stringtranslate.com

Небулярная гипотеза

Небулярная гипотеза — наиболее широко принятая модель в области космогонии, объясняющая формирование и эволюцию Солнечной системы (а также других планетных систем ). Это предполагает, что Солнечная система сформирована из газа и пыли, вращающихся вокруг Солнца , которые слиплись вместе, образовав планеты. Теория была разработана Иммануилом Кантом и опубликована в его «Всеобщей естественной истории и теории небес » (1755 г.), а затем модифицирована в 1796 г. Пьером Лапласом . Первоначально применённый к Солнечной системе , сейчас считается, что процесс формирования планетной системы происходит по всей Вселенной . Широко принятым современным вариантом небулярной теории является модель солнечного небулярного диска ( SNDM ) или модель солнечного небуляра . [1] В нем предлагались объяснения множества свойств Солнечной системы, включая почти круговые и копланарные орбиты планет, а также их движение в том же направлении, что и вращение Солнца. Некоторые элементы первоначальной небулярной теории отражены в современных теориях формирования планет, но большинство элементов были заменены.

Согласно небулярной теории, звезды формируются в массивных и плотных облаках молекулярного водорода — гигантских молекулярных облаках (ГМО). Эти облака гравитационно нестабильны, и материя внутри них объединяется в более мелкие и плотные комки, которые затем вращаются, коллапсируют и образуют звезды. Звездообразование — сложный процесс, в результате которого вокруг молодой звезды всегда образуется газообразный протопланетный диск ( проплид ). Это может привести к рождению планет при определенных обстоятельствах, которые малоизвестны. Таким образом, образование планетных систем считается естественным результатом звездообразования. Для формирования звезды, подобной Солнцу, обычно требуется около 1 миллиона лет, а протопланетный диск превращается в планетную систему в течение следующих 10–100 миллионов лет. [2]

Протопланетный диск — это аккреционный диск , питающий центральную звезду. [3] Первоначально очень горячий, диск позже охлаждается, переходя в так называемую звездную стадию Т Тельца ; здесь возможно образование мелких пылинок из камней и льда. Зерна в конечном итоге могут сгуститься в планетезимали размером в километр . Если диск достаточно массивный, начинается безудержная аккреция, приводящая к быстрому — от 100 000 до 300 000 лет — образованию планетарных зародышей размером с Луну и Марс . Вблизи звезды планетарные зародыши проходят стадию насильственных слияний, в результате чего образуется несколько планет земной группы . Последняя стадия занимает примерно от 100 миллионов до миллиарда лет. [2]

Образование планет-гигантов – более сложный процесс. Считается, что это происходит за линией замерзания , где зародыши планет в основном состоят из различных типов льда. В результате они в несколько раз массивнее, чем во внутренней части протопланетного диска. Что следует за формированием зародыша, до конца не ясно. Некоторые зародыши, по-видимому, продолжают расти и в конечном итоге достигают 5–10 масс Земли — порогового значения, необходимого для начала аккреции газообразного водорода и гелия с диска. [4] Накопление газа ядром изначально представляет собой медленный процесс, который продолжается несколько миллионов лет, но после того, как формирующаяся протопланета достигает массы около 30 земных масс ( МЭ ) , он ускоряется и протекает безудержно. Считается, что планеты, подобные Юпитеру и Сатурну , накапливают большую часть своей массы всего за 10 000 лет. Аккреция прекращается, когда газ исчерпается. Сформированные планеты могут мигрировать на большие расстояния во время или после своего образования. Ледяные гиганты, такие как Уран и Нептун , считаются неудавшимися ядрами, образовавшимися слишком поздно, когда диск почти исчез. [2]

История

Есть свидетельства того, что Эмануэль Сведенборг впервые предложил части небулярной теории в 1734 году. [5] [6] Иммануил Кант , знакомый с работами Сведенборга, развил теорию дальше в 1755 году, опубликовав свою собственную « Всеобщую естественную историю и теорию небес» , в которой он утверждал, что газовые облака ( туманности ) медленно вращаются, постепенно разрушаются и сплющиваются под действием силы тяжести , образуя в конечном итоге звезды и планеты . [1]

Пьер-Симон Лаплас независимо разработал и предложил аналогичную модель в 1796 году [1] в своей «Exposition du systeme du monde» . Он предположил, что Солнце изначально имело протяженную горячую атмосферу по всему объему Солнечной системы. Его теория предполагала сжимающееся и охлаждающееся протосолнечное облако — протосолнечную туманность. По мере того, как он охлаждался и сжимался, он сплющивался и вращался быстрее, отбрасывая (или теряя) ряд газообразных колец материала; и по его словам, планеты конденсировались из этого материала. Его модель была похожа на модель Канта, только более детальна и в меньшем масштабе. [1] Хотя в XIX веке доминировала небулярная модель Лапласа, она столкнулась с рядом трудностей. Основная проблема заключалась в распределении углового момента между Солнцем и планетами. Планеты обладают 99% углового момента, и этот факт не может быть объяснен небулярной моделью. [1] В результате в начале 20-го века астрономы в значительной степени отказались от этой теории формирования планет.

По мнению некоторых, серьезная критика исходила в 19 веке от Джеймса Клерка Максвелла (1831–1879), который, как утверждается в некоторых источниках, утверждал, что различное вращение между внутренней и внешней частями кольца не может допускать конденсации материала. [7] Однако как критика, так и приписывание Максвеллу были сочтены неверными в ходе дальнейшего расследования, причем первоначальная ошибка была допущена Георгием Гамовым в некоторых популярных публикациях и с тех пор постоянно распространяется. [8] Астроном сэр Дэвид Брюстер также отверг Лапласа, написав в 1876 году, что «те, кто верят в небулярную теорию, считают несомненным, что наша Земля получила свое твердое вещество и свою атмосферу из кольца, выброшенного из солнечной атмосферы, которое впоследствии сжалось в твердая земная сфера, от которой в результате того же процесса была отброшена Луна». Он утверждал, что согласно такой точке зрения «Луна обязательно должна была унести воду и воздух из водной и воздушной частей Земли и должна иметь атмосферу». [9] Брюстер утверждал, что религиозные убеждения сэра Исаака Ньютона ранее считали небулярные идеи склонными к атеизму, и цитировал его слова, что «рост новых систем из старых, без посредничества Божественной силы, казалось, он, по-видимому, абсурден». [10]

Осознанные недостатки модели Лапласа побудили ученых найти ей замену. В течение 20-го века эту проблему рассматривали многие теории, в том числе планетезимальная теория Томаса Чемберлина и Фореста Моултона (1901), приливная модель Джеймса Джинса (1917), модель аккреции Отто Шмидта (1944), теория протопланет Уильяма МакКри. (1960) и, наконец, теория захвата Майкла Вулфсона . [1] В 1978 году Эндрю Прентис возродил первоначальные идеи Лапласа о формировании планет и разработал современную теорию Лапласа . [1] Ни одна из этих попыток не оказалась полностью успешной, и многие из предложенных теорий носили описательный характер.

Рождение современной широко распространенной теории формирования планет — модели солнечного небулярного диска (СНДМ) — можно отнести к советскому астроному Виктору Сафронову . [11] Его книга 1969 года «Эволюция протопланетного облака и формирование Земли и планет» , [12] которая была переведена на английский язык в 1972 году, оказала длительное влияние на то, как ученые думают о формировании планет. [13] В этой книге были сформулированы и решены почти все основные проблемы процесса формирования планет. Идеи Сафронова получили дальнейшее развитие в работах Джорджа Уэзерилла , открывшего безудержную аккрецию . [1] Хотя первоначально SNDM применялся только к Солнечной системе , впоследствии теоретики считали, что он действует по всей Вселенной; По состоянию на 1 февраля 2024 года астрономы обнаружили в нашей галактике 5606 внесолнечных планет . [14]

Модель солнечной туманности: достижения и проблемы

Достижения

Пылевые диски, окружающие близлежащие молодые звезды, более подробно. [15]

Процесс звездообразования закономерно приводит к появлению аккреционных дисков вокруг молодых звездных объектов. [16] В возрасте около 1 миллиона лет такие диски могут иметь 100% звезд. [17] Этот вывод подтверждается открытием газовых и пылевых дисков вокруг протозвезд и звезд Т Тельца, а также теоретическими соображениями. [18] Наблюдения за этими дисками показывают, что пылинки внутри них увеличиваются в размерах за короткие (тысячелетние) временные интервалы, образуя частицы размером в 1 сантиметр. [19]

