54. ^ Рэймонд, Шон (13 сентября 2017 г.). «Пояс астероидов: космический лагерь беженцев?». planetplanet . Получено 14 сентября 2017 г. .
  55. ^ Рэймонд, Шон (5 июля 2017 г.). «Откуда взялась вода на Земле (и в поясе астероидов)?». planetplanet . Получено 7 июля 2017 г. .
  56. ^ Изидоро, Андре; Рэймонд, Шон Н.; Пиренс, Арно; Морбиделли, Алессандро; Винтер, Отон К.; Несворни, Дэвид (2016). «Пояс астероидов как реликт хаотической ранней Солнечной системы». The Astrophysical Journal Letters . 833 (1): 40. arXiv : 1609.04970 . Bibcode : 2016ApJ...833...40I. doi : 10.3847/1538-4357/833/1/40 . S2CID  118486946.
  57. ^ Лихтенберг, Тим (ноябрь 2016 г.). «Умеренный хаос в ранней солнечной системе». astrobites . Получено 21 ноября 2016 г. .
  58. ^ Дейенно, Роджерио; Изидоро, Андре; Морбиделли, Алессандро; Гомес, Родни С.; Несворни, Дэвид; Рэймонд, Шон Н. (2018). «Возбуждение изначального холодного пояса астероидов как результат планетарной нестабильности». The Astrophysical Journal . 864 (1): 50. arXiv : 1808.00609 . Bibcode :2018ApJ...864...50D. doi : 10.3847/1538-4357/aad55d . S2CID  118947612.
  59. ^ Клемент, Мэтью С.; Рэймонд, Шон Н.; Кайб, Натан А. (2019). «Возбуждение и истощение пояса астероидов в сценарии ранней нестабильности». The Astronomical Journal . 157 (1): 38. arXiv : 1811.07916 . Bibcode : 2019AJ....157...38C. doi : 10.3847/1538-3881/aaf21e . S2CID  119495020.
  60. ^ Чжэн, Сяочэнь; Линь, Дуглас NC; Кувенховен, MBN (2017). «Очистка планетезималей и зависящее от размера удержание астероидов путем векового резонансного выметания во время истощения солнечной туманности». The Astrophysical Journal . 836 (2): 207. arXiv : 1610.09670 . Bibcode :2017ApJ...836..207Z. doi : 10.3847/1538-4357/836/2/207 . S2CID  119260501.
  61. ↑ Рэймонд, Шон (21 февраля 2016 г.). «Солнечная система образовалась изнутри наружу?». PlanetPlanet . Получено 23 февраля 2016 г.
  62. ^ Огихара, Масахиро; Кобаяси, Хироси; Инутсука, Шу-ичиро; Сузуки, Такеру К. (2015). «Формирование планет земной группы в дисках, развивающихся посредством дисковых ветров, и последствия для происхождения планет земной группы Солнечной системы». Астрономия и астрофизика . 579 : A65. arXiv : 1505.01086 . Bibcode : 2015A&A...579A..65O. doi : 10.1051/0004-6361/201525636. S2CID  119110384.
  63. ^ Огихара, Масахиро; Кокубо, Эйитиро; Сузуки, Такеру К.; Морбиделли, Алессандро (2018). «Формирование планет земной группы в Солнечной системе около 1 а.е. посредством радиальной концентрации планетезималей». Астрономия и астрофизика . 612 : L5. arXiv : 1804.02361 . Bibcode : 2018A&A...612L...5O. doi : 10.1051/0004-6361/201832654. S2CID  54494720.
  64. ^ Редд, Нола Тейлор. «Меркурий — единственный выживший на близких орбитах планет». Журнал Astrobiology . Получено 14 января 2017 г.
  65. ^ Волк, Кэтрин; Глэдман, Бретт (2015). «Объединение и сокрушение экзопланет: произошло ли это здесь?». The Astrophysical Journal Letters . 806 (2): L26. arXiv : 1502.06558 . Bibcode : 2015ApJ...806L..26V. doi : 10.1088/2041-8205/806/2/L26. S2CID  118052299.
  66. ^ Morbidelli, A.; Bitsch, B.; Crida, A.; Gounelle, M.; Guillot, T.; Jacobsen, S.; Johansen, A.; Lambrechts, M.; Lega, E. (2016). «Окаменелые линии конденсации в протопланетном диске Солнечной системы». Icarus . 267 : 368–376. arXiv : 1511.06556 . Bibcode :2016Icar..267..368M. doi :10.1016/j.icarus.2015.11.027. S2CID  54642403.
  67. ^ Хаммер, Майкл (12 августа 2016 г.). «Почему Меркурий так далеко от Солнца?». astrobites . Получено 29 ноября 2016 г. .
  68. ^ Саймон, Джейкоб (2016). «Влияние геометрии магнитного поля на формирование близких экзопланет». The Astrophysical Journal Letters . 827 (2): L37. arXiv : 1608.00573 . Bibcode : 2016ApJ...827L..37S. doi : 10.3847/2041-8205/827/2/L37 . S2CID  118420788.
  69. ^ Ламбрехтс, Михиль; Морбиделли, Алессандро; Якобсон, Сет А.; Йохансен, Андерс; Битш, Бертрам; Изидоро, Андре; Рэймонд, Шон Н. (2019). «Формирование планетных систем путем аккреции и миграции гальки: как радиальный поток гальки определяет режим роста земной планеты или суперземли». Астрономия и астрофизика . A83 : 627. arXiv : 1902.08694 . Bibcode : 2019A&A...627A..83L. doi : 10.1051/0004-6361/201834229. S2CID  119470314.
  70. ^ Cedenblad, Lukas; Schaffer, Noemi; Johansen, Anders; Mehlig, B.; Mitra, Dhrubaditya (2021). «Planetesimals on Eccentric Orbits Erode Rapidly». The Astrophysical Journal . 921 (2): 123. arXiv : 2011.14431 . Bibcode : 2021ApJ...921..123C. doi : 10.3847/1538-4357/ac1e88 . S2CID  238227254.
  71. ^ Клемент, Мэтью С.; Чемберс, Джон Э.; Джексон, Алан П. (2021). «Динамические пути происхождения Меркурия. I. Единственный выживший из изначального поколения короткопериодических протопланет». The Astronomical Journal . 161 (5): 240. arXiv : 2104.11246 . Bibcode : 2021AJ....161..240C. doi : 10.3847/1538-3881/abf09f . S2CID  233387902.
  72. ^ Клемент, Мэтью С.; Чембер, Джон Э. (2021). «Динамические пути происхождения Меркурия. II. Формирование in situ во внутреннем земном диске». The Astronomical Journal . 162 (1): 3. arXiv : 2104.11252 . Bibcode : 2021AJ....162....3C. doi : 10.3847/1538-3881/abfb6c . S2CID  233388200.