stringtranslate.com

Аккреция (астрофизика)

Изображение HL Tauri , протопланетного диска, сделанное ALMA.

В астрофизике аккреция — это накопление частиц в массивный объект путем гравитационного притяжения большего количества вещества, обычно газообразного , в аккреционный диск . [1] [2] Большинство астрономических объектов , таких как галактики , звезды и планеты , образуются в результате процессов аккреции.

Обзор

Модель аккреции, согласно которой Земля и другие планеты земной группы образовались из метеорного материала, была предложена в 1944 году Отто Шмидтом , за ней последовала теория протопланет Уильяма МакКри (1960) и, наконец, теория захвата Майкла Вулфсона . [3] В 1978 году Эндрю Прентис возродил первоначальные идеи Лапласа о формировании планет и разработал современную теорию Лапласа . [3] Ни одна из этих моделей не оказалась полностью успешной, и многие из предложенных теорий носили описательный характер.

Модель аккреции 1944 года, разработанная Отто Шмидтом, получила дальнейшее количественное развитие в 1969 году Виктором Сафроновым . [4] Он подробно рассчитал различные стадии формирования планет земной группы. [5] [6] С тех пор модель получила дальнейшее развитие с использованием интенсивного численного моделирования для изучения накопления планетезималей . Сейчас принято считать, что звезды образуются в результате гравитационного коллапса межзвездного газа . До коллапса этот газ в основном находился в форме молекулярных облаков, таких как туманность Ориона . По мере того, как облако коллапсирует, теряя потенциальную энергию, оно нагревается, набирая кинетическую энергию, а сохранение углового момента гарантирует, что облако образует сплюснутый диск — аккреционный диск .

Аккреция галактик

Через несколько сотен тысяч лет после Большого взрыва Вселенная остыла до точки, при которой могли образоваться атомы . Поскольку Вселенная продолжала расширяться и охлаждаться, атомы потеряли достаточно кинетической энергии, а темная материя достаточно слилась, чтобы сформировать протогалактики . По мере дальнейшей аккреции формировались галактики . [7] Косвенные доказательства широко распространены. [7] Галактики растут за счет слияний и плавной аккреции газа. Аккреция также происходит внутри галактик, образуя звезды.

Аккреция звезд

Видимый свет (слева) и инфракрасный (справа) вид Трехраздельной туманности , гигантского звездообразующего облака газа и пыли, расположенного на расстоянии 5400 световых лет (1700  пк ) в созвездии Стрельца.

Считается, что звезды формируются внутри гигантских облаков холодного молекулярного водорода — гигантских молекулярных облаков размером примерно 300 000  М ☉ и 65 световых лет (20  пк ) в диаметре. [8] [9] На протяжении миллионов лет гигантские молекулярные облака склонны к коллапсу и фрагментации. [10] Эти фрагменты затем образуют небольшие плотные ядра, которые, в свою очередь, коллапсируют в звезды. [9] Масса ядер варьируется от долей до нескольких масс Солнца и называется протозвездными (протосолнечными) туманностями. [8] Их диаметр составляет 2 000–20 000 астрономических единиц (0,01–0,1  шт. ) и плотность числа частиц примерно от 10 000 до 100 000/см 3 (от 160 000 до 1 600 000/куб. дюйм). Сравните ее с плотностью частиц воздуха на уровне моря — 2,8 × 10 19 /см 3 (4,6 × 10 20 /ку дюйм). [9] [11]

Первоначальный коллапс протозвездной туманности солнечной массы занимает около 100 000 лет. [8] [9] Каждая туманность начинается с определенного углового момента . Газ в центральной части туманности, обладающий относительно небольшим угловым моментом, подвергается быстрому сжатию и образует горячее гидростатическое (несжимающееся) ядро, содержащее небольшую долю массы исходной туманности. Это ядро ​​образует семя того, что станет звездой. [8] Поскольку коллапс продолжается, сохранение углового момента приводит к ускорению вращения падающей оболочки, которая в конечном итоге образует диск.

