stringtranslate.com

Аккреция (астрофизика)

Изображение ALMA HL Tauri , протопланетного диска

В астрофизике аккреция — это накопление частиц в массивном объекте путем гравитационного притяжения большего количества материи, как правило, газообразной , 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 метеоритного 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 были описательными.

Модель аккреции 1944 года Отто Шмидта была дополнительно развита количественным способом в 1969 году Виктором Сафроновым . [4] Он подробно рассчитал различные стадии формирования планет земной группы. [5] [6] С тех пор модель была дополнительно развита с использованием интенсивного численного моделирования для изучения накопления планетезималей . В настоящее время принято считать, что звезды образуются в результате гравитационного коллапса межзвездного газа . До коллапса этот газ в основном находится в форме молекулярных облаков, таких как туманность Ориона . По мере коллапса облака, теряя потенциальную энергию, оно нагревается, приобретая кинетическую энергию, а сохранение углового момента гарантирует, что облако образует сплющенный диск — аккреционный диск .

Аккреция галактик

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

Аккреция звезд

Вид в видимом свете (слева) и инфракрасном свете (справа) на Трехраздельную туманность — гигантское звездообразующее облако газа и пыли, расположенное на расстоянии 5400 световых лет (1700  пк ) от нас в созвездии Стрельца.

Считается, что звезды формируются внутри гигантских облаков холодного молекулярного водорода — гигантских молекулярных облаков размером примерно 300 000  M ☉ и диаметром 65 световых лет (20  пк ). [8] [9] На протяжении миллионов лет гигантские молекулярные облака склонны к коллапсу и фрагментации. [10] Затем эти фрагменты образуют небольшие плотные ядра, которые, в свою очередь, коллапсируют в звезды. [9] Масса ядер варьируется от доли до нескольких раз больше массы Солнца и называется протозвездными (протосолнечными) туманностями. [8] Они обладают диаметрами 2 000–20 000 астрономических единиц (0,01–0,1  пк ) и плотностью частиц примерно от 10 000 до 100 000/см 3 (от 160 000 до 1 600 000/куб. дюйм). Сравните это с плотностью частиц воздуха на уровне моря — 2,8 × 10 19 /см 3 (4,6 × 10 20 /куб. дюйм). [9] [11]

Первоначальный коллапс протозвездной туманности солнечной массы занимает около 100 000 лет. [8] [9] 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 (несжимающееся) ядро, содержащее небольшую долю массы исходной туманности. Это ядро ​​образует семя того, что станет звездой. [8] По мере продолжения коллапса сохранение углового момента диктует, что вращение падающей оболочки ускоряется, что в конечном итоге образует диск.

Инфракрасное изображение молекулярного потока, вытекающего из скрытой новорожденной звезды HH 46/47

По мере того, как падение материала из диска 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. [11] Примерно в это же время протозвезда начинает синтезировать дейтерий . Если протозвезда достаточно массивна (выше 80  МДж ) , следует синтез водорода. В противном случае, если ее масса слишком мала, объект становится коричневым карликом . [12] Это рождение новой звезды происходит примