stringtranslate.com

Небулярная гипотеза

Небулярная гипотеза является наиболее широко принятой моделью в области космогонии для объяснения образования и эволюции Солнечной системы (а также других планетных систем ). Она предполагает, что Солнечная система образована 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 неба» (1755), а затем изменена в 1796 году Пьером Лапласом . Первоначально примененный к Солнечной системе , процесс формирования планетной системы теперь считается действующим во всей Вселенной . Широко принятым современным вариантом небулярной теории является модель солнечного небулярного диска ( SNDM ) или солнечно-небулярная модель . [1] Она предложила объяснения различных свойств Солнечной системы, включая почти круговые и копланарные орбиты планет и их движение в том же направлении, что и вращение Солнца. Некоторые элементы первоначальной небулярной теории нашли отражение в современных теориях формирования планет, но большинство элементов были вытеснены.

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 плотные сгустки, которые затем вращаются, коллапсируют и образуют звезды. Звездообразование — сложный процесс, который всегда производит газообразный протопланетный диск ( проплид ) вокруг молодой звезды. Это может привести к рождению планет при определенных обстоятельствах, которые не очень хорошо известны. Таким образом, образование планетных систем считается естественным результатом звездообразования. Звезда, похожая на Солнце, обычно формируется примерно за 1 миллион лет, а протопланетный диск эволюционирует в планетную систему в течение следующих 10–100 миллионов лет. [2]

Протопланетный диск — это аккреционный диск , который питает центральную звезду. [3] Первоначально очень горячий, диск позже остывает в так называемой стадии звезды T Тельца ; здесь возможно образование мелких пылевых частиц, состоящих из камней и льда. В конечном итоге пылевые частицы могут коагулировать в планетезимали размером с километр . Если диск достаточно массивен, начинается неуправляемая аккреция, приводящая к быстрому — от 100 000 до 300 000 лет — формированию планетарных эмбрионов размером с Луну или Марс . Вблизи звезды планетарные эмбрионы проходят стадию бурных слияний, в результате чего образуется несколько планет земной группы . Последняя стадия занимает приблизительно от 100 миллионов до миллиарда лет. [2]

Формирование планет-гигантов — более сложный процесс. Считается, что он происходит за линией замерзания , где планетарные зародыши в основном состоят из различных типов льда. В результате они в несколько раз массивнее, чем во внутренней части протопланетного диска. Что следует за образованием зародыша, не совсем ясно. Некоторые зародыши, по-видимому, продолжают расти и в конечном итоге достигают 5–10 масс Земли — порогового значения, необходимого для начала аккреции водорода и гелия из диска. [4] Накопление газа ядром изначально является медленным процессом, который продолжается несколько миллионов лет, но после того, как формирующаяся протопланета достигает примерно 30 масс Земли ( ME ), он ускоряется и продолжается в неуправляемом режиме. Считается, что планеты, подобные Юпитеру и Сатурну, накапливают большую часть своей массы всего за 10 000 лет. Аккреция прекращается, когда газ истощается. Образованные планеты могут мигрировать на большие расстояния во время или после своего формирования. Ледяные гиганты , такие как Уран и Нептун, считаются неудавшимися ядрами, которые сформировались слишком поздно, когда диск почти исчез. [2]

История

Имеются доказательства того, что Эммануил 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 газообразные облака ( туманности ) медленно вращаются, постепенно сжимаются и сплющиваются под действием гравитации , в конечном итоге образуя звезды и планеты . [1]

Пьер-Симон Лаплас независимо разработал и предложил похожую модель в 1796 году [1] в своем Exposition du systeme du monde . Он предполагал, что Солнце изначально имело протяженную горячую атмосферу по всему объему Солнечной системы. Его теория включала сжимающееся и остывающее протосолнечное облако — протосолнечную туманность. По мере того, как оно охлаждалось и сжималось, оно сплющивалось и вращалось быстрее, сбрасывая (или теряя) ряд газообразных колец материала; и, по его словам, планеты конденсировались из этого материала. Его модель была похожа на модель Канта, за исключением более подробной и в меньшем масштабе. [1] Хотя лапласовская небулярная модель доминировала в 19 веке, она столкнулась с рядом трудностей. Основная проблема заключалась в распределении углового момента между Солнцем и планетами. Планеты имеют 99% углового момента, и этот факт не мог быть объяснен небулярной моделью. [1] В результате этого в начале 20-го века астрономы в значительной степени отказались от этой теории формирования планет.

По некоторым данным, основная критика пришла в 19 веке от Джеймса Клерка Максвелла (1831–1879), который в некоторых источниках утверждает, что различное вращение между внутренней и внешней частями кольца не может допустить конденсации материала. [7] Однако и критика, и приписывание Максвеллу были признаны неверными при дальнейшем расследовании, а первоначальная ошибка была допущена Джорджем Гамовым в некоторых популярных публикациях и с тех пор постоянно распространялась. [8] Астроном сэр Дэвид Брюстер также отверг Лапласа, написав в 1876 году, что «те, кто верит в небулярную теорию, считают несомненным, что наша Земля получила свою твердую материю и свою атмосферу из кольца, выброшенного из солнечной атмосферы, которое впоследствии сжалось в твердую земно-водную сферу, из которой Луна была выброшена тем же процессом». Он утверждал, что согласно такой точке зрения, «Луна обязательно должна была унести воду и воздух из водных и воздушных частей Земли и должна иметь атмосферу». [9] Брюстер утверждал, что религиозные убеждения сэра Исаака Ньютона ранее считали, что идеи туманностей ведут к атеизму, и цитировал его слова о том, что «возникновение новых систем из старых, без посредничества Божественной силы, казалось ему явно абсурдным». [10]

Осознанные недостатки лапласовской модели побудили ученых найти ей замену. В течение 20-го века многие теории обращались к этой проблеме, включая планетезимальную теорию Томаса Чемберлина и Фореста Молтона (1901), приливную модель Джеймса Джинса (1917), модель аккреции Отто Шмидта (1944), теорию протопланет Уильяма МакКри (1960) и, наконец, теорию захвата Майкла Вулфсона . [1] В 1978 году Эндрю Прентис возродил первоначальные лапласовские идеи о формировании планет и разработал современную лапласовскую теорию . [1] Ни одна из этих попыток не оказалась полностью успешной, и многие из предложенных теорий были описательными.

Рождение современной общепринятой теории формирования планет — модели солнечного небулярного диска (SNDM) — можно проследить до советского астронома Виктора Сафронова . [11] Его книга 1969 года «Эволюция протопланетного облака и формирование Земли и планет» , [12] которая была переведена на английский язык в 1972 году, оказала долгосрочное влияние на то, как ученые думают о формировании планет. [13] В этой книге были сформулированы почти все основные проблемы процесса формирования планет, а некоторые из них решены. Идеи Сафронова получили дальнейшее развитие в работах Джорджа Уэзерилла , который открыл неуправляемую аккрецию . [1] Первоначально применявшаяся только к Солнечной системе , впоследствии теоретики считали, что SNDM действует во всей Вселенной; по состоянию на 24 июля 2024 года астрономы обнаружили 7026 экзопланет в нашей галактике . [14]

Модель солнечной небулярности: достижения и проблемы

Достижения

Пылевые диски, окружающие молодые звезды поблизости, в более подробном виде. [15]

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

Процесс аккреции, в ходе которого планетезимали размером 1 км вырастают в тела размером 1000 км, в настоящее время хорошо изучен. [20] Этот процесс развивается внутри любого диска, где плотность планетезималей достаточно высока, и протекает неуправляемым образом. Позже рост замедляется и продолжается как олигархическая аккреция. Конечным результатом является образование планетарных эмбрионов различных размеров, которые зависят от расстояния до звезды. [20] Различные моделирования продемонстрировали, что слияние эмбрионов во внутренней части протопланетного диска приводит к образованию нескольких тел размером с Землю. Таким образом, происхождение планет земной группы в настоящее время считается почти решенной проблемой. [21]

Текущие вопросы

Физика аккреционных дисков сталкивается с некоторыми проблемами. [22] Наиболее важной из них является то, как материал, который аккрецируется протозвездой, теряет свой угловой момент . Одним из возможных объяснений, предложенных Ханнесом Альфвеном, было то, что угловой момент был сброшен солнечным ветром во время его фазы звезды T Тельца . Импульс переносится к внешним частям диска вязкими напряжениями. [23] Вязкость генерируется макроскопической турбулентностью, но точный механизм, который создает эту турбулентность, не очень хорошо изучен. Другим возможным процессом сброса углового момента является магнитное торможение , когда вращение звезды передается в окружающий диск 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]

Формирование планетезималей является самой большой нерешенной проблемой 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 вокруг них нет ничего, даже пылевых поясов . [28]

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

Другая потенциальная проблема формирования гигантских планет — их орбитальная миграция . Некоторые расчеты показывают, что взаимодействие с диском может вызвать быструю внутреннюю миграцию, которая, если ее не остановить, приведет к тому, что планета достигнет «центральных областей все еще как субъюпитерианский объект ». [33] Более поздние расчеты показывают, что эволюция диска во время миграции может смягчить эту проблему. [34]

Формирование звезд и протопланетных дисков

Протозвезды

Вид в видимом свете (слева) и инфракрасном (справа) свете на Трехраздельную туманность — гигантское звездообразующее облако газа и пыли, расположенное на расстоянии 5400 световых лет от нас в созвездии Стрельца.

Считается, что звезды формируются внутри гигантских облаков холодного молекулярного водорода — гигантских молекулярных облаков, масса которых примерно в 300 000 раз превышает массу Солнца ( M ☉ ) и  диаметр которых составляет 20 парсеков . [2] [35] На протяжении миллионов лет гигантские молекулярные облака склонны к коллапсу и фрагментации. [36] Затем эти фрагменты образуют небольшие плотные ядра, которые, в свою очередь, коллапсируют в звезды. [35] Масса ядер варьируется от доли до нескольких масс Солнца и называется протозвездными (протосолнечными) туманностями. [2] Они обладают диаметрами 0,01–0,1 пк (2 000–20 000 а. е.) и плотностью частиц примерно от 10 000 до 100 000 см −3 . [a] [35] [37]

Первоначальный коллапс протозвездной туманности солнечной массы занимает около 100 000 лет. [2] [35] Каждая туманность начинается с определенного количества углового момента . Газ в центральной части туманности с относительно низким угловым моментом подвергается быстрому сжатию и образует горячее гидростатическое (не сжимающееся) ядро, содержащее небольшую долю массы исходной туманности. [38] Это ядро ​​образует семя того, что станет звездой. [2] [38] По мере продолжения коллапса сохранение углового момента означает, что вращение падающей оболочки ускоряется, [39] [40] что в значительной степени препятствует прямой аккреции газа на центральное ядро. Вместо этого газ вынужден распространяться наружу около своей экваториальной плоскости, образуя диск , который, в свою очередь, аккрецирует на ядро. [2] [39] [40] Ядро постепенно наращивает массу, пока не станет молодой горячей протозвездой . [38] На этой стадии протозвезда и ее диск сильно затенены падающей оболочкой и не поддаются непосредственному наблюдению. [16] Фактически, непрозрачность оставшейся оболочки настолько высока, что даже излучение миллиметрового диапазона с трудом выходит из нее. [2] [16] Такие объекты наблюдаются как очень яркие конденсации, которые испускают в основном излучение миллиметрового и субмиллиметрового диапазона . [37] Они классифицируются как спектральные протозвезды класса 0. [16] Коллапс часто сопровождается биполярными истечениями — джетами — 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 горячие, чтобы начать ядерный синтез . [38] [42]

Инфракрасное изображение молекулярного потока 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 наблюдаемым, сначала в дальнем инфракрасном свете, а затем в видимом. [37] Примерно в это же время протозвезда начинает синтезировать дейтерий . Если протозвезда достаточно массивна (более 80 масс Юпитера ( MJ ) ), следует синтез водорода. В противном случае, если ее масса слишком мала, объект становится коричневым карликом . [42] Это 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 типа Т Тельца , эволюционировавшими 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% от массы центрального YSO. [37]

На следующем этапе оболочка полностью исчезает, будучи собранной диском, и протозвезда становится классической звездой типа Т Тельца. [b] Это происходит примерно через 1 миллион лет. [2] Масса диска вокруг классической звезды типа Т Тельца составляет около 1–3% от массы звезды, и он аккрецируется со скоростью от 10−7 до 10−9 M  ☉ в год. [45] Обычно также присутствует пара биполярных струй. [46] Аккреция объясняет все необычные свойства классических звезд типа Т Тельца: сильный поток в эмиссионных линиях (до 100% собственной светимости звезды), магнитную активность, фотометрическую переменность и струи. [47] Эмиссионные линии фактически образуются, когда аккрецированный газ ударяется о «поверхность» звезды, что происходит вокруг ее магнитных полюсов . [47] Струи являются побочными продуктами аккреции: они уносят избыточный угловой момент. Классическая стадия T Тельца длится около 10 миллионов лет. [2] Диск в конечном итоге исчезает из-за аккреции на центральную звезду, образования планет, выброса струями и фотоиспарения УФ-излучением от центральной звезды и близлежащих звезд. [48] В результате молодая звезда становится слаболинейчатой ​​звездой T Тельца , которая медленно, в течение сотен миллионов лет, эволюционирует в обычную звезду, похожую на Солнце. [38]

Протопланетные диски

Диски мусора, обнаруженные на архивных снимках молодых звезд HD 141943 и HD 191089, полученных с помощью HST , 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 доли звезд в молодых звездных скоплениях . [17] [50] Они существуют с самого начала формирования звезды, но на самых ранних стадиях ненаблюдаемы из-за непрозрачности окружающей оболочки. [16] Диск протозвезды класса 0 считается массивным и горячим. Это аккреционный диск , который питает центральную протозвезду. [39] [40] Температура может легко превышать 400  К внутри 5 а.е. и 1000 К внутри 1 а.е. [51] Нагрев диска в первую очередь вызван вязким рассеиванием турбулентности в нем и падением газа из туманности. [39] [40] Высокая температура во внутреннем диске заставляет большую часть летучих веществ — воду, органику и некоторые породы — испаряться, оставляя только самые тугоплавкие элементы, такие как железо . Лед может выжить только во внешней части диска. [51]

Протопланетный диск, формирующийся в туманности Ориона

Основная проблема в физике аккреционных дисков — это генерация турбулентности и механизм, ответственный за высокую эффективную вязкость . [2] Считается, что турбулентная вязкость отвечает за перенос массы к центральной протозвезде и импульса к периферии диска. Это жизненно важно для аккреции, поскольку газ может быть аккрецирован центральной протозвездой, только если он потеряет большую часть своего углового момента, который должен быть унесен небольшой частью газа, дрейфующего 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]

Художественное представление диска и газовых потоков вокруг молодой звезды HD 142527. [ 53]

Продолжительность жизни аккреционных дисков составляет около 10 миллионов лет. [17] К тому времени, когда звезда достигает классической стадии Т-Тельца, диск становится тоньше и остывает. [45] Менее летучие материалы начинают конденсироваться вблизи его центра, образуя 0,1–1 мкм пылинки, которые содержат кристаллические силикаты . [19] Перенос материала из внешнего диска может смешивать эти новообразованные пылинки с первичными , которые содержат органическое вещество и другие летучие вещества. Это смешивание может объяснить некоторые особенности в составе 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 прилипать друг к другу 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] Дальнейшее агрегирование может привести к образованию планетезималей размером 1 км в поперечнике или больше, которые являются строительными блоками планет . [2] [54] Формирование планетезималей является еще одной нерешенной проблемой физики диска, поскольку простое прилипание становится неэффективным по мере увеличения размеров частиц пыли. [28]

Одна из гипотез заключается в формировании гравитационной нестабильности . Частицы размером в несколько сантиметров или больше медленно оседают вблизи средней плоскости диска, образуя очень тонкий — менее 100 км — и плотный слой. Этот слой гравитационно нестабилен и может фрагментироваться на многочисленные сгустки, которые в свою очередь коллапсируют в планетезимали. [2] [28] Однако различные скорости газового диска и твердых тел вблизи средней плоскости могут генерировать турбулентность, которая не дает слою стать достаточно тонким для фрагментации из-за гравитационной нестабильности. [55] Это может ограничить образование планетезималей посредством гравитационной нестабильности определенными местами в диске, где концентрация твердых тел увеличивается. [56]

Другим возможным механизмом образования планетезималей является потоковая нестабильность , при которой сопротивление, ощущаемое частицами, вращающимися через газ, 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, когда их обгоняют или когда они дрейфуют внутрь, заставляя их расти в массе. 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 вызвано гравитационной нестабильностью внутри самого диска, что приводит к его фрагментации на сгустки. Некоторые из них, если они достаточно плотные, коллапсируют , [ 52] что может привести к быстрому образованию газовых гигантских планет и даже коричневых карликов в масштабе времени 1000 лет. [58] Если эти сгустки мигрируют внутрь по мере коллапса, приливные силы от звезды могут привести к значительной потере массы, оставляя после себя меньшее тело. [59] Однако это возможно только в массивных дисках — более массивных, чем 0,3  M ☉ . Для сравнения, типичные массы дисков составляют 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 — образование планет (концепция художника).

Окончательное рассеивание протопланетных дисков вызывается рядом различных механизмов. Внутренняя часть диска либо аккрецируется звездой, либо выбрасывается биполярными струями , [45] [46], тогда как внешняя часть может испариться под мощным ультрафиолетовым излучением звезды во время стадии T 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 давлением излучения центральной звезды. В конечном итоге остается либо планетная система, либо остаточный диск пыли без планет, либо ничего, если планетезимали не сформировались. [2]

Поскольку планетезимали так многочисленны и распространены по всему протопланетному диску, некоторые из них переживают формирование планетной системы. Астероиды считаются оставшимися планетезималями, постепенно измельчающими друг друга на все меньшие и меньшие кусочки, в то время как кометы, как правило, являются планетезималями из более дальних уголков планетной системы. Метеориты являются образцами планетезималей, которые достигают поверхности планеты и предоставляют большой объем информации о формировании Солнечной системы. Метеориты примитивного типа являются кусками разрушенных планетезималей малой массы, в которых не происходило никакой тепловой дифференциации , в то время как метеориты обработанного типа являются кусками разрушенных массивных планетезималей. [62] Межзвездные объекты могли быть захвачены и стать частью молодой Солнечной системы. [63]

Формирование планет

Скалистые планеты

Согласно модели солнечного небулярного диска, каменистые планеты образуются 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 и позднее к образованию каменистых планетезималей. [c] [64] Считается, что такие условия существуют во внутренней части диска звезды, подобной Солнцу, размером 3–4 а.е. [2]

После того, как небольшие планетезимали — около 1 км в диаметре — сформировались тем или иным способом, начинается убегающая аккреция . [20] Она называется убегающей, 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] Убегающая аккреция длится от 10 000 до 100 000 лет и заканчивается, когда самые крупные тела превышают приблизительно 1000 км в диаметре. [20] Замедление аккреции вызвано гравитационными возмущениями со стороны крупных тел на оставшихся планетезималях. [20] [65] Кроме того, влияние более крупных тел останавливает дальнейший рост более мелких тел. [20]

Следующий этап называется олигархической аккрецией . [20] Он характеризуется доминированием нескольких сотен крупнейших тел — олигархов, которые продолжают медленно аккрецировать планетезимали. [20] Ни одно тело, кроме олигархов, не может расти. [65] На этом этапе скорость аккреции пропорциональна R 2 , которая выводится из геометрического сечения олигарха. [65] Удельная скорость аккреции пропорциональна M −1/3 ; и она уменьшается с массой тела. Это позволяет меньшим олигархам догонять более крупные. Олигархи удерживаются 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 , а M s - масса центральной звезды) друг от друга под влиянием оставшихся планетезималей. [20] Их орбитальные эксцентриситеты и наклоны остаются небольшими. Олигархи продолжают аккрецировать до тех пор, пока планетезимали не иссякнут в диске вокруг них. [20] Иногда соседние олигархи сливаются. Окончательная масса олигарха зависит от расстояния до звезды и поверхностной плотности планетезималей и называется массой изоляции. [65] Для каменистых планет она составляет до 0,1  M E , или одной массы Марса . [2] Конечным результатом олигархической стадии является формирование около 100 планетарных эмбрионов размером с Луну или Марс, равномерно распределенных на расстоянии около 10·H r . [21] Считается, что они находятся внутри зазоров в диске и разделены кольцами оставшихся планетезималей. Считается, что эта стадия длится несколько сотен тысяч лет. [2] [20]

Последняя стадия формирования каменистых планет — стадия слияния . [2] Она 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 этой стадии зародыши выталкивают оставшиеся планетезимали и сталкиваются друг с другом. Результатом этого процесса, который длится от 10 до 100 миллионов лет, является образование ограниченного числа тел размером с Землю. Моделирование показывает, что число выживших планет в среднем составляет от 2 до 5. [2] [21] [62] [66] В Солнечной системе они могут быть представлены Землей и Венерой . [21] Образование обеих планет потребовало слияния примерно 10–20 зародышей, в то время как равное количество из них было выброшено за пределы Солнечной системы. [62] Считается, что некоторые из зародышей, которые возникли в поясе астероидов , принесли воду на Землю. [64] Марс и Меркурий можно рассматривать как оставшиеся эмбрионы, пережившие это соперничество. [62] Каменистые планеты, которым удалось объединиться, в конечном итоге занимают более или менее стабильные орбиты, что объясняет, почему планетные системы, как правило, переполнены до предела; или, другими словами, почему они всегда кажутся находящимися на грани нестабильности. [21]

Гигантские планеты

Пылевой диск вокруг Фомальгаута — самой яркой звезды в созвездии Южной Рыбы. Асимметрия диска может быть вызвана гигантской планетой (или планетами), вращающейся вокруг звезды.

Образование гигантских планет является выдающейся проблемой в планетарных науках . [22] В рамках солнечной небулярной модели существуют две теории их образования. Первая — это модель нестабильности диска , в которой гигантские планеты образуются в массивных протопланетных дисках в результате их гравитационной фрагментации (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 гигантских планет в относительно маломассивных дисках (менее 0,1  M ☉ ). [34] В этой модели формирование гигантских планет делится на два этапа: а) аккреция ядра примерно в 10  M E и б) аккреция газа из протопланетного диска. [2] [22] [67] Любой из этих методов также может привести к созданию коричневых карликов . [31] [68] Исследования, проведенные в 2011 году, показали, что основным механизмом формирования, скорее всего, является аккреция ядра. [68]

Считается, что формирование ядра гигантской планеты происходит примерно по линиям формирования планеты земной группы. [20] Оно начинается с планетезималей, которые подвергаются неудержимому росту, за которым следует более медленная олигархическая стадия. [65] Гипотезы не предсказывают стадию слияния из-за низкой вероятности столкновений между планетарными эмбрионами во внешней части планетных систем. [65] Дополнительным отличием является состав планетезималей , которые в случае гигантских планет образуются за так называемой линией замерзания и состоят в основном из льда — соотношение льда и камня составляет примерно 4 к 1. [29] Это увеличивает массу планетезималей в четыре раза. Однако туманность минимальной массы, способная к образованию планеты 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 среднюю продолжительность жизни газовых дисков вокруг звезд, подобных Солнцу. [17] Предлагаемые решения включают в себя увеличение массы диска — десятикратного увеличения было бы достаточно; [65] миграцию протопланет, которая позволяет эмбриону аккрецировать больше планетезималей; [29] и, наконец, усиление аккреции из-за сопротивления газа в газовых оболочках эмбрионов. [29] [32] [69] Некоторая комбинация вышеупомянутых идей может объяснить образование ядер газовых гигантских планет, таких как Юпитер и, возможно, даже Сатурн . [22] Образование планет, таких как Уран и Нептун , более проблематично, поскольку ни одна теория не смогла обеспечить формирование их ядер in situ на расстоянии 20–30 а.е. от центральной звезды. [2] Одна из гипотез заключается в том, что они изначально аккрецировали в регионе Юпитер-Сатурн, затем были рассеяны и мигрировали в свое нынешнее местоположение. [70] Другим возможным решением является рост ядер гигантских планет посредством аккреции гальки . При аккреции гальки объекты диаметром от см до метра, падающие на массивное тело, достаточно замедляются сопротивлением газа, чтобы они могли двигаться по спирали к нему и аккрецироваться. Рост посредством аккреции гальки может быть в 1000 раз быстрее, чем при аккреции планетезималей. [71]

Как только ядра достигают достаточной массы (5–10  M E ), они начинают 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 из диска исчерпываются. [67] Это происходит постепенно из-за образования разрыва плотности в протопланетном диске и рассеивания диска. [34] [72] В этой модели ледяные гиганты — Уран и Нептун — являются неудавшимися ядрами, которые начали аккрецию газа слишком поздно, когда почти весь газ уже исчез. Стадия после убегающей аккреции газа характеризуется миграцией новообразованных гигантских планет и продолжающейся медленной аккрецией газа. [72] Миграция вызвана взаимодействием планеты, находящейся в зазоре, с оставшимся диском. Она останавливается, 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 представлении художника планета вращается через просвет (пробел) в пылевом планетообразующем диске близлежащей звезды.

Планеты-гиганты могут существенно влиять на формирование планет земной группы . Присутствие гигантов имеет тенденцию увеличивать эксцентриситеты и наклоны (см. механизм Козаи ) планетезималей и эмбрионов в области планет земной группы (внутри 4 а.е. в Солнечной системе). [62] [66] Если планеты-гиганты образуются 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 планетных эмбрионов, делая их более интенсивными. [62] В результате количество планет земной группы уменьшится, и они будут более массивными. [73] Кроме того, размер системы уменьшится, поскольку планеты земной группы будут формироваться ближе к центральной звезде. Считается, что влияние планет-гигантов в Солнечной системе, особенно Юпитера , было ограничено, поскольку они относительно удалены от планет земной группы. [73]

Область планетной системы, прилегающая к планетам-гигантам, будет подвержена влиянию иным образом. [66] В такой области эксцентриситеты зародышей могут стать настолько большими, что зародыши пройдут близко к планете-гиганту, что может привести к их выбросу из системы. [d] [62] [66] Если удалить все зародыши, то в этой области не сформируется ни одной планеты. [66] Дополнительным следствием является то, что останется огромное количество малых планетезималей, потому что планеты-гиганты не способны очистить их всех без помощи зародышей. Общая масса оставшихся планетезималей будет небольшой, потому что совокупное воздействие зародышей до их выброса и планет-гигантов все еще достаточно сильно, чтобы удалить 99% малых тел. [62] Такая область в конечном итоге превратится в пояс астероидов , который является полным аналогом пояса астероидов в Солнечной системе, расположенным 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, миллиарды других, в пределах нашей наблюдаемой Вселенной, еще не открыты. [74] Орбиты многих из этих планет и систем планет значительно отличаются от планет Солнечной системы. Обнаруженные экзопланеты включают горячие юпитеры, теплые юпитеры, суперземли и системы плотно упакованных внутренних планет.

Считается, что горячие и теплые юпитеры мигрировали на свои текущие орбиты во время или после своего формирования. Было предложено несколько 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 эксцентрические орбиты с перигелием вблизи звезды, за которым следует округлость ее орбиты из-за приливных взаимодействий со звездой, может оставить планету на близкой орбите. Если присутствовала массивная планета-компаньон или звезда на наклонной орбите, обмен наклона на эксцентриситет через механизм Козаи, повышающий эксцентриситеты и понижающий перигелий, за которым следует округлость, также может привести к близкой орбите. Многие планеты размером с Юпитер имеют эксцентричные орбиты, что может указывать на то, что между планетами происходили гравитационные столкновения, хотя миграция во время резонанса также может возбуждать эксцентриситеты. [75] Также предполагался рост горячих юпитеров in situ из близко вращающихся суперземель. 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 своих первоначальных местоположений. [77] Образование in situ близко вращающихся суперземель потребовало бы массивного диска, миграции планетарных эмбрионов с последующими столкновениями и слияниями или радиального дрейфа небольших твердых тел из более дальних областей диска. Миграция суперземель или эмбрионов, которые столкнулись, чтобы сформировать их, вероятно, была Типа I из-за их меньшей массы. Резонансные орбиты некоторых систем экзопланет указывают на то, что некоторая миграция произошла в этих системах, в то время как интервал между орбитами во многих других системах, не находящихся в резонансе, указывает на то, что нестабильность, вероятно, произошла в этих системах после рассеивания газового диска. Отсутствие суперземель и близко вращающихся планет в Солнечной системе может быть связано с предыдущим образованием Юпитера, блокирующим их внутреннюю миграцию. [78]

Количество газа, которое приобретает суперземля, образовавшаяся in situ, может зависеть от того, когда планетарные эмбрионы слились из-за гигантских ударов относительно рассеивания газового диска. Если слияния происходят после того, как газовый диск рассеивается, могут образоваться планеты земной группы, если в переходном диске может образоваться суперземля с газовой оболочкой, содержащей несколько процентов ее массы. Если слияния происходят слишком рано, может произойти аккреция неуправляемого газа, приводящая к образованию газового гиганта. Слияния начинаются, когда динамическое трение из-за газового диска становится недостаточным для предотвращения столкновений, процесс, который начнется раньше в диске с более высокой металличностью. [79] В качестве альтернативы аккреция газа может быть ограничена из-за того, что оболочки не находятся в гидростатическом равновесии, вместо этого газ может протекать через оболочку, замедляя ее рост и задерживая начало аккреции неуправляемого газа до тех пор, пока масса ядра не достигнет 15 масс Земли. [80]

Значениеаккреция

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

Однако это значение не следует путать с процессом аккреции, формирующим планеты. В этом контексте аккреция относится к процессу охлажденных, затвердевших зерен пыли и льда, вращающихся вокруг протозвезды в протопланетном диске, сталкивающихся и слипающихся 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 водорода и гелия сжимались, раскручивались, сплющивались и откладывали газ на поверхности каждой гигантской протопланеты , в то время как твердые тела внутри этого диска аккрецировались в обычные луны планеты-гиганта. [82]

Смотрите также

Примечания

  1. ^ Сравните это с плотностью частиц воздуха на уровне моря.2,8 × 10 19  см −3 .
  2. ^ Звезды типа Т Тельца — молодые звезды с массой менее 2,5  M ☉, демонстрирующие повышенный уровень активности. Они делятся на два класса: слаболинейчатые и классические звезды типа 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 типа Т Тельца эволюционируют в слаболинейчатые звезды типа Т Тельца. [44]
  3. ^ Планетезимали вблизи внешнего края области земных планет — от 2,5 до 4 а.е. от Солнца — могут накапливать некоторое количество льда. Однако камни все равно будут доминировать, как во внешнем главном поясе в Солнечной системе. [64]
  4. ^ Как вариант они могут столкнуться с центральной звездой или гигантской планетой.