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

По мере того, как падение материала с диска продолжается, оболочка в конечном итоге становится тонкой и прозрачной, и молодой звездный объект (YSO) становится видимым сначала в дальнем инфракрасном свете, а затем и в видимом. [11] Примерно в это же время протозвезда начинает синтезировать дейтерий . Если протозвезда достаточно массивна (более 80 МДж  ) , происходит синтез водорода. В противном случае, если его масса слишком мала, объект станет коричневым карликом . [12] Рождение новой звезды происходит примерно через 100 000 лет после начала коллапса. [8] Объекты на этом этапе известны как протозвезды класса I, которые также называются молодыми звездами Т Тельца , развитыми протозвездами или молодыми звездными объектами. К этому времени формирующаяся звезда уже накопила большую часть своей массы; общая масса диска и оставшейся оболочки не превышает 10–20% массы центрального YSO. [11]

Когда звезда меньшей массы в двойной системе вступает в фазу расширения, ее внешняя атмосфера может упасть на компактную звезду , образуя аккреционный диск.

На следующем этапе оболочка полностью исчезает, будучи собранной диском, и протозвезда становится классической звездой Т Тельца. [13] 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. [14] Это произойдет примерно через 1 миллион лет. [8] 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. [15] Обычно также присутствует пара биполярных струй. Аккреция объясняет все особенности классических звезд Т Тельца: сильный поток в эмиссионных линиях (до 100% собственной светимости звезды), магнитную активность, фотометрическую переменность и джеты. [16] Эмиссионные линии на самом деле формируются, когда аккрецированный газ попадает на «поверхность» звезды, что происходит вокруг ее магнитных полюсов . [16] Джеты являются побочными продуктами аккреции: они уносят чрезмерный угловой момент. Классическая стадия Т Тельца длится около 10 миллионов лет [8] (есть лишь несколько примеров так называемых дисков Питера Пэна , где аккреция продолжает сохраняться в течение гораздо более длительных периодов, иногда продолжающихся более 40 миллионов лет [17] ). В конечном итоге диск исчезает из-за аккреции на центральную звезду, образования планет, выброса струй и фотоиспарения ультрафиолетовым излучением центральной звезды и близлежащих звезд. [18] В результате молодая звезда становится звездой Т Тельца со слабыми линиями , которая за сотни миллионов лет эволюционирует в обычную звезду, подобную Солнцу, в зависимости от ее начальной массы.

Аккреция планет

Впечатление художника от протопланетного диска с молодой звездой в центре.

Самоаккреция космической пыли ускоряет рост частиц в планетезимали размером с валун . Более массивные планетезимали объединяют некоторые более мелкие, а другие разрушаются при столкновениях. Аккреционные диски распространены вокруг меньших звезд, остатков звезд в тесных двойных системах или черных дыр, окруженных материалом (например, в центрах галактик ). Некоторая динамика в диске, такая как динамическое трение , необходима, чтобы позволить вращающемуся на орбите газу потерять угловой момент и упасть на центральный массивный объект. Иногда это может привести к слиянию поверхности звезды (см. Аккреция Бонди ).

В формировании планет земной группы или планетных ядер можно рассматривать несколько стадий. Во-первых, когда частицы газа и пыли сталкиваются, они агломерируются под действием микрофизических процессов, таких как силы Ван-дер-Ваальса и электромагнитные силы , образуя частицы микрометрового размера. На этом этапе механизмы накопления носят в основном негравитационный характер. [19] Однако образование планетезималей в диапазоне от сантиметра до метра до конца не изучено, и не предлагается убедительного объяснения того, почему такие зерна накапливаются, а не просто отскакивают. [19] : 341  В частности, до сих пор неясно, как эти объекты вырастают и становятся планетезималями размером 0,1–1 км (0,06–0,6 мили); [5] [20] эта проблема известна как «барьер метрового размера»: [21] [22] По мере того, как частицы пыли растут в результате коагуляции, они приобретают все более большие относительные скорости по отношению к другим частицам в их окрестностях, а также систематическая скорость дрейфа внутрь, что приводит к разрушительным столкновениям и тем самым ограничивает рост агрегатов до некоторого максимального размера. [23] Уорд (1996) предполагает, что при столкновении медленно движущихся зерен очень низкая, но ненулевая сила тяжести сталкивающихся зерен препятствует их вылету. [19] : 341  Также считается, что фрагментация зерен играет важную роль в пополнении мелких зерен и сохранении толщины диска, а также в поддержании относительно высокого содержания твердых частиц всех размеров. [23]

Для преодоления барьера «метрового размера» был предложен ряд механизмов. Могут образовываться локальные скопления гальки, которая затем гравитационно коллапсирует в планетезимали размером с крупные астероиды. Эти концентрации могут возникать пассивно благодаря строению газового диска, например, между вихрями, на скачках давления, на краю разрыва, созданного планетой-гигантом, или на границах турбулентных областей диска. [24] Или частицы могут играть активную роль в их концентрации посредством механизма обратной связи, называемого потоковой нестабильностью . При потоковой неустойчивости взаимодействие твердых тел и газа в протопланетном диске приводит к росту локальных концентраций, поскольку вслед за малыми концентрациями накапливаются новые частицы, вызывающие их рост в массивные нити. [24] Альтернативно, если зерна, образующиеся в результате агломерации пыли, очень пористые, их рост может продолжаться до тех пор, пока они не станут достаточно большими, чтобы разрушиться под действием собственной силы тяжести. Низкая плотность этих объектов позволяет им оставаться прочно связанными с газом, избегая тем самым высокоскоростных столкновений, которые могут привести к их эрозии или фрагментации. [25]

Зерна в конечном итоге слипаются, образуя тела размером с гору (или больше), называемые планетезималями. Столкновения и гравитационные взаимодействия между планетезималями в совокупности приводят к образованию планетарных эмбрионов ( протопланет ) размером с Луну примерно за 0,1–1 миллион лет. Наконец, планетарные зародыши сталкиваются, образуя планеты в течение 10–100 миллионов лет. [20] Планетезимали достаточно массивны, поэтому взаимные гравитационные взаимодействия достаточно значительны, чтобы их можно было принять во внимание при расчете их эволюции. [5] Росту способствует распад орбит меньших тел из-за сопротивления газа, что предотвращает их застревание между орбитами эмбрионов. [26] [27] Дальнейшие столкновения и накопления приводят к появлению планет земной группы или ядер планет-гигантов.

Если планетезимали образовались в результате гравитационного коллапса локальных скоплений гальки, то в их росте в планетарные зародыши и ядра планет-гигантов преобладает дальнейшее нарастание гальки. Нарастанию гальки способствует сопротивление газа, ощущаемое объектами, когда они ускоряются по направлению к массивному телу. Сопротивление газа замедляет гальку ниже скорости убегания массивного тела, заставляя их двигаться по спирали к нему и срастаться с ним. Аккреция гальки может ускорить образование планет в 1000 раз по сравнению с аккрецией планетезималей, позволяя формироваться планетам-гигантам до распада газового диска. [28] [29] Тем не менее, рост ядра посредством нарастания гальки кажется несовместимым с окончательными массами и составами Урана и Нептуна . [30]

Формирование планет земной группы отличается от образования газовых планет-гигантов, также называемых планетами-гигантами . Частицы, из которых состоят планеты земной группы, состоят из металла и камня, которые конденсировались во внутренней части Солнечной системы . Однако планеты-гиганты начинались как большие ледяные планетезимали, которые затем захватывали газообразный водород и гелий из солнечной туманности . [31] Различие между этими двумя классами планетезималей возникает из-за линии инея солнечной туманности. [32]

Аккреция астероидов

Хондры в хондритовом метеорите. Показан масштаб в миллиметрах.

Метеориты содержат записи об аккреции и ударах на всех стадиях происхождения и эволюции астероидов ; однако механизм аккреции и роста астероидов недостаточно изучен. [33] Имеющиеся данные свидетельствуют о том, что основной рост астероидов может быть результатом газовой аккреции хондр , которые представляют собой шарики миллиметрового размера, которые формируются в виде расплавленных (или частично расплавленных) капель в космосе перед тем, как срастаться со своими родительскими астероидами. [33] Во внутренней Солнечной системе хондры, по-видимому, сыграли решающую роль в инициировании аккреции. [34] Небольшая масса астероидов может быть частично связана с неэффективным образованием хондр на расстоянии более 2 а.е. или с менее эффективной доставкой хондр из области протозвезды. [34] Кроме того, удары контролировали образование и разрушение астероидов и считаются основным фактором их геологической эволюции. [34]

Хондры, металлические зерна и другие компоненты, вероятно, образовались в солнечной туманности . Они срослись вместе и образовали родительские астероиды. Некоторые из этих тел впоследствии расплавились, образовав металлические ядра и богатые оливином мантии ; другие были изменены водным путем. [34] После того, как астероиды остыли, они были разрушены ударами в течение 4,5 миллиардов лет или разрушены. [35]

Чтобы произошла аккреция, скорость удара должна быть примерно в два раза меньше скорости убегания, которая составляет около 140  м / с (460  футов / с ) для астероида радиусом 100 км (60 миль). [34] Простые модели аккреции в поясе астероидов обычно предполагают, что пылинки микрометрового размера слипаются и оседают в средней плоскости туманности, образуя плотный слой пыли, который под действием гравитационных сил превратился в километровый диск. планетезимали разного размера. Но несколько аргументов [ каких? ] предполагают, что астероиды могли образоваться не таким образом. [34]

Аккреция комет

486958 Аррокот , объект пояса Койпера, который, как полагают, представляет собой первоначальные планетезимали, из которых выросли планеты.

Кометы или их предшественники сформировались во внешней части Солнечной системы, возможно, за миллионы лет до образования планет. [36] Вопрос о том, как и когда образовались кометы, обсуждается, и это имеет определенные последствия для формирования, динамики и геологии Солнечной системы. Трехмерное компьютерное моделирование показывает, что основные структурные особенности, наблюдаемые в ядрах комет, можно объяснить парной аккрецией слабых кометезималей с низкой скоростью. [37] [38] В настоящее время предпочтительным механизмом формирования является небулярная гипотеза , которая утверждает, что кометы, вероятно, являются остатком первоначальных планетезималей «строительных блоков», из которых выросли планеты. [39] [40] [41]

Астрономы полагают, что кометы зарождаются как в облаке Оорта , так и в рассеянном диске . [42] Рассеянный диск был создан, когда Нептун мигрировал в прото-пояс Койпера, который в то время был намного ближе к Солнцу, и оставил после себя популяцию динамически стабильных объектов, на которые никогда не могла повлиять его орбита ( собственно пояс Койпера ), а также население, чьи перигелии расположены достаточно близко, чтобы Нептун все еще мог беспокоить их, путешествуя вокруг Солнца (рассеянный диск). Поскольку рассеянный диск динамически активен, а пояс Койпера относительно динамически стабилен, рассеянный диск теперь рассматривается как наиболее вероятная точка происхождения периодических комет. [42] Классическая теория облака Оорта утверждает, что облако Оорта, сфера размером около 50 000 а.е. (0,24 пк) в радиусе, сформировалось в то же время, что и солнечная туманность, и время от времени выпускает кометы во внутреннюю часть Солнечной системы в виде гигантской планеты или Звезда проходит рядом и вызывает гравитационные разрушения. [43] Примеры таких кометных облаков, возможно, уже видели в туманности Улитка . [44]

Миссия Rosetta к комете 67P /Чурюмова-Герасименко в 2015 году определила, что когда солнечное тепло проникает через поверхность, оно вызывает испарение (сублимацию) погребенного льда. Хотя часть образовавшегося водяного пара может выйти из ядра, 80% его повторно конденсируется в слоях под поверхностью. [45] Это наблюдение подразумевает, что тонкие богатые льдом слои, обнаженные близко к поверхности, могут быть следствием активности и эволюции комет, и что глобальное расслоение не обязательно происходит на ранних этапах истории формирования кометы. [45] [46] В то время как большинство учёных считали, что все данные указывают на то, что структура ядер комет представляет собой переработанные груды обломков более мелких ледяных планетезималей предыдущего поколения, [47] миссия Розетта развеяла идею о том, что кометы представляют собой «кучи обломков». "из разного материала. [48] ​​[49] Миссия «Розетта» подтвердила идею о том, что кометы представляют собой «кучи обломков» из разнородного материала. [50] [51] Кометы, судя по всему, сформировались как тела размером около 100 км, а затем в подавляющем большинстве случаев сталкивались с ними или повторно контактировали с ними до своего нынешнего состояния. [52]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ «Наука с VLTI». Европейская южная обсерватория. 8 августа 2008 г. Архивировано из оригинала 24 мая 2011 г. . Проверено 11 апреля 2011 г.
  2. ↑ Мастерс, Харрис (26 августа 2010 г.). «Стенограмма аккреции галактик и звезд». Прези . Проверено 8 января 2016 г.
  3. ^ Аб Вульфсон, ММ (март 1993 г.). «Солнечная система – ее происхождение и эволюция». Ежеквартальный журнал Королевского астрономического общества . 34 : 1–20. Бибкод : 1993QJRAS..34....1W.
    Подробнее о позиции Канта см. Palmquist, Stephen (сентябрь 1987 г.). «Переоценка космогонии Канта». Исследования по истории и философии науки . 18 (3): 255–269. Бибкод : 1987SHPS...18..255P. дои : 10.1016/0039-3681(87)90021-5.
  4. ↑ Хенбест, Найджел (24 августа 1991 г.). «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.
  5. ^ abc Папалоизу, Джон CB; Теркем, Кэролайн (28 ноября 2005 г.). «Формирование и миграция планет» (PDF) . ЦЕРН . Проверено 21 октября 2015 г.
  6. ^ Сафронов, Виктор С. (1972) [1969]. Эволюция протопланетного облака и образование Земли и планет . Иерусалим: Израильская программа научных переводов. hdl : 2027/uc1.b4387676. ISBN 0-7065-1225-1. Технический перевод НАСА F-677.
  7. ^ аб Кереш, Душан; Даве, Ромель; Фардал, Марк; Фауше-Жигер, Калифорния; Эрнквист, Ларс; и другие. (2010). Аккреция газа в галактиках (PDF) . Массивные галактики за космическое время 3. 8–10 ноября 2010 г. Тусон, Аризона. Национальная оптическая астрономическая обсерватория.
  8. ^ abcdefg Монмерль, Тьерри; Ожеро, Жан-Шарль; Шоссидон, Марк; Кунель, Матье; Марти, Бернард; и другие. (июнь 2006 г.). «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.
  9. ^ abcd Пудриц, Ральф Э. (январь 2002 г.). «Кластерное звездообразование и происхождение звездных масс». Наука . 295 (5552): 68–75. Бибкод : 2002Sci...295...68P. дои : 10.1126/science.1068298. PMID  11778037. S2CID  33585808.