Процесс аккреции, в результате которого планетезимали размером 1 км превращаются в тела размером 1000 км, теперь хорошо изучен. [20] Этот процесс развивается внутри любого диска, где плотность планетезималей достаточно высока, и протекает безудержно. Позже рост замедляется и продолжается в виде олигархической аккреции. Конечным результатом является образование планетарных зародышей разных размеров, которые зависят от расстояния от звезды. [20] Различные моделирования показали, что слияние зародышей во внутренней части протопланетного диска приводит к образованию нескольких тел размером с Землю. Таким образом, происхождение планет земной группы сейчас считается почти решенной проблемой. [21]

Актуальные вопросы

Физика аккреционных дисков сталкивается с некоторыми проблемами. [22] Наиболее важным из них является то, как материал, аккрецированный протозвездой, теряет свой угловой момент . Одно из возможных объяснений, предложенное Ханнесом Альфвеном, заключалось в том, что угловой момент был потерян солнечным ветром во время его звездной фазы Т Тельца. Импульс передается к внешним частям диска за счет вязких напряжений. [23] Вязкость создается макроскопической турбулентностью, но точный механизм, вызывающий эту турбулентность, не совсем понятен. Другим возможным процессом потери углового момента является магнитное торможение , при котором вращение звезды передается окружающему диску через магнитное поле этой звезды. [24] Основными процессами, ответственными за исчезновение газа в дисках, являются вязкая диффузия и фотоиспарение. [25] [26]

Множественная звездная система AS 205. [27]

Образование планетезималей — самая большая нерешенная проблема в модели небулярного диска. Как частицы размером 1 см объединяются в планетезимали размером 1 км, остается загадкой. Этот механизм, по-видимому, является ключом к вопросу о том, почему у некоторых звезд есть планеты, а у других нет ничего вокруг, даже пылевых поясов . [28]

Временные рамки формирования планет-гигантов также являются важной проблемой. Старые теории не могли объяснить, как их ядра могли сформироваться достаточно быстро, чтобы накопить значительные количества газа из быстро исчезающего протопланетного диска. [20] [29] Среднее время жизни дисков, составляющее менее десяти миллионов (10 7 ) лет, оказалось короче времени, необходимого для формирования ядра. [17] Большой прогресс был достигнут в решении этой проблемы, и современные модели формирования планет-гигантов теперь способны сформировать Юпитер (или более массивные планеты) примерно за 4 миллиона лет или меньше, что вполне соответствует среднему сроку жизни газовых дисков. [30] [31] [32]

Еще одной потенциальной проблемой формирования планет-гигантов является их орбитальная миграция . Некоторые расчеты показывают, что взаимодействие с диском может вызвать быструю миграцию внутрь, которая, если ее не остановить, приведет к тому, что планета достигнет «центральных регионов, все еще будучи субюпитерианским объектом ». [33] Более поздние расчеты показывают, что эволюция диска во время миграции может смягчить эту проблему. [34]

Образование звезд и протопланетных дисков.

Протозвезды

Видимый свет (слева) и инфракрасный (справа) вид Трехраздельной туманности — гигантского звездообразующего облака газа и пыли, расположенного на расстоянии 5400 световых лет от нас в созвездии Стрельца.

Считается, что звезды формируются внутри гигантских облаков холодного молекулярного водорода — гигантских молекулярных облаков примерно в 300 000 раз больше массы Солнца ( M ☉ ) и 20  парсеков в диаметре. [2] [35] На протяжении миллионов лет гигантские молекулярные облака склонны к коллапсу и фрагментации. [36] Эти фрагменты затем образуют небольшие плотные ядра, которые, в свою очередь, коллапсируют в звезды. [35] Масса ядер варьируется от долей до нескольких масс Солнца и называется протозвездными (протосолнечными) туманностями. [2] Они обладают диаметром 0,01–0,1 пк (2 000–20 000 а.е.) и плотностью числа частиц примерно от 10 000 до 100 000 см -3 . [а] [35] [37]

Первоначальный коллапс протозвездной туманности солнечной массы занимает около 100 000 лет. [2] [35] Каждая туманность начинается с определенного углового момента . Газ в центральной части туманности, обладающий относительно малым угловым моментом, подвергается быстрому сжатию и образует горячее гидростатическое (не сжимающееся) ядро, содержащее небольшую долю массы исходной туманности. [38] Это ядро ​​формирует семя того, что станет звездой. [2] [38] Поскольку коллапс продолжается, сохранение углового момента означает, что вращение падающей оболочки ускоряется, [39] [40] что в значительной степени предотвращает прямую аккрецию газа на центральное ядро. Вместо этого газ вынужден распространяться наружу вблизи своей экваториальной плоскости, образуя диск , который, в свою очередь, срастается с ядром. [2] [39] [40] Ядро постепенно увеличивается в массе, пока не превратится в молодую горячую протозвезду . [38] На этом этапе протозвезда и ее диск сильно скрыты падающей оболочкой и не видны напрямую. [16] На самом деле непрозрачность оставшейся оболочки настолько высока, что даже излучение миллиметровых волн не может выйти из нее. [2] [16] Такие объекты наблюдаются как очень яркие конденсации, излучающие в основном излучение миллиметрового и субмиллиметрового диапазона. [37] Они классифицируются как протозвезды спектрального класса 0. [16] Коллапс часто сопровождается биполярными истечениями — струями — которые исходят вдоль оси вращения предполагаемого диска. Джеты часто наблюдаются в областях звездообразования (см. объекты Хербига – Аро (HH) ). [41] Светимость протозвезд класса 0 высока — протозвезда солнечной массы может излучать до 100 солнечных светимостей. [16] Источником этой энергии является гравитационный коллапс , поскольку их ядра еще недостаточно горячи, чтобы начать ядерный синтез . [38] [42]

Инфракрасное изображение молекулярного истечения из скрытой новорожденной звезды HH 46/47.

По мере того, как падение ее материала на диск продолжается, оболочка в конечном итоге становится тонкой и прозрачной, и молодой звездный объект (YSO) становится доступным для наблюдения сначала в дальнем инфракрасном свете, а затем и в видимом. [37] Примерно в это же время протозвезда начинает синтезировать дейтерий . Если протозвезда достаточно массивна (более 80 масс Юпитера ( МДж ) ), происходит синтез водорода. В противном случае, если его масса слишком мала, объект станет коричневым карликом . [42] Рождение новой звезды происходит примерно через 100 000 лет после начала коллапса. [2] Объекты на этой стадии известны как протозвезды класса I, [16] которые также называются молодыми звездами Т Тельца , развитыми протозвездами или молодыми звездными объектами. [16] К этому времени формирующаяся звезда уже аккрецировала большую часть своей массы: общая масса диска и оставшейся оболочки не превышает 10–20% массы центральной YSO. [37]

На следующем этапе оболочка полностью исчезает, будучи собрана диском, и протозвезда становится классической звездой Т Тельца. [б] Это произойдет примерно через 1 миллион лет. [2] Масса диска вокруг классической звезды Т Тельца составляет около 1–3% от массы звезды, а аккреция происходит со скоростью от 10 −7 до 10 −9  M ☉ в год. [45] Обычно также присутствует пара биполярных струй. [46] Аккреция объясняет все особенности классических звезд Т Тельца: сильный поток в эмиссионных линиях (до 100% собственной светимости звезды), магнитную активность, фотометрическую переменность и джеты. [47] Эмиссионные линии на самом деле формируются, когда аккрецированный газ попадает на «поверхность» звезды, что происходит вокруг ее магнитных полюсов . [47] Джеты являются побочными продуктами аккреции: они уносят чрезмерный угловой момент. Классическая стадия Т Тельца длится около 10 миллионов лет. [2] Диск в конечном итоге исчезает из-за аккреции на центральную звезду, образования планет, выброса струй и фотоиспарения под действием УФ-излучения центральной звезды и близлежащих звезд. [48] ​​В результате молодая звезда становится звездой Т Тельца со слабыми линиями , которая медленно, в течение сотен миллионов лет, эволюционирует в обычную звезду, подобную Солнцу. [38]

Протопланетные диски

Диски обломков обнаружены на архивных изображениях HST молодых звезд HD 141943 и HD 191089 с использованием улучшенных процессов визуализации (24 апреля 2014 г.). [49]

При определенных обстоятельствах диск, который теперь можно назвать протопланетным, может породить планетную систему . [2] Протопланетные диски наблюдались вокруг очень большой части звезд в молодых звездных скоплениях . [17] [50] Они существуют с самого начала формирования звезды, но на самых ранних стадиях их невозможно наблюдать из-за непрозрачности окружающей оболочки. [16] Считается, что диск протозвезды класса 0 массивный и горячий. Это аккреционный диск , питающий центральную протозвезду. [39] [40] Температура может легко превысить 400  К внутри 5 а.е. и 1000 К внутри 1 а.е. [51] Нагрев диска вызван, прежде всего, вязкой диссипацией турбулентности в нем и падением газа из туманности. [39] [40] Высокая температура во внутреннем диске приводит к тому, что большая часть летучих материалов — воды, органики и некоторых камней — испаряется, оставляя только наиболее тугоплавкие элементы, такие как железо . Лед может сохраниться только во внешней части диска. [51]

В туманности Ориона формируется протопланетный диск.

Основная проблема физики аккреционных дисков — возникновение турбулентности и механизм, ответственный за высокую эффективную вязкость . [2] Считается, что турбулентная вязкость ответственна за перенос массы к центральной протозвезде и импульса к периферии диска. Это жизненно важно для аккреции, поскольку газ может аккрецироваться центральной протозвездой только в том случае, если она потеряет большую часть своего углового момента, который должен быть унесен небольшой частью газа, дрейфующей наружу. [39] [52] Результатом этого процесса является рост как протозвезды, так и радиуса диска , который может достигать 1000 а.е., если начальный угловой момент туманности достаточно велик. [40] Большие диски регулярно наблюдаются во многих областях звездообразования, таких как туманность Ориона . [18]

Впечатление художника от диска и газовых потоков вокруг молодой звезды HD 142527 . [53]

Срок жизни аккреционных дисков составляет около 10 миллионов лет. [17] К тому времени, когда звезда достигает классической стадии Т-Тельца, диск становится тоньше и охлаждается. [45] Менее летучие материалы начинают конденсироваться ближе к его центру, образуя пылинки размером 0,1–1 мкм, содержащие кристаллические силикаты . [19] Транспорт материала из внешнего диска может смешивать эти вновь образовавшиеся пылинки с первичными , которые содержат органические вещества и другие летучие вещества. Это смешение может объяснить некоторые особенности состава тел Солнечной системы, такие как наличие межзвездных зерен в примитивных метеоритах и ​​тугоплавких включений в кометах. [51]

Различные процессы формирования планет , включая экзокометы и другие планетезимали , вокруг Беты Живописца , очень молодой звезды типа AV ( концепция художника НАСА ).

Частицы пыли имеют тенденцию слипаться друг с другом в плотной среде диска, что приводит к образованию более крупных частиц размером до нескольких сантиметров. [54] Признаки переработки и коагуляции пыли наблюдаются в инфракрасных спектрах молодых дисков. [19] Дальнейшая агрегация может привести к образованию планетезималей диаметром 1 км и более, которые являются строительными блоками планет . [2] [54] Формирование планетезималей — еще одна нерешенная проблема физики дисков, поскольку простое прилипание становится неэффективным по мере увеличения частиц пыли. [28]

Одна из гипотез – образование в результате гравитационной нестабильности . Частицы размером несколько сантиметров и более медленно оседают вблизи средней плоскости диска, образуя очень тонкий — менее 100 км — и плотный слой. Этот слой гравитационно нестабилен и может распадаться на многочисленные комки, которые, в свою очередь, распадаются на планетезимали. [2] [28] Однако разные скорости газового диска и твердых тел вблизи средней плоскости могут создавать турбулентность, которая не позволяет слою стать достаточно тонким и фрагментироваться из-за гравитационной нестабильности. [55] Это может ограничить образование планетезималей из-за гравитационной нестабильности в определенных местах диска, где концентрация твердых веществ увеличивается. [56]

Другим возможным механизмом образования планетезималей является потоковая неустойчивость , при которой сопротивление, ощущаемое частицами, вращающимися по орбитам 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 вращаться по орбите быстрее и подвергаться меньшему радиальному дрейфу. Изолированные частицы присоединяются к этим концентрациям по мере того, как их догоняют или когда они дрейфуют внутрь, вызывая рост массы. В конечном итоге эти концентрации образуют массивные нити, которые фрагментируются и подвергаются гравитационному коллапсу, образуя планетезимали размером с более крупные астероиды. [57]

Формирование планет также может быть спровоцировано гравитационной нестабильностью внутри самого диска, что приводит к его фрагментации на сгустки. Некоторые из них, если они достаточно плотные, разрушатся , [ 52] что может привести к быстрому образованию газовых планет-гигантов и даже коричневых карликов в масштабе 1000 лет. [58] Если эти сгустки мигрируют внутрь по мере коллапса, приливные силы звезды могут привести к значительной потере массы , оставляя после себя тело меньшего размера. [59] Однако это возможно только в массивных дисках — массивнее 0,3  M ☉ . Для сравнения, типичная масса диска составляет 0,01–0,03  M ☉ . Поскольку массивные диски редки, этот механизм формирования планет считается нечастым. [2] [22] С другой стороны, он может играть важную роль в формировании коричневых карликов . [60]

Столкновение астероидов – построение планет (художественная концепция).

Окончательное рассеивание протопланетных дисков вызывается рядом различных механизмов. Внутренняя часть диска либо аккрецирована звездой, либо выброшена биполярными джетами , [45] [46] , тогда как внешняя часть может испаряться под мощным УФ- излучением звезды на стадии Т Тельца [61] или близлежащими звездами. [48] ​​Газ в центральной части может либо аккрецироваться, либо выбрасываться растущими планетами, в то время как мелкие частицы пыли выбрасываются радиационным давлением центральной звезды. В конечном итоге останется либо планетная система, остатки пылевого диска без планет, либо ничего, если планетезимали не смогли сформироваться. [2]

Поскольку планетезимали очень многочисленны и распространены по всему протопланетному диску, некоторые из них переживают формирование планетной системы. Под астероидами понимают оставшиеся планетезимали, постепенно измельчающие друг друга на все более мелкие кусочки, тогда как кометы обычно представляют собой 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 куски расколовшихся планетезималей малой массы, в которых не произошла термическая дифференциация , а метеориты обработанного типа представляют собой куски расколовшихся массивных планетезималей. [62] Межзвездные объекты могли быть захвачены и стать частью молодой Солнечной системы. [63]

Формирование планет

Скалистые планеты

Согласно модели солнечного небулярного диска, скалистые планеты формируются во внутренней части протопланетного диска, в пределах линии замерзания , где температура достаточно высока, чтобы предотвратить конденсацию водяного льда и других веществ в зерна. [64] Это приводит к коагуляции чисто каменистых зерен, а затем к образованию каменистых планетезималей. [c] [64] Считается, что такие условия существуют во внутренней части диска звезды типа Солнца, занимающей 3–4 а.е. [2]

После того, как тем или иным образом образовались небольшие планетезимали — около 1 км в диаметре, начинается безудержная аккреция . [20] Его называют убегающим, потому что скорость роста массы пропорциональна R 4 ~M 4/3 , где R и M — радиус и масса растущего тела соответственно. [65] Удельный (деленный на массу) рост ускоряется по мере увеличения массы. Это приводит к преимущественному росту более крупных тел за счет более мелких. [20] Безудержная аккреция длится от 10 000 до 100 000 лет и заканчивается, когда самые крупные тела превышают примерно 1000 км в диаметре. [20] Замедление аккреции вызвано гравитационными возмущениями со стороны крупных тел на остальных планетезималях. [20] [65] Кроме того, влияние более крупных тел останавливает дальнейший рост более мелких тел. [20]

Следующий этап называется олигархической аккрецией . [20] Для него характерно доминирование нескольких сотен крупнейших тел-олигархов, которые продолжают медленно аккрецировать планетезимали. [20] Никто, кроме олигархов, не может расти. [65] На этом этапе скорость прироста пропорциональна R 2 , который выводится из геометрического сечения олигарха. [65] Удельная скорость аккреции пропорциональна M −1/3 ; и она уменьшается с увеличением массы тела. Это позволяет более мелким олигархам догнать более крупных. Олигархи держатся на расстоянии около 10·H r ( H r = a(1-e)(M/3M s ) 1/3 – радиус Хилла , где a – большая полуось , e – эксцентриситет орбиты , и M s — масса центральной звезды) друг от друга за счет влияния остальных планетезималей. [20] Их орбитальные эксцентриситеты и наклонения остаются небольшими. Олигархи продолжают накапливаться до тех пор, пока планетезимали в диске вокруг них не иссякнут. [20] Иногда соседние олигархи сливаются. Конечная масса олигарха зависит от расстояния до звезды и поверхностной плотности планетезималей и называется изоляционной массой. [65] Для каменистых планет она достигает 0,1  M E , или одной массы Марса . [2] Конечным результатом олигархической стадии является формирование около 100 планетарных зародышей размером от Луны до Марса, равномерно расположенных на расстоянии около 10·H r . [21] Считается, что они находятся внутри промежутков в диске и разделены кольцами оставшихся планетезималей. Считается, что этот этап продлится несколько сотен тысяч лет. [2] [20]

Последняя стадия формирования каменистых планет — стадия слияния . [2] Оно начинается, когда остается лишь небольшое количество планетезималей, а зародыши становятся достаточно массивными, чтобы возмущать друг друга, что приводит к тому, что их орбиты становятся хаотичными . [21] На этом этапе эмбрионы выбрасывают оставшиеся планетезимали и сталкиваются друг с другом. Результатом этого процесса, продолжающегося 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] [21] [62] [66] В Солнечной системе они могут быть представлены Землей и Венерой . [21] Для формирования обеих планет потребовалось слияние примерно 10–20 зародышей, при этом равное их количество было выброшено за пределы Солнечной системы. [62] Считается , что некоторые эмбрионы, зародившиеся в поясе астероидов , принесли воду на Землю. [64] Марс и Меркурий можно рассматривать как оставшиеся эмбрионы, пережившие это соперничество. [62] Скалистые планеты, которым удалось объединиться, в конечном итоге выходят 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. [21]

Гигантские планеты

Пылевой диск вокруг Фомальгаута — самой яркой звезды созвездия Австрийских Рыб. Асимметрия диска может быть вызвана планетой-гигантом (или планетами), вращающимися вокруг звезды.

Образование планет-гигантов — выдающаяся проблема планетологии . [22] В рамках модели солнечной небулярности существуют две теории их образования. Первая — модель дисковой неустойчивости , согласно которой планеты-гиганты образуются в массивном протопланетном диске в результате его гравитационного фрагментирования (см. выше). [58] Вторая возможность — это модель аккреции ядра , которая также известна как модель зародышевой нестабильности . [22] [34] Последний сценарий считается наиболее многообещающим, поскольку он может объяснить образование планет-гигантов в дисках относительно малой массы (менее 0,1  M ☉ ). [34] В этой модели формирование планет-гигантов разделено на две стадии: а) аккреция ядра размером примерно 10  М Е и б) аккреция газа из протопланетного диска. [2] [22] [67] Любой метод может также привести к созданию коричневых карликов . [31] [68] Поиски 2011 года показали, что прирост ядра, вероятно, является доминирующим механизмом формирования. [68]

Считается, что формирование ядра гигантской планеты происходит примерно по тому же принципу, что и формирование планет земной группы. [20] Все начинается с планетезималей, которые подвергаются безудержному росту, за которым следует более медленная олигархическая стадия. [65] Гипотезы не предсказывают стадию слияния из-за низкой вероятности столкновений между планетарными зародышами во внешней части планетных систем. [65] Дополнительным отличием является состав планетезималей , которые в случае планет-гигантов образуются за пределами так называемой линии замерзания и состоят в основном из льда — соотношение льда и породы составляет примерно 4 к 1. [29] Это усиливает масса планетезималей в четыре раза. Однако туманность минимальной массы, способная к образованию планет земной группы, может образовать только 1–2  ядра M E на расстоянии Юпитера (5 а.е.) в течение 10 миллионов лет. [65] Последнее число представляет собой среднее время жизни газовых дисков вокруг звезд типа Солнца. [17] Предлагаемые решения включают увеличение массы диска — десятикратного увеличения будет достаточно; [65] миграция протопланет, которая позволяет эмбриону аккрецировать больше планетезималей; [29] и, наконец, усиление аккреции за счет сопротивления газа в газовых оболочках эмбрионов. [29] [32] [69] Некоторая комбинация вышеупомянутых идей может объяснить формирование ядер газовых планет-гигантов, таких как Юпитер и, возможно, даже Сатурн . [22] Образование таких планет, как Уран и Нептун , является более проблематичным, поскольку ни одна теория не способна обеспечить образование их ядер in situ на расстоянии 20–30 а.е. от центральной звезды. [2] Одна из гипотез заключается в том, что они первоначально аккрецировались в регионе Юпитер-Сатурн, затем были рассеяны и мигрировали в свое нынешнее местоположение. [70] Другим возможным решением является рост ядер планет-гигантов посредством нарастания гальки . При аккреции гальки объекты диаметром от сантиметра до метра, падающие на массивное тело, достаточно замедляются сопротивлением газа, чтобы они могли по спирали двигаться к нему и срастаться. Рост за счет прироста гальки может быть в 1000 раз быстрее, чем за счет прироста планетезималей. [71]

Как только ядра приобретут достаточную массу (5–10  M E ), они начнут собирать газ из окружающего диска. [2] Первоначально это медленный процесс, увеличивающий массу ядра до 30  M E за несколько миллионов лет. [29] [69] После этого темпы аккреции резко возрастают, и оставшиеся 90% массы накапливаются примерно за 10 000 лет. [69] Аккреция газа прекращается, когда запасы диска исчерпаны. [67] Это происходит постепенно, за счет образования разрыва плотности в протопланетном диске и его рассредоточения. [34] [72] В этой модели ледяные гиганты — Уран и Нептун — представляют собой неудавшиеся ядра, которые начали аккрецию газа слишком поздно, когда почти весь газ уже исчез. Стадия послеубегающей газовой аккреции характеризуется миграцией вновь образовавшихся планет-гигантов и продолжающейся медленной газовой аккрецией. [72] Миграция вызвана взаимодействием планеты, сидящей в разрыве, с оставшимся диском. Он прекращается, когда протопланетный диск исчезает или когда достигается конец диска. Последний случай соответствует так называемым горячим Юпитерам , которые, вероятно, прекратили свою миграцию, когда достигли внутренней дыры в протопланетном диске. [72]

В замысле этого художника планета вращается через поляну (разрыв) в пыльном диске соседней звезды, образующем планету.

Планеты-гиганты могут существенно влиять на формирование планет земной группы . Присутствие гигантов имеет тенденцию к увеличению эксцентриситетов и наклонов (см. Механизм Козаи ) планетезималей и зародышей в области планет земной группы (внутри 4 а.е. в Солнечной системе). [62] [66] Если планеты-гиганты формируются слишком рано, они могут замедлить или предотвратить внутреннюю аккрецию планет. Если они образуются ближе к концу олигархической стадии, как, как полагают, произошло в Солнечной системе, они будут влиять на слияния планетарных зародышей, делая их более жестокими. [62] В результате количество планет земной группы уменьшится, и они станут более массивными. [73] Кроме того, размер системы сократится, поскольку планеты земной группы будут формироваться ближе к центральной звезде. Считается , что влияние планет-гигантов в Солнечной системе, особенно Юпитера , ограничено, поскольку они относительно удалены от планет земной группы. [73]

Иным образом окажет влияние регион планетной системы, прилегающий к планетам-гигантам. [66] В таком регионе эксцентриситет эмбрионов может стать настолько большим, что эмбрионы пройдут близко к планете-гиганту, что может привести к их выбросу из системы. [d] [62] [66] Если удалить все зародыши, то в этом регионе не образуется ни одной планеты. [66] Дополнительным последствием является то, что останется огромное количество мелких планетезималей, поскольку планеты-гиганты не способны уничтожить их всех без помощи эмбрионов. Общая масса оставшихся планетезималей будет невелика, поскольку совокупное действие зародышей перед их выбросом и планет-гигантов еще достаточно сильное, чтобы удалить 99% малых тел. [62] Такая область со временем превратится в пояс астероидов , который является полным аналогом пояса астероидов в Солнечной системе, расположенного на расстоянии от 2 до 4 а.е. от Солнца. [62] [66]

Экзопланеты

За последние двадцать лет были идентифицированы тысячи экзопланет, и, по крайней мере, еще миллиарды в нашей наблюдаемой Вселенной еще предстоит открыть. [74] Орбиты многих из этих планет и систем планет существенно отличаются от орбит планет Солнечной системы. Открытые экзопланеты включают горячие Юпитеры, теплые Юпитеры, суперземли и системы плотно расположенных 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 образованию теплого или горячего Юпитера. Гравитационное рассеяние другими планетами на эксцентричные орбиты с перигелием вблизи звезды с последующей циркуляризацией ее орбиты за счет приливных взаимодействий со звездой может оставить планету на близкой орбите. Если на наклонной орбите присутствовала массивная планета-компаньон или звезда, замена наклона на эксцентриситет посредством механизма Козаи, повышающего эксцентриситет и опускающего перигелий с последующей циркуляризацией, также может привести к замыканию орбиты. Многие из планет размером с Юпитер имеют эксцентричные орбиты, что может указывать на то, что между планетами произошли гравитационные столкновения, хотя миграция в условиях резонанса также может вызывать эксцентриситет. [75] Также было предложено выращивание горячих юпитеров in situ на близко вращающихся суперземлях. Ядра в этой гипотезе могли образоваться локально или на большем расстоянии и мигрировать близко к звезде. [76]

Считается, что суперземли и другие близко вращающиеся планеты образовались либо in situ, либо ex situ, то есть мигрировали внутрь из своего первоначального местоположения. [77] Для формирования in situ близко вращающихся суперземель потребовался бы массивный диск, миграция планетарных зародышей с последующими столкновениями и слияниями или радиальный дрейф мелких твердых тел из дальних частей диска. Миграция суперземель или зародышей, которые столкнулись, чтобы образовать их, вероятно, была типом 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 нестабильность, вероятно, произошла в этих системах после рассеяния газового диска. Отсутствие Суперземель и близко вращающихся планет в Солнечной системе может быть связано с тем, что предыдущее формирование Юпитера блокировало их внутреннюю миграцию. [78]

Количество газа, которое приобретает супер-Земля, сформировавшаяся in situ, может зависеть от того, когда планетарные зародыши слились из-за гигантских ударов относительно рассеяния газового диска. Если слияния произойдут после того, как газовый диск рассеется, то могут образоваться планеты земной группы, если в переходном диске, то может образоваться супер-Земля с газовой оболочкой, содержащей несколько процентов ее массы. Если слияния произойдут слишком рано, может произойти неконтролируемое приращение газа, что приведет к образованию газового гиганта. Слияния начинаются, когда динамическое трение, вызванное газовым диском, становится недостаточным для предотвращения столкновений - процесс, который начнется раньше в диске с более высокой металличностью. [79] Альтернативно аккреция газа может быть ограничена из-за того, что оболочки не находятся в гидростатическом равновесии, вместо этого газ может течь через оболочку, замедляя его рост и задерживая начало неконтролируемой аккреции газа до тех пор, пока масса ядра не достигнет 15 масс Земли. [80]

Значение приращения

Использование термина « аккреционный диск » для протопланетного диска приводит к путанице в отношении процесса планетарной аккреции . Протопланетный диск иногда называют аккреционным диском, потому что, пока молодая протозвезда, подобная Т Тельца , все еще сжимается, газообразный материал все еще может падать на нее, срастаясь на ее поверхности с внутреннего края диска. [40] В аккреционном диске существует чистый поток массы от больших радиусов к меньшим радиусам. [23]

Однако это значение не следует путать с процессом аккреции, образующей планеты. В этом контексте аккреция относится к процессу охлаждения, затвердевания частиц пыли и льда, вращающихся вокруг протозвезды в протопланетном диске, сталкивающихся, слипающихся друг с другом и постепенно растущих, вплоть до высокоэнергетических столкновений между крупными планетезималями . [20]

Кроме того, планеты-гиганты, вероятно, имели собственные аккреционные диски в первом значении этого слова. [81] Облака захваченного газообразного водорода и гелия сжимались, раскручивались, сплющивались и откладывали газ на поверхность каждой гигантской протопланеты , в то время как твердые тела внутри этого диска аккрецировались в регулярные спутники гигантской планеты. [82]

Смотрите также

Примечания

  1. ^ Сравните его с плотностью частиц в воздухе на уровне моря —2,8 × 10 19  см -3 .
  2. ^ Звезды T Тельца — молодые звезды с массой менее 2,5  M ☉ , демонстрирующие повышенный уровень активности. Их разделяют на два класса: слаболинованные и классические звезды Т Тельца. [43] Последние имеют аккреционные диски и продолжают аккрецировать горячий газ, что проявляется в сильных эмиссионных линиях в их спектре. Первые не обладают аккреционными дисками. Классические звезды Т Тельца превращаются в звезды Т Тельца со слабыми линиями. [44]
  3. ^ Планетезимали вблизи внешнего края области планет земной группы — от 2,5 до 4 а.е. от Солнца — могут накапливать некоторое количество льда. Однако камни по-прежнему будут доминировать, как и во внешнем главном поясе Солнечной системы. [64]
  4. ^ Как вариант, они могут столкнуться с центральной звездой или планетой-гигантом.

Рекомендации

  1. ^ abcdefgh Вульфсон, ММ (1993). «Солнечная система – ее происхождение и эволюция». QJR Астрон. Соц . 34 : 1–20. Бибкод : 1993QJRAS..34....1W.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. ^ abcdefghijklmnopqrstu vwxyz Монмерль, Тьерри; Ожеро, Жан-Шарль; Шоссидон, Марк; и другие. (2006). «Формирование Солнечной системы и ранняя эволюция: первые 100 миллионов лет». Земля, Луна и планеты . 98 (1–4): 39–95. Бибкод : 2006EM&P...98...39M. дои : 10.1007/s11038-006-9087-5. S2CID  120504344.
  3. ↑ Эндрюс, Робин Джордж (10 августа 2022 г.). «Астрономы, возможно, нашли самую молодую планету в Галактике. Телескоп Уэбба скоро поможет измерить мир, что может дать представление о том, как сформировалась наша планета». Нью-Йорк Таймс . Проверено 11 августа 2022 г.
  4. ^ Д'Анджело, Г.; Боденхаймер, П. (2013). «Трехмерные радиационно-гидродинамические расчеты оболочек молодых планет, встроенных в протопланетные диски». Астрофизический журнал . 778 (1): 77 (29 стр.). arXiv : 1310.2211 . Бибкод : 2013ApJ...778...77D. дои : 10.1088/0004-637X/778/1/77. S2CID  118522228.
  5. ^ Сведенборг, Эмануэль (1734). (Principia) Латынь: Opera Philosophica et Mineralia (английский: Философские и минералогические труды) . Том. Я.
  6. ^ Бейкер, Грегори Л. «Эмануэль Свенборг - космолог XVIII века». Учитель физики . Октябрь 1983 г., стр. 441–446.
  7. ^ Джордж Х.А. Коул (2013). Планетарная наука: наука о планетах вокруг звезд, второе издание, Майкл М. Вулфсон, стр. 190
  8. ^ Петцольд, Чарльз (февраль 2005 г.). «Максвелл, молекулы и эволюция» . Проверено 3 января 2023 г.
  9. ^ Брестер, Дэвид (1876), «Больше миров, чем один: Кредо философа и надежда христианина», Чатто и Виндус, Пикадилли, стр. 153
  10. ^ Как цитирует Дэвид Брюстер: «Больше миров, чем один: кредо философа и надежда христианина», Неподвижные звезды и бинарные системы. п. 233
  11. ^ Хенбест, Найджел (1991). «Рождение планет: Земля и ее собратья-планеты, возможно, пережили времена, когда планеты рикошетили вокруг Солнца, как шарикоподшипники на столе для игры в пинбол». Новый учёный . Проверено 18 апреля 2008 г.
  12. ^ Сафронов, Виктор Сергеевич (1972). Эволюция протопланетного облака и образование Земли и планет . Израильская программа научных переводов. ISBN 978-0-7065-1225-0.
  13. ^ Уэтерилл, Джордж В. (1989). «Награждение Медалью Леонарда Виктору Сергеевичу Сафронову». Метеоритика . 24 (4): 347. Бибкод : 1989Metic..24..347W. дои : 10.1111/j.1945-5100.1989.tb00700.x .
  14. ↑ Шнайдер, Жан (10 сентября 2011 г.). «Интерактивный каталог внесолнечных планет». Энциклопедия внесолнечных планет . Проверено 10 сентября 2011 г.
  15. ^ «СФЕРА» представляет собой увлекательный зоопарк дисков вокруг молодых звезд» . www.eso.org . Проверено 11 апреля 2018 г.
  16. ^ abcdefgh Андре, Филипп; Монмерль, Тьерри (1994). «Из звезд Т Тельца, протозвезд: околозвездный материал и молодые звездные объекты в облаке ρ Змееносца». Астрофизический журнал . 420 : 837–862. Бибкод : 1994ApJ...420..837A. дои : 10.1086/173608 .
  17. ^ abcde Haisch, Карл Э.; Лада, Елизавета Александровна; Лада, Чарльз Дж. (2001). «Дисковые частоты и время жизни в молодых скоплениях». Астрофизический журнал . 553 (2): Л153–Л156. arXiv : astro-ph/0104347 . Бибкод : 2001ApJ...553L.153H. дои : 10.1086/320685. S2CID  16480998.
  18. ^ аб Пэджетт, Дебора Л.; Бранднер, Вольфганг; Стапельфельдт, Карл Л.; 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 . Бибкод : 1999AJ....117.1490P. дои : 10.1086/300781. S2CID  16498360.
  19. ^ abc Кесслер-Силаччи, Жаклин; Ожеро, Жан-Шарль; Даллемонд, Корнелис П.; и другие. (2006). «c2d SPITZER IRS-спектры дисков вокруг звезд T Тельца. I. Силикатная эмиссия и рост зерен». Астрофизический журнал . 639 (3): 275–291. arXiv : astro-ph/0511092 . Бибкод : 2006ApJ...639..275K. дои : 10.1086/499330. S2CID  118938125.
  20. ^ abcdefghijklmno Кокубо, Эйитиро; Ида, Сигеру (2002). «Формирование протопланетных систем и разнообразие планетных систем». Астрофизический журнал . 581 (1): 666–680. Бибкод : 2002ApJ...581..666K. дои : 10.1086/344105.
  21. ^ abcdef Рэймонд, Шон Н.; Куинн, Томас; Лунин, Джонатан И. (2006). «Моделирование окончательной сборки планет земного типа 1 с высоким разрешением: земная аккреция и динамика». Икар . 183 (2): 265–282. arXiv : astro-ph/0510284 . Бибкод : 2006Icar..183..265R. дои : 10.1016/j.icarus.2006.03.011. S2CID  119069411.
  22. ^ abcdef Вурхтерль, Г. (2004). «Формирование планеты». У П. Эренфройнда; и другие. (ред.). Формирование планет для оценки обитаемости в Галактике . Астробиология: перспективы будущего . Библиотека астрофизики и космических наук. Академическое издательство Клювер. стр. 67–96. дои : 10.1007/1-4020-2305-7. ISBN 9781402023040.
  23. ^ аб Линден-Белл, Д.; Прингл, Дж. Э. (1974). «Эволюция вязких дисков и происхождение небулярных переменных». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 168 (3): 603–637. Бибкод : 1974MNRAS.168..603L. дои : 10.1093/mnras/168.3.603 .
  24. ↑ Девитт, Терри (31 января 2001 г.). «Что тормозит безумно вращающиеся звезды?». Университет Висконсин-Мэдисон . Проверено 9 апреля 2013 г.
  25. ^ Даллемонд, К.; Холленбах, Д.; Камп, И.; Д'Алессио, П. (2007). «Модели строения и эволюции протопланетных дисков». В Рейпурте, Б.; Джуитт, Д.; Кейл, К. (ред.). Протозвезды и планеты V . Тусон, Аризона: Издательство Университета Аризоны. стр. 555–572. arXiv : astro-ph/0602619 . Бибкод : 2007prpl.conf..555D. ISBN 978-0816526543.
  26. ^ Кларк, К. (2011). «Рассеивание дисков вокруг молодых звезд». В Гарсиа, П. (ред.). Физические процессы в околозвездных дисках вокруг молодых звезд . Чикаго, Иллинойс: Издательство Чикагского университета. стр. 355–418. ISBN 9780226282282.
  27. ^ «Миры со многими солнцами». www.eso.org . Проверено 11 февраля 2019 г.
  28. ^ abc Юдин, Эндрю Н.; Шу, Фрэнк Н. (2002). «Образование планетезималей в результате гравитационной нестабильности». Астрофизический журнал . 580 (1): 494–505. arXiv : astro-ph/0207536 . Бибкод : 2002ApJ...580..494Y. дои : 10.1086/343109. S2CID  299829.
  29. ^ abcde Инаба, С.; Уэтерилл, Джорджия; Икома, М. (2003). «Формирование планет-газовых гигантов: модели аккреции ядра с фрагментацией и планетарной оболочкой» (PDF) . Икар . 166 (1): 46–62. Бибкод : 2003Icar..166...46I. дои : 10.1016/j.icarus.2003.08.001. Архивировано из оригинала (PDF) 12 сентября 2006 г.
  30. ^ Лиссауэр, Дж. Дж.; Губицкий О.; Д'Анджело, Дж.; Боденхаймер, П. (2009). «Модели роста Юпитера с учетом тепловых и гидродинамических ограничений». Икар . 199 (2): 338–350. arXiv : 0810.5186 . Бибкод : 2009Icar..199..338L. дои : 10.1016/j.icarus.2008.10.004. S2CID  18964068.
  31. ^ аб Боденхаймер, П.; Д'Анджело, Дж.; Лиссауэр, Джей Джей; Фортни, Джей-Джей; и другие. (2013). «Горение дейтерия на массивных планетах-гигантах и ​​маломассивных коричневых карликах, образовавшихся в результате аккреции с ядром». Астрофизический журнал . 770 (2): 120 (13 стр.). arXiv : 1305.0980 . Бибкод : 2013ApJ...770..120B. дои : 10.1088/0004-637X/770/2/120. S2CID  118553341.
  32. ^ аб Д'Анджело, Г.; Вайденшиллинг, С.Дж.; Лиссауэр, Джей Джей; Боденхаймер, П. (2014). «Рост Юпитера: усиление аккреции ядра за счет объемной оболочки малой массы». Икар . 241 : 298–312. arXiv : 1405.7305 . Бибкод : 2014Icar..241..298D. дои : 10.1016/j.icarus.2014.06.029. S2CID  118572605.
  33. ^ Папалоизу, 2007, стр. 10.
  34. ^ abcd Д'Анджело, Г.; Дурисен, Р.Х.; Лиссауэр, Джей Джей (2011). «Формирование гигантской планеты». В С. Сигере. (ред.). Экзопланеты . Университет Аризоны Пресс, Тусон, Аризона. стр. 319–346. arXiv : 1006.5486 . Бибкод : 2010exop.book..319D.
  35. ^ abcd Пудриц, Ральф Э. (2002). «Кластерное звездообразование и происхождение звездных масс». Наука . 295 (5552): 68–75. Бибкод : 2002Sci...295...68P. дои : 10.1126/science.1068298. PMID  11778037. S2CID  33585808.
  36. ^ Кларк, Пол С.; Боннелл, Ян А. (2005). «Начало коллапса в турбулентно поддерживаемых молекулярных облаках». Пн. Нет. Р. Астрон. Соц . 361 (1): 2–16. Бибкод : 2005MNRAS.361....2C. дои : 10.1111/j.1365-2966.2005.09105.x .
  37. ^ abcd Мотт, Ф.; Андре, П.; Нери, Р. (1998). «Начальные условия звездообразования в главном облаке ρ Змееносца: картирование широкопольного миллиметрового континуума». Астрон. Астрофизика . 336 : 150–172. Бибкод : 1998A&A...336..150M.
  38. ^ abcde Stahler, Стивен В.; Шу, Фрэнк Х.; Таам, Рональд Э. (1980). «Эволюция протозвезд: II Гидростатическое ядро». Астрофизический журнал . 242 : 226–241. Бибкод : 1980ApJ...242..226S. дои : 10.1086/158459 .
  39. ^ abcde Накамото, Тайши; Накагава, Юсицугу (1994). «Формирование, ранняя эволюция и гравитационная стабильность протопланетных дисков». Астрофизический журнал . 421 : 640–650. Бибкод : 1994ApJ...421..640N. дои : 10.1086/173678.
  40. ^ abcdef Йорк, Гарольд В.; Боденхаймер, Питер (1999). «Формирование протозвездных дисков. III. Влияние гравитационно-индуцированного переноса углового момента на структуру и внешний вид дисков». Астрофизический журнал . 525 (1): 330–342. Бибкод : 1999ApJ...525..330Y. дои : 10.1086/307867 .
  41. ^ Ли, Чин-Фей; Манди, Ли Г.; Рейпурт, Бо; и другие. (2000). «Выбросы CO из молодых звезд: столкновение с моделями струи и ветра». Астрофизический журнал . 542 (2): 925–945. Бибкод : 2000ApJ...542..925L. дои : 10.1086/317056 . S2CID  118351543.
  42. ^ аб Сталер, Стивен В. (1988). «Дейтерий и звездная линия рождения». Астрофизический журнал . 332 : 804–825. Бибкод : 1988ApJ...332..804S. дои : 10.1086/166694.
  43. ^ Моханти, Субханджой; Джаявардхана, Рэй; Басри, Гибор (2005). «Фаза Т Тельца до почти планетарных масс: спектры Эшель 82 звезд очень малой массы и коричневых карликов». Астрофизический журнал . 626 (1): 498–522. arXiv : astro-ph/0502155 . Бибкод : 2005ApJ...626..498M. дои : 10.1086/429794. S2CID  8462683.
  44. ^ Мартин, Эл.; Реболо, Р.; Магаццу, А.; Павленко, Я. В. (1994). «Горение лития перед главной последовательностью». Астрон. Астрофизика . 282 : 503–517. arXiv : astro-ph/9308047 . Бибкод : 1994A&A...282..503M.
  45. ^ abc Хартманн, Ли; Кальвет, Нурия ; Галлбринг, Эрик; Д'Алессио, Паула (1998). «Аккреция и эволюция дисков Т Тельца». Астрофизический журнал . 495 (1): 385–400. Бибкод : 1998ApJ...495..385H. дои : 10.1086/305277 .
  46. ^ аб Шу, Фрэнк Х.; Шан, Сянь; Глассголд, Альфред Э.; Ли, Тайфун (1997). «Рентгеновские лучи и колебания X-ветров от протозвезд». Наука . 277 (5331): 1475–1479. Бибкод : 1997Sci...277.1475S. дои : 10.1126/science.277.5331.1475.
  47. ^ аб Мюзероль, Джеймс; Кальвет, Нурия ; Хартманн, Ли (2001). «Диагностика эмиссионных линий магнитосферной аккреции Т Тельца. II. Улучшенные тесты моделей и понимание физики аккреции». Астрофизический журнал . 550 (2): 944–961. Бибкод : 2001ApJ...550..944M. дои : 10.1086/319779 .
  48. ^ Аб Адамс, Фред К.; 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 . Бибкод : 2004ApJ...611..360A. дои : 10.1086/421989. S2CID  16093937.
  49. ^ Харрингтон, JD; Виллар, Рэй (24 апреля 2014 г.). «ВЫПУСК 14–114. Астрономическая криминалистика обнаружила планетарные диски в архиве НАСА Хаббла». НАСА . Архивировано из оригинала 25 апреля 2014 г. Проверено 25 апреля 2014 г.
  50. ^ Мегит, Северная Каролина; Хартманн, Л.; Луманн, КЛ; Фацио, Г.Г. (2005). «Фотометрия Spitzer/IRAC ассоциации ρ Chameleontis». Астрофизический журнал . 634 (1): Л113–Л116. arXiv : astro-ph/0511314 . Бибкод : 2005ApJ...634L.113M. дои : 10.1086/498503. S2CID  119007015.
  51. ^ abc Чик, Кеннет М.; Кассен, Патрик (1997). «Термическая обработка межзвездных пылевых частиц в примитивной солнечной среде». Астрофизический журнал . 477 (1): 398–409. Бибкод : 1997ApJ...477..398C. дои : 10.1086/303700 .
  52. ^ Аб Клар, HH; Боденхаймер, П. (2003). «Турбулентность в аккреционных дисках: генерация завихренности и перенос углового момента посредством глобальной бароклинной неустойчивости». Астрофизический журнал . 582 (2): 869–892. arXiv : astro-ph/0211629 . Бибкод : 2003ApJ...582..869K. дои : 10.1086/344743. S2CID  119362731.
  53. ^ «ALMA проливает свет на газовые потоки, образующие планеты» . Пресс-релиз ESO . Проверено 10 января 2013 г.
  54. ^ аб Мичикоши, Сюго; Инуцука, Шуитиро (2006). «Двухжидкостный анализ неустойчивости Кельвина-Гельмгольца в пылевом слое протопланетного диска: возможный путь к образованию планетезималей посредством гравитационной неустойчивости». Астрофизический журнал . 641 (2): 1131–1147. arXiv : astro-ph/0412643 . Бибкод : 2006ApJ...641.1131M. дои : 10.1086/499799. S2CID  15477674.
  55. ^ Йохансен, Андерс; Хеннинг, Томас; Клар, Хуберт (2006). «Отложение пыли и самоподдерживающаяся турбулентность Кельвина-Гельмгольца в средних плоскостях протопланетного диска». Астрофизический журнал . 643 (2): 1219–1232. arXiv : astro-ph/0512272 . Бибкод : 2006ApJ...643.1219J. дои : 10.1086/502968. S2CID  15999094.
  56. ^ Йохансен, А.; Блюм, Дж.; Танака, Х.; Ормель, К.; Биззарро, М.; Рикман, Х. (2014). «Многогранный процесс формирования планетезималей». В Бойтере, Х.; Клессен, РС; Даллемонд, CP; Хеннинг, Т. (ред.). Протозвезды и планеты VI . Издательство Университета Аризоны. стр. 547–570. arXiv : 1402.1344 . Бибкод : 2014prpl.conf..547J. дои : 10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch024. ISBN 978-0-8165-3124-0. S2CID  119300087.
  57. ^ Йохансен, А.; Жаке, Э.; Куцци, Дж. Н.; Морбиделли, А.; Гунель, М. (2015). «Новые парадигмы формирования астероидов». В Мишеле, П.; ДеМео, Ф.; Боттке, В. (ред.). Астероиды IV . Серия «Космическая наука». Издательство Университета Аризоны. п. 471. arXiv : 1505.02941 . Бибкод : 2015aste.book..471J. дои : 10.2458/azu_uapress_9780816532131-ch025. ISBN 978-0-8165-3213-1. S2CID  118709894.
  58. ^ аб Босс, Алан П. (2003). «Быстрое образование внешних планет-гигантов из-за нестабильности диска». Астрофизический журнал . 599 (1): 577–581. Бибкод : 2003ApJ...599..577B. дои : 10.1086/379163 .
  59. ^ Наякшин, Сержи (2010). «Формирование планет путем приливного уменьшения размеров зародышей гигантских планет». Ежемесячные уведомления о письмах Королевского астрономического общества . 408 (1): Л36–л40. arXiv : 1007.4159 . Бибкод : 2010MNRAS.408L..36N. дои : 10.1111/j.1745-3933.2010.00923.x. S2CID  53409577.
  60. ^ Стамателлос, Димитрис; Хаббер, Дэвид А.; Уитворт, Энтони П. (2007). «Образование коричневых карликов в результате гравитационной фрагментации массивных протяженных протозвездных дисков». Ежемесячные уведомления о письмах Королевского астрономического общества . 382 (1): Л30–Л34. arXiv : 0708.2827 . Бибкод : 2007MNRAS.382L..30S. дои : 10.1111/j.1745-3933.2007.00383.x. S2CID  17139868.
  61. ^ Шрифт, Андреа С.; Маккарти, Ян Г.; Джонстон, Дуг; Баллантайн, Дэвид Р. (2004). «Фотоиспарение околозвездных дисков вокруг молодых звезд». Астрофизический журнал . 607 (2): 890–903. arXiv : astro-ph/0402241 . Бибкод : 2004ApJ...607..890F. дои : 10.1086/383518. S2CID  15928892.
  62. ^ abcdefghi Боттке, Уильям Ф.; Дурда, Дэниел Д.; Несворни, Дэвид; и другие. (2005). «Связь истории столкновений главного пояса астероидов с его динамическим возбуждением и истощением» (PDF) . Икар . 179 (1): 63–94. Бибкод : 2005Icar..179...63B. дои : 10.1016/j.icarus.2005.05.017.
  63. ^ Гришин, Евгений; Перец, Хагай Б.; Авни, Яэль (11 августа 2019 г.). «Засеивание планет посредством захвата межзвездных объектов с помощью газа». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 487 (3): 3324–3332. arXiv : 1804.09716 . doi : 10.1093/mnras/stz1505. ISSN  0035-8711. S2CID  119066860.
  64. ^ abcd Рэймонд, Шон Н.; Куинн, Томас; Лунин, Джонатан И. (2007). «Моделирование окончательной сборки планет земного типа 2 в высоком разрешении: доставка воды и обитаемость планет». Астробиология . 7 (1): 66–84. arXiv : astro-ph/0510285 . Бибкод : 2007AsBio...7...66R. doi : 10.1089/ast.2006.06-0126. PMID  17407404. S2CID  10257401.
  65. ^ abcdefghi Томмес, EW; Дункан, MJ; Левисон, Х.Ф. (2003). «Олигархический рост планет-гигантов». Икар . 161 (2): 431–455. arXiv : astro-ph/0303269 . Бибкод : 2003Icar..161..431T. дои : 10.1016/S0019-1035(02)00043-X. S2CID  16522991.
  66. ^ abcdef Пети, Жан-Марк; Морбиделли, Алессандро (2001). «Первоначальное возбуждение и очистка пояса астероидов» (PDF) . Икар . 153 (2): 338–347. Бибкод : 2001Icar..153..338P. дои : 10.1006/icar.2001.6702. Архивировано из оригинала (PDF) 21 февраля 2007 г. Проверено 18 марта 2008 г.
  67. ^ аб Д'Анджело, Г.; Лиссауэр, Джей Джей (2018). «Образование планет-гигантов». В Диг Х., Бельмонте Дж. (ред.). Справочник экзопланет . Springer International Publishing AG, часть Springer Nature. стр. 2319–2343. arXiv : 1806.05649 . Бибкод : 2018haex.bookE.140D. дои : 10.1007/978-3-319-55333-7_140. ISBN 978-3-319-55332-0. S2CID  116913980.
  68. ^ Аб Янсон, М.; Бонавита, М.; Клар, Х.; Лафреньер, Д.; и другие. (2011). «Поиск планет и коричневых карликов вокруг самых массивных звезд в окрестностях Солнца с помощью высококонтрастных изображений». Астрофиз. Дж . 736 (89): 89. arXiv : 1105.2577 . Бибкод : 2011ApJ...736...89J. дои : 10.1088/0004-637x/736/2/89. S2CID  119217803.
  69. ^ abc Фортье, А.; Бенвенуто, AG (2007). «Олигархическая планетезимальная аккреция и образование планет-гигантов». Астрон. Астрофизика . 473 (1): 311–322. arXiv : 0709.1454 . Бибкод : 2007A&A...473..311F. дои : 10.1051/0004-6361: 20066729. S2CID  14812137.
  70. ^ Томмс, Эдвард В.; Дункан, Мартин Дж.; Левисон, Гарольд Ф. (1999). «Формирование Урана и Нептуна в регионе Юпитер-Сатурн Солнечной системы» (PDF) . Природа . 402 (6762): 635–638. Бибкод : 1999Natur.402..635T. дои : 10.1038/45185. PMID  10604469. S2CID  4368864.
  71. ^ Ламбрехтс, М.; Йохансен, А. (август 2012 г.). «Быстрый рост ядер газовых гигантов за счет нарастания гальки». Астрономия и астрофизика . 544 : А32. arXiv : 1205.3030 . Бибкод : 2012A&A...544A..32L. дои : 10.1051/0004-6361/201219127. S2CID  53961588.
  72. ^ abc Папалоизу, JCB; Нельсон, Р.П.; Клей, В.; и другие. (2007). «Взаимодействие диска и планеты во время формирования планеты». В Бо Рейпурте; Дэвид Джуитт; Клаус Кейл (ред.). Протозвезды и планеты V . Аризона Пресс. п. 655. arXiv : astro-ph/0603196 . Бибкод : 2007prpl.conf..655P.
  73. ^ Аб Левисон, Гарольд Ф.; Агнор, Крейг (2003). «Роль планет-гигантов в формировании планет земной группы» (PDF) . Астрономический журнал . 125 (5): 2692–2713. Бибкод : 2003AJ....125.2692L. дои : 10.1086/374625. S2CID  41888579.
  74. ^ «Мы одни? Открытие миллиардов планет, похожих на Землю, может дать ответ». СайТехДейли . 8 июля 2020 г.
  75. ^ Баруто, К.; Крида, А.; Паардекупер, С.-Дж.; Массет, Ф.; Гиле, Ж.; Битч, Б.; Нельсон, Р.; Клей, В.; Папалоизу, Дж. (2014). «Взаимодействие планеты и диска и ранняя эволюция планетных систем». Протозвезды и планеты VI . стр. 667–689. arXiv : 1312.4293 . Бибкод : 2014prpl.conf..667B. дои : 10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch029. ISBN 9780816531240. S2CID  67790867.
  76. ^ Батыгин, Константин; Боденхаймер, Питер Х.; Лафлин, Грегори П. (2016). «Формирование in situ и динамическая эволюция систем горячего Юпитера». Астрофизический журнал . 829 (2): 114. arXiv : 1511.09157 . Бибкод : 2016ApJ...829..114B. дои : 10.3847/0004-637X/829/2/114 . S2CID  25105765.
  77. ^ Д'Анджело, Г.; Боденхаймер, П. (2016). «Модели формирования in situ и ex situ планет Кеплера 11». Астрофизический журнал . 828 (1): там же. 33 (32 стр.). arXiv : 1606.08088 . Бибкод : 2016ApJ...828...33D. дои : 10.3847/0004-637X/828/1/33 . S2CID  119203398.
  78. ^ Морбиделли, Алессандро; Раймонд, Шон (2016). «Проблемы формирования планет». Журнал геофизических исследований: Планеты . 121 (10): 1962–1980. arXiv : 1610.07202 . Бибкод : 2016JGRE..121.1962M. дои : 10.1002/2016JE005088. S2CID  119122001.
  79. ^ Ли, Ева Дж.; Чан, Юджин (2016). «Размножение суперземель и рождение суперпуфов в переходных дисках». Астрофизический журнал . 817 (2): 90. arXiv : 1510.08855 . Бибкод : 2016ApJ...817...90L. дои : 10.3847/0004-637X/817/2/90 . S2CID  118456061.
  80. ^ Ламбрехтс, Мишель; Лега, Элана (2017). «Уменьшение аккреции газа на суперземлях и ледяных гигантах». Астрономия и астрофизика . 606 : А146. arXiv : 1708.00767 . Бибкод : 2017A&A...606A.146L. дои : 10.1051/0004-6361/201731014. S2CID  118979289.
  81. ^ Д'Анджело, Г.; Подолак, М. (2015). «Захват и эволюция планетезималей в околозвездных дисках». Астрофизический журнал . 806 (1): 29 стр. arXiv : 1504.04364 . Бибкод : 2015ApJ...806..203D. дои : 10.1088/0004-637X/806/2/203. S2CID  119216797.
  82. ^ Кануп, Робин М .; Уорд, Уильям Р. (2002). «Формирование галилеевых спутников: условия аккреции» (PDF) . Астрономический журнал . 124 (6): 3404–3423. Бибкод : 2002AJ....124.3404C. дои : 10.1086/344684. S2CID  47631608.

Внешние ссылки