Ссылки

  1. ^ abcdefgh Вулфсон, ММ (1993). «Солнечная система – ее происхождение и эволюция». QJR Astron. Soc . 34 : 1–20. Bibcode :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 др. (2006). «Формирование и ранняя эволюция Солнечной системы: первые 100 миллионов лет». Земля, Луна и планеты . 98 (1–4): 39–95. Bibcode :2006EM&P...98...39M. doi :10.1007/s11038-006-9087-5. S2CID  120504344.
  3. ^ Эндрюс, Робин Джордж (10 августа 2022 г.). «Астрономы, возможно, нашли самую молодую планету Галактики — телескоп Уэбба вскоре поможет измерить мир, что может дать представление о том, как образовалась наша собственная планета». The New York Times . Получено 11 августа 2022 г.
  4. ^ D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. (2013). "Трехмерные радиационно-гидродинамические расчеты оболочек молодых планет, встроенных в протопланетные диски". The Astrophysical Journal . 778 (1): 77 (29 стр.). arXiv : 1310.2211 . Bibcode :2013ApJ...778...77D. doi :10.1088/0004-637X/778/1/77. S2CID  118522228.
  5. ↑ Сведенборг, Эммануил (1734). (Principia) Латинский: Opera Philosophica et Mineralia (Английский: Философские и минералогические труды) . Т. I.
  6. ^ Бейкер, Грегори Л. «Эмануэль Свенборг – космофизик XVIII века». The Physics Teacher . Октябрь 1983 г., стр. 441–446.
  7. ^ Джордж HA 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" . Получено 03.01.2023 .
  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 двойные системы. стр. 233
  11. ^ Хенбест, Найджел (1991). «Рождение планет: Земля и ее соседи-планеты могут быть пережитками того времени, когда планеты рикошетили вокруг Солнца, как шарики на пинбольном столе». New Scientist . Получено 18.04.2008 .
  12. ^ Сафронов, Виктор Сергеевич (1972). Эволюция протопланетного облака и образование Земли и планет . Израильская программа научных переводов. ISBN 978-0-7065-1225-0.
  13. ^ Wetherill, George W. (1989). "Leonard Medal Citation for Victor Sergeevich Safronov". Meteoritics . 24 (4): 347. Bibcode : 1989Metic..24..347W. doi : 10.1111/j.1945-5100.1989.tb00700.x .
  14. ^ Шнайдер, Жан (10 сентября 2011 г.). «Интерактивный каталог внесолнечных планет». Энциклопедия внесолнечных планет . Получено 10 сентября 2011 г.
  15. ^ "SPHERE раскрывает захватывающий зоопарк дисков вокруг молодых звезд". www.eso.org . Получено 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, Karl E.; Lada, Elizabeth A.; Lada, Charles J. (2001). «Частоты диска и продолжительность жизни в молодых скоплениях». The Astrophysical Journal . 553 (2): L153–L156. arXiv : astro-ph/0104347 . Bibcode :2001ApJ...553L.153H. doi :10.1086/320685. S2CID  16480998.
  18. ^ ab Padgett, Deborah L.; Brandner, Wolfgang; Stapelfeldt, Karl L.; et al. (1999). «Получение изображений дисков и оболочек вокруг очень молодых звезд с помощью космического телескопа Хаббл/nicmos». The Astronomical Journal . 117 (3): 1490–1504. arXiv : astro-ph/9902101 . Bibcode : 1999AJ....117.1490P. doi : 10.1086/300781. S2CID  16498360.
  19. ^ abc Кесслер-Силаччи, Жаклин; Ожеро, Жан-Шарль; Даллемонд, Корнелис П.; и др. (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». The Astrophysical Journal . 581 (1): 666–680. Bibcode : 2002ApJ...581..666K. doi : 10.1086/344105.
  21. ^ abcdef Рэймонд, Шон Н.; Куинн, Томас; Лунин, Джонатан И. (2006). «Высокоразрешающее моделирование окончательной сборки планет земного типа 1: земная аккреция и динамика». Icarus . 183 (2): 265–282. arXiv : astro-ph/0510284 . Bibcode :2006Icar..183..265R. doi :10.1016/j.icarus.2006.03.011. S2CID  119069411.
  22. ^ abcdef Wurchterl, G. (2004). "Формирование планет". В P. Ehrenfreund; et al. (ред.). Формирование планет в сторону оценки пригодности для жизни в галактике . Астробиология: перспективы будущего . Библиотека астрофизики и космической науки. Kluwer Academic Publishers. стр. 67–96. doi :10.1007/1-4020-2305-7. ISBN 9781402023040.
  23. ^ ab Линден-Белл, Д.; Прингл, Дж. Э. (1974). «Эволюция вязких дисков и происхождение небулярных переменных». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 168 (3): 603–637. Bibcode : 1974MNRAS.168..603L. doi : 10.1093/mnras/168.3.603 .
  24. ^ Девитт, Терри (31 января 2001 г.). «Что тормозит безумно вращающиеся звезды?». Университет Висконсина в Мадисоне . Получено 09.04.2013 .
  25. ^ Dullemond, C.; Hollenbach, D.; Kamp, I.; D'Alessio, P. (2007). «Модели структуры и эволюции протопланетных дисков». В Reipurth, B.; Jewitt, D.; Keil, K. (ред.). Protostars and Planets V. Tucson, AZ: University of Arizona Press. стр. 555–572. arXiv : astro-ph/0602619 . Bibcode : 2007prpl.conf..555D. ISBN 978-0816526543.
  26. ^ Кларк, К. (2011). «Рассеивание дисков вокруг молодых звезд». В Гарсия, 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 . Получено 11 февраля 2019 г. .
  28. ^ abc Youdin, Andrew N.; Shu, Frank N. (2002). «Формирование планетезималей в результате гравитационной нестабильности». The Astrophysical Journal . 580 (1): 494–505. arXiv : astro-ph/0207536 . Bibcode : 2002ApJ...580..494Y. doi : 10.1086/343109. S2CID  299829.
  29. ^ abcde Inaba, S.; Wetherill, GW; Ikoma, M. (2003). "Формирование газовых гигантских планет: модели аккреции ядра с фрагментацией и планетарной оболочкой" (PDF) . Icarus . 166 (1): 46–62. Bibcode :2003Icar..166...46I. doi :10.1016/j.icarus.2003.08.001. Архивировано из оригинала (PDF) 2006-09-12.
  30. ^ Lissauer, JJ; Hubickyj, O.; D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. (2009). «Модели роста Юпитера, включающие тепловые и гидродинамические ограничения». Icarus . 199 (2): 338–350. arXiv : 0810.5186 . Bibcode :2009Icar..199..338L. doi :10.1016/j.icarus.2008.10.004. S2CID  18964068.
  31. ^ ab Bodenheimer, P.; D'Angelo, G.; Lissauer, JJ; Fortney, JJ; et al. (2013). "Deuterium Burning in Massive Giant Planets and Low-mass Brown Dwarfs Formed by Core-nucleated Accretion". The Astrophysical Journal . 770 (2): 120 (13 стр.). arXiv : 1305.0980 . Bibcode :2013ApJ...770..120B. doi :10.1088/0004-637X/770/2/120. S2CID  118553341.
  32. ^ ab D'Angelo, G.; Weidenschilling, SJ; Lissauer, JJ; Bodenheimer, P. (2014). "Рост Юпитера: усиление аккреции ядра объемной маломассивной оболочкой". Icarus . 241 : 298–312. arXiv : 1405.7305 . Bibcode :2014Icar..241..298D. doi :10.1016/j.icarus.2014.06.029. S2CID  118572605.
  33. ^ Папалоизу 2007 стр. 10
  34. ^ abcd D'Angelo, G.; Durisen, RH; Lissauer, JJ (2011). "Giant Planet Formation". В S. Seager. (ред.). Exoplanets . University of Arizona Press, Tucson, AZ. стр. 319–346. arXiv : 1006.5486 . Bibcode :2010exop.book..319D.
  35. ^ abcd Pudritz, Ralph E. (2002). «Скопление звезд и происхождение звездных масс». Science . 295 (5552): 68–75. Bibcode :2002Sci...295...68P. doi :10.1126/science.1068298. PMID  11778037. S2CID  33585808.
  36. ^ Кларк, Пол К.; Боннелл, Ян А. (2005). «Начало коллапса в турбулентно поддерживаемых молекулярных облаках». Mon. Not. R. Astron. Soc . 361 (1): 2–16. Bibcode : 2005MNRAS.361....2C. doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09105.x .
  37. ^ abcd Motte, F.; Andre, P.; Neri, R. (1998). «Начальные условия звездообразования в главном облаке ρ Ophiuchi: широкоугольное миллиметровое континуальное картирование». Astron. Astrophys . 336 : 150–172. Bibcode :1998A&A...336..150M.
  38. ^ abcde Stahler, Steven W.; Shu, Frank H.; Taam, Ronald E. (1980). «Эволюция протозвезд: II Гидростатическое ядро». The Astrophysical Journal . 242 : 226–241. Bibcode : 1980ApJ...242..226S. doi : 10.1086/158459 .
  39. ^ abcde Накамото, Тайши; Накагава, Юсицугу (1994). «Формирование, ранняя эволюция и гравитационная устойчивость протопланетных дисков». The Astrophysical Journal . 421 : 640–650. Bibcode : 1994ApJ...421..640N. doi : 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 диска». The Astrophysical Journal . 525 (1): 330–342. Bibcode :1999ApJ...525..330Y. doi : 10.1086/307867 .
  41. ^ Ли, Чин-Фей; Манди, Ли Г.; Рейпурт, Бо; и др. (2000). «Выбросы CO из молодых звезд: противостояние моделям струй и ветров». The Astrophysical Journal . 542 (2): 925–945. Bibcode :2000ApJ...542..925L. doi : 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 типа Т Тельца вплоть до почти планетарных масс: Эшелле-спектры 82 звезд с очень низкой массой и коричневых карликов». The Astrophysical Journal . 626 (1): 498–522. arXiv : astro-ph/0502155 . Bibcode :2005ApJ...626..498M. doi :10.1086/429794. S2CID  8462683.
  44. ^ Мартин, Э. Л.; Реболо, Р.; Магаццу, А.; Павленко, Я. В. (1994). «Горение лития до главной последовательности». Astron. Astrophys . 282 : 503–517. arXiv : astro-ph/9308047 . Bibcode :1994A&A...282..503M.
  45. ^ abc Хартманн, Ли; Кальвет, Нурия ; Гуллбринг, Эрик; Д'Алессио, Паула (1998). «Аккреция и эволюция дисков типа Т Тельца». The Astrophysical Journal . 495 (1): 385–400. Bibcode : 1998ApJ...495..385H. doi : 10.1086/305277 .
  46. ^ ab Shu, Frank H.; Shang, Hsian; Glassgold, Alfred E.; Lee, Typhoon (1997). "Рентгеновские лучи и флуктуирующие рентгеновские ветры от протозвезд". Science . 277 (5331): 1475–1479. Bibcode :1997Sci...277.1475S. doi :10.1126/science.277.5331.1475.
  47. ^ ab Muzerolle, James; Calvet, Nuria ; Hartmann, Lee (2001). "Диагностика эмиссионных линий магнитосферной аккреции T Tauri. II. Улучшенные модельные тесты и понимание физики аккреции". The Astrophysical Journal . 550 (2): 944–961. Bibcode : 2001ApJ...550..944M. doi : 10.1086/319779 .
  48. ^ ab Адамс, Фред К.; Холленбах, Дэвид; Лафлин, Грегори; Горти, Ума (2004). «Фотоиспарение околозвездных дисков из-за внешнего дальнего ультрафиолетового излучения в звездных агрегатах». The Astrophysical Journal . 611 (1): 360–379. arXiv : astro-ph/0404383 . Bibcode :2004ApJ...611..360A. doi :10.1086/421989. S2CID  16093937.
  49. ↑ Harrington, JD; Villard, Ray (24 апреля 2014 г.). «ВЫПУСК 14–114 Астрономическая криминалистика раскрывает планетарные диски в архиве NASA Hubble». NASA . Архивировано из оригинала 25.04.2014 . Получено 25.04.2014 .
  50. ^ Megeath, ST; Hartmann, L.; Luhmann, KL; Fazio, GG (2005). "Spitzer/IRAC фотометрия ассоциации ρ Chameleontis". The Astrophysical Journal . 634 (1): L113–L116. arXiv : astro-ph/0511314 . Bibcode :2005ApJ...634L.113M. doi :10.1086/498503. S2CID  119007015.
  51. ^ abc Чик, Кеннет М.; Кассен, Патрик (1997). «Термическая обработка межзвездных пылевых частиц в примитивной солнечной среде». The Astrophysical Journal . 477 (1): 398–409. Bibcode :1997ApJ...477..398C. doi : 10.1086/303700 .
  52. ^ ab Klahr, HH; Bodenheimer, P. (2003). "Турбулентность в аккреционных дисках: генерация вихря и перенос углового момента через глобальную бароклинную неустойчивость". The Astrophysical Journal . 582 (2): 869–892. arXiv : astro-ph/0211629 . Bibcode :2003ApJ...582..869K. doi :10.1086/344743. S2CID  119362731.
  53. ^ "ALMA проливает свет на газовые потоки, формирующие планеты". Пресс-релиз ESO . Получено 10 января 2013 г.
  54. ^ ab Michikoshi, Shugo; Inutsuka, Shu-ichiro (2006). «Двухжидкостный анализ неустойчивости Кельвина-Гельмгольца в пылевом слое протопланетного диска: возможный путь к образованию планетезималей через гравитационную неустойчивость». The Astrophysical Journal . 641 (2): 1131–1147. arXiv : astro-ph/0412643 . Bibcode :2006ApJ...641.1131M. doi :10.1086/499799. S2CID  15477674.
  55. ^ Йохансен, Андерс; Хеннинг, Томас; Клахр, Хуберт (2006). «Оседание пыли и самоподдерживающаяся турбулентность Кельвина-Гельмгольца в средних плоскостях протопланетного диска». The Astrophysical Journal . 643 (2): 1219–1232. arXiv : astro-ph/0512272 . Bibcode : 2006ApJ...643.1219J. doi : 10.1086/502968. S2CID  15999094.
  56. ^ Йохансен, А.; Блюм, Дж.; Танака, Х.; Ормель, К.; Биззарро, М.; Рикман, Х. (2014). «Многогранный процесс формирования планетезималей». В Beuther, Х.; Клессен, Р. С.; Дульмонд, К. П.; Хеннинг, Т. (ред.). Протозвезды и планеты VI . Издательство Университета Аризоны. С. 547–570. arXiv : 1402.1344 . Bibcode :2014prpl.conf..547J. doi :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. ^ ab Boss, Alan P. (2003). «Быстрое образование внешних планет-гигантов из-за нестабильности диска». The Astrophysical Journal . 599 (1): 577–581. Bibcode :2003ApJ...599..577B. doi : 10.1086/379163 .
  59. ^ Наякшин, Серджи (2010). «Формирование планет приливным уменьшением размеров эмбрионов гигантских планет». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Letters . 408 (1): L36–L40. arXiv : 1007.4159 . Bibcode : 2010MNRAS.408L..36N. doi : 10.1111/j.1745-3933.2010.00923.x . S2CID  53409577.
  60. ^ Стамателлос, Димитрис; Хаббер, Дэвид А.; Уитворт, Энтони П. (2007). «Формирование коричневого карлика путем гравитационной фрагментации массивных протяженных протозвездных дисков». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Letters . 382 (1): L30–L34. arXiv : 0708.2827 . Bibcode : 2007MNRAS.382L..30S. doi : 10.1111/j.1745-3933.2007.00383.x . S2CID  17139868.
  61. ^ Фонт, Андреа С.; Маккарти, Ян Г.; Джонстон, Дуг; Баллантайн, Дэвид Р. (2004). «Фотоиспарение околозвездных дисков вокруг молодых звезд». The Astrophysical Journal . 607 (2): 890–903. arXiv : astro-ph/0402241 . Bibcode : 2004ApJ...607..890F. doi : 10.1086/383518. S2CID  15928892.
  62. ^ abcdefghi Bottke, William F.; Durda, Daniel D.; Nesvorny, David; et al. (2005). «Связь истории столкновений главного пояса астероидов с его динамическим возбуждением и истощением» (PDF) . Icarus . 179 (1): 63–94. Bibcode :2005Icar..179...63B. doi :10.1016/j.icarus.2005.05.017.
  63. ^ Гришин, Евгений; Перец, Хагай Б.; Авни, Яэль (2019-08-11). «Засев планет посредством захвата межзвездных объектов с помощью газа». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 487 (3): 3324–3332. arXiv : 1804.09716 . doi : 10.1093/mnras/stz1505 . ISSN  0035-8711. S2CID  119066860.
  64. ^ abcd Raymond, Sean N.; Quinn, Thomas; Lunine, Jonathan I. (2007). «Высокоразрешающее моделирование окончательной сборки планет земного типа 2: доставка воды и обитаемость планет». Astrobiology . 7 (1): 66–84. arXiv : astro-ph/0510285 . Bibcode :2007AsBio...7...66R. doi :10.1089/ast.2006.06-0126. PMID  17407404. S2CID  10257401.
  65. ^ abcdefghi Томмес, EW; Дункан, MJ; Левисон, HF (2003). «Олигархический рост гигантских планет». Icarus . 161 (2): 431–455. arXiv : astro-ph/0303269 . Bibcode :2003Icar..161..431T. doi :10.1016/S0019-1035(02)00043-X. S2CID  16522991.
  66. ^ abcdef Пети, Жан-Марк; Морбиделли, Алессандро (2001). «Первоначальное возбуждение и очистка пояса астероидов» (PDF) . Icarus . 153 (2): 338–347. Bibcode :2001Icar..153..338P. doi :10.1006/icar.2001.6702. Архивировано из оригинала (PDF) 21-02-2007 . Получено 18-03-2008 .
  67. ^ ab D'Angelo, G.; Lissauer, JJ (2018). "Формирование гигантских планет". В Deeg H., Belmonte J. (ред.). Справочник по экзопланетам . Springer International Publishing AG, часть Springer Nature. стр. 2319–2343. arXiv : 1806.05649 . Bibcode :2018haex.bookE.140D. doi :10.1007/978-3-319-55333-7_140. ISBN 978-3-319-55332-0. S2CID  116913980.
  68. ^ ab Janson, M.; Bonavita, M.; Klahr, H.; Lafreniere, D.; et al. (2011). "Высококонтрастный поиск изображений планет и коричневых карликов вокруг самых массивных звезд в окрестностях Солнца". Astrophys. J . 736 (89): 89. arXiv : 1105.2577 . Bibcode :2011ApJ...736...89J. doi :10.1088/0004-637x/736/2/89. S2CID  119217803.
  69. ^ abc Fortier, A.; Benvenuto, AG (2007). «Олигархическая аккреция планетезималей и формирование гигантских планет». Astron. Astrophys . 473 (1): 311–322. arXiv : 0709.1454 . Bibcode : 2007A&A...473..311F. doi : 10.1051/0004-6361:20066729. S2CID  14812137.
  70. ^ Томмес, Эдвард В.; Дункан, Мартин Дж.; Левисон, Гарольд Ф. (1999). «Формирование Урана и Нептуна в регионе Юпитера-Сатурна Солнечной системы» (PDF) . Nature . 402 (6762): 635–638. Bibcode :1999Natur.402..635T. doi :10.1038/45185. PMID  10604469. S2CID  4368864.
  71. ^ Ламбрехтс, М.; Йохансен, А. (август 2012 г.). «Быстрый рост ядер газовых гигантов путем аккреции галечников». Астрономия и астрофизика . 544 : A32. arXiv : 1205.3030 . Bibcode : 2012A&A...544A..32L. doi : 10.1051/0004-6361/201219127. S2CID  53961588.
  72. ^ abc Papaloizou, JCB; Nelson, RP; Kley, W.; et al. (2007). "Взаимодействие диска и планеты во время формирования планеты". В Bo Reipurth; David Jewitt; Klaus Keil (ред.). Protostars and Planets V . Arizona Press. стр. 655. arXiv : astro-ph/0603196 . Bibcode :2007prpl.conf..655P.
  73. ^ ab Levison, Harold F.; Agnor, Craig (2003). «Роль гигантских планет в формировании планет земной группы» (PDF) . The Astronomical Journal . 125 (5): 2692–2713. Bibcode :2003AJ....125.2692L. doi :10.1086/374625. S2CID  41888579.
  74. ^ «Мы одиноки? Открытие миллиардов планет, похожих на Землю, может дать ответ». SciTechDaily . 8 июля 2020 г.
  75. ^ Baruteau, C.; Crida, A.; Paardekooper, S.-J.; Masset, F.; Guilet, J.; Bitsch, B.; Nelson, R.; Kley, W.; Papaloizou, J. (2014). «Взаимодействие планет и дисков и ранняя эволюция планетных систем». Протозвезды и планеты VI . стр. 667–689. arXiv : 1312.4293 . Bibcode : 2014prpl.conf..667B. doi : 10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch029. ISBN 9780816531240. S2CID  67790867.
  76. ^ Батыгин, Константин; Боденхаймер, Питер Х.; Лафлин, Грегори П. (2016). «In Situ Formation and Dynamical Evolution of Hot Jupiter Systems». The Astrophysical Journal . 829 (2): 114. arXiv : 1511.09157 . Bibcode :2016ApJ...829..114B. doi : 10.3847/0004-637X/829/2/114 . S2CID  25105765.
  77. ^ D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. (2016). "In Situ и Ex Situ модели формирования планет Kepler 11". The Astrophysical Journal . 828 (1): id. 33 (32 стр.). arXiv : 1606.08088 . Bibcode :2016ApJ...828...33D. doi : 10.3847/0004-637X/828/1/33 . S2CID  119203398.
  78. ^ Морбиделли, Алессандро; Рэймонд, Шон (2016). «Проблемы формирования планет». Журнал геофизических исследований: Планеты . 121 (10): 1962–1980. arXiv : 1610.07202 . Bibcode : 2016JGRE..121.1962M. doi : 10.1002/2016JE005088. S2CID  119122001.
  79. ^ Ли, Ив Дж.; Чианг, Юджин (2016). «Размножение суперземель и рождение суперпуфов в переходных дисках». The Astrophysical Journal . 817 (2): 90. arXiv : 1510.08855 . Bibcode : 2016ApJ...817...90L. doi : 10.3847/0004-637X/817/2/90 . S2CID  118456061.
  80. ^ Ламбрехтс, Михиль; Лега, Элана (2017). «Уменьшенная аккреция газа на суперземлях и ледяных гигантах». Астрономия и астрофизика . 606 : A146. arXiv : 1708.00767 . Bibcode : 2017A&A...606A.146L. doi : 10.1051/0004-6361/201731014. S2CID  118979289.
  81. ^ D'Angelo, G.; Podolak, M. (2015). "Захват и эволюция планетезималей в циркумювиальных дисках". The Astrophysical Journal . 806 (1): 29 стр. arXiv : 1504.04364 . Bibcode : 2015ApJ...806..203D. doi : 10.1088/0004-637X/806/2/203. S2CID  119216797.
  82. ^ Кэнап, Робин М.; Уорд, Уильям Р. (2002). «Формирование галилеевых спутников: условия аккреции» (PDF) . The Astronomical Journal . 124 (6): 3404–3423. Bibcode : 2002AJ....124.3404C. doi : 10.1086/344684. S2CID  47631608.

Внешние ссылки