  10. ^ Кларк, Пол С.; Боннелл, Ян А. (июль 2005 г.). «Начало коллапса в турбулентно поддерживаемых молекулярных облаках». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 361 (1): 2–16. Бибкод : 2005MNRAS.361....2C. дои : 10.1111/j.1365-2966.2005.09105.x .
  11. ^ abc Мотт, Ф.; Андре, П.; Нери, Р. (август 1998 г.). «Начальные условия звездообразования в главном облаке ρ Змееносца: картирование широкопольного миллиметрового континуума». Астрономия и астрофизика . 336 : 150–172. Бибкод : 1998A&A...336..150M.
  12. ^ Сталер, Стивен В. (сентябрь 1988 г.). «Дейтерий и звездная линия рождения». Астрофизический журнал . 332 : 804–825. Бибкод : 1988ApJ...332..804S. дои : 10.1086/166694.
  13. ^ Моханти, Субханджой; Джаявардхана, Рэй; Басри, Гибор (июнь 2005 г.). «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.
  14. ^ Мартин, Эл.; Реболо, Р.; Магаццу, А.; Павленко, Я. В. (февраль 1994 г.). «Горение лития перед главной последовательностью». Астрономия и астрофизика . 282 : 503–517. arXiv : astro-ph/9308047 . Бибкод : 1994A&A...282..503M.
  15. ^ Хартманн, Ли; Кальвет, Нурия ; Галлбринг, Эрик; Д'Алессио, Паула (март 1998 г.). «Аккреция и эволюция дисков Т Тельца». Астрофизический журнал . 495 (1): 385–400. Бибкод : 1998ApJ...495..385H. дои : 10.1086/305277 .
  16. ^ аб Мюзероль, Джеймс; Кальвет, Нурия ; Хартманн, Ли (апрель 2001 г.). «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 .
  17. ^ Сильверберг, Стивен М.; Вишневски, Джон П.; Кушнер, Марк Дж.; Лоусон, Келлен Д.; Банс, Алисса С.; Дебес, Джон Х.; Биггс, Джозеф Р.; Бош, Милтон К.Д.; Кукла, Катарина; Лука, Хьюго А. Дурантини; Энакиоайе, Александру (14 января 2020 г.). «Диски Питера Пэна: долгоживущие аккреционные диски вокруг молодых М-звезд». Астрофизический журнал . 890 (2): 106. arXiv : 2001.05030 . Бибкод : 2020ApJ...890..106S. дои : 10.3847/1538-4357/ab68e6 . S2CID  210718358.
  18. ^ Адамс, Фред К.; Холленбах, Дэвид; Лафлин, Грегори; Горти, Ума (август 2004 г.). «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.
  19. ^ abc Уорд, Уильям Р. (1996). «Планетарная аккреция». Серия конференций ASP . Завершение инвентаризации Солнечной системы. 107 : 337–361. Бибкод : 1996ASPC..107..337W.
  20. ^ Аб Чемберс, Джон Э. (июль 2004 г.). «Планетная аккреция во внутренней Солнечной системе». Письма о Земле и планетологии . 233 (3–4): 241–252. Бибкод : 2004E&PSL.223..241C. дои : 10.1016/j.epsl.2004.04.031.
  21. ↑ Кюффмайер, Майкл (3 апреля 2015 г.). «Каков барьер размера метра?». Астробиты . Проверено 15 января 2015 г.
  22. ^ Гришин, Евгений; и другие. (август 2019 г.). «Засеивание планет посредством захвата межзвездных объектов с помощью газа». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 487 (3): 3324–3332. arXiv : 1804.09716 . Бибкод : 2019MNRAS.487.3324G. doi : 10.1093/mnras/stz1505.
  23. ^ аб Бирнстил, Т.; Даллемонд, CP; Брауэр, Ф. (август 2009 г.). «Задержание пыли в протопланетных дисках». Астрономия и астрофизика . 503 (1): L5–L8. arXiv : 0907.0985 . Бибкод : 2009A&A...503L...5B. дои : 10.1051/0004-6361/200912452. S2CID  12932274.
  24. ^ Аб 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.
  25. ^ 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.
  26. ^ Вайденшиллинг, SJ; Спаут, Д.; Дэвис, доктор медицинских наук; Марзари, Ф.; Оцуки, К. (август 1997 г.). «Аккреционная эволюция планетезимального роя». Икар . 128 (2): 429–455. Бибкод : 1997Icar..128..429W. дои : 10.1006/icar.1997.5747.
  27. ^ Кэри, Дэвид М.; Лиссауэр, Джек; Гринцвейг, Юваль (ноябрь 1993 г.). «Небулярное сопротивление газа и планетарная аккреция». Икар . 106 (1): 288–307. Бибкод : 1993Icar..106..288K. дои : 10.1006/icar.1993.1172.
  28. ↑ Левин, Сара (19 августа 2015 г.). «Чтобы построить планету-газовый гигант, просто добавьте камешки». Space.com . Проверено 22 ноября 2015 г.
  29. ^ 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.
  30. ^ Хеллед, Равит; Боденхаймер, Питер (июль 2014 г.). «Формирование Урана и Нептуна: проблемы и последствия для экзопланет средней массы». Астрофизический журнал . 789 (1). 69. arXiv : 1404.5018 . Бибкод : 2014ApJ...789...69H. дои : 10.1088/0004-637X/789/1/69. S2CID  118878865.
  31. ^ Д'Анджело, Дженнаро; Дурисен, Ричард Х.; Лиссауэр, Джек Дж. (декабрь 2010 г.). «Формирование гигантской планеты». В Сигере, Сара (ред.). Экзопланеты . Издательство Университета Аризоны. стр. 319–346. arXiv : 1006.5486 . Бибкод : 2010exop.book..319D. ISBN 978-0-8165-2945-2.
  32. ^ Беннетт, Джеффри; Донахью, Меган ; Шнайдер, Николас; Войт, Марк (2014). «Формирование Солнечной системы». Космическая перспектива (7-е изд.). Сан-Франциско: Пирсон. стр. 136–169. ISBN 978-0-321-89384-0.
  33. ^ Аб Йохансен, Андерс (апрель 2015 г.). «Рост астероидов, планетарных эмбрионов и объектов пояса Койпера путем аккреции хондр». Достижения науки . 1 (3): e1500109. arXiv : 1503.07347 . Бибкод : 2015SciA....1E0109J. doi : 10.1126/sciadv.1500109. ПМЦ 4640629 . ПМИД  26601169. 
  34. ^ abcdef Скотт, Эдвард Р.Д. (2002). «Метеоритные доказательства аккреции и столкновительной эволюции астероидов» (PDF) . В Боттке-младшем, WF; Челлино, А.; Паолички, П.; Бинцель, Р.П. (ред.). Астероиды III . Издательство Университета Аризоны. стр. 697–709. Бибкод : 2002aste.book..697S. ISBN 978-0-8165-2281-1.
  35. ^ Шуколюков, А.; Лугмайр, GW (2002). «Хронология аккреции и дифференциации астероидов» (PDF) . В Боттке-младшем, WF; Челлино, А.; Паолички, П.; Бинцель, Р.П. (ред.). Астероиды III . Издательство Университета Аризоны. стр. 687–695. Бибкод : 2002aste.book..687S. ISBN 978-0-8165-2281-1.
  36. ^ «Как собирались кометы» . Бернский университет, Phys.org. 29 мая 2015 года . Проверено 8 января 2016 г.
  37. ^ Юци, М.; Асфауг, Э. (июнь 2015 г.). «Форма и структура кометных ядер в результате низкоскоростной аккреции». Наука . 348 (6241): 1355–1358. Бибкод : 2015Sci...348.1355J. дои : 10.1126/science.aaa4747 . PMID  26022415. S2CID  36638785.
  38. ^ Вайденшиллинг, SJ (июнь 1997 г.). «Происхождение комет в солнечной туманности: единая модель». Икар . 127 (2): 290–306. Бибкод : 1997Icar..127..290W. дои : 10.1006/icar.1997.5712.
  39. ↑ Чой, Чарльз К. (15 ноября 2014 г.). «Кометы: факты о« грязных снежках »космоса». Space.com . Проверено 8 января 2016 г.
  40. ^ Нут, Джозеф А.; Хилл, Хью GM; Клетечка, Гюнтер (20 июля 2000 г.). «Определение возраста комет по фракции кристаллической пыли». Природа . 406 (6793): 275–276. Бибкод : 2000Natur.406..275N. дои : 10.1038/35018516. PMID  10917522. S2CID  4430764.
  41. ^ «Как образовались астероиды и кометы». Наука разъяснена . Проверено 16 января 2016 г. .
  42. ^ Аб Левисон, Гарольд Ф.; Доннес, Люк (2007). «Популяция комет и динамика комет». В Макфаддене — Люси-Энн Адамс; Вайсман, Пол Роберт; Джонсон, Торренс В. (ред.). Энциклопедия Солнечной системы (2-е изд.). Амстердам: Академическая пресса. стр. 575–588. ISBN 978-0-12-088589-3.
  43. ^ Гринберг, Ричард (1985). «Происхождение комет среди аккрецирующих внешних планет». В Карузи, Андреа; Вальсекки, Джованни Б. (ред.). Динамика комет: их происхождение и эволюция . Библиотека астрофизики и космических наук, том 115. Том. 115. Спрингер Нидерланды. стр. 3–10. Бибкод : 1985ASSL..115....3G. дои : 10.1007/978-94-009-5400-7_1. ISBN 978-94-010-8884-8. S2CID  209834532.
  44. ^ «Испарение и аккреция внесолнечных комет после ударов белых карликов». Факультет астрономии Корнеллского университета. 2014 . Проверено 22 января 2016 г.
  45. ^ аб Филаккьоне, Джанрико; Капаччиони, Фабрицио; Тейлор, Мэтт; Бауэр, Маркус (13 января 2016 г.). «Обнаженный лед на комете Розетты подтвержден как вода» (пресс-релиз). Европейское космическое агентство. Архивировано из оригинала 18 января 2016 года . Проверено 14 января 2016 г.
  46. ^ Филаккьоне, Г.; де Санктис, MC; Капаччиони, Ф.; Рапони, А.; Тоси, Ф.; и другие. (13 января 2016 г.). «Обнаженный водяной лед на ядре кометы 67P/Чурюмова – Герасименко». Природа . 529 (7586): 368–372. Бибкод : 2016Natur.529..368F. дои : 10.1038/nature16190. PMID  26760209. S2CID  4446724.
  47. ^ Кришна Свами, Канзас (май 1997 г.). Физика комет . Всемирная научная серия по астрономии и астрофизике, том 2 (2-е изд.). Всемирная научная. п. 364. ИСБН 981-02-2632-2.
  48. ↑ Хан, Амина (31 июля 2015 г.). «После отскока, Розетта». Лос-Анджелес Таймс . Проверено 22 января 2016 г.
  49. ^ «Часто задаваемые вопросы Розетты» . Европейское космическое агентство. 2015 . Проверено 22 января 2016 г.
  50. ^ Рикман, Х; Марки, С; Херн, М; Барбьери, К; Эль-Маарри, М; Гюттлер, К; ИП, В (2015). «Комета 67P/Чурюмова-Герасименко: ограничения на ее происхождение по наблюдениям OSIRIS». Астрономия и астрофизика . 583 : Статья 44. arXiv : 1505.07021 . Бибкод : 2015A&A...583A..44R. дои : 10.1051/0004-6361/201526093. S2CID  118394879.
  51. ^ Мишель, П.; Шварц, С.; Юци, М.; Марчи, С.; Чжан, Ю.; Ричардсон, округ Колумбия (2018). Катастрофические разрушения как происхождение 67PC-G и малых двулопастных комет . 42-я Научная ассамблея КОСПАР. п. Б1.1-0002-18.
  52. ^ Маршалл, Р.; Морбиделли, А.; Боттке, ВФ; Вокруглицкий Д.; Несворный, Д.; Дейенно, Р. (май 2023 г.). «Кометы - это фрагменты: что распределение размеров пояса Койпера говорит нам о ее столкновительной эволюции». Астероиды, кометы, метеоры 2023 : 2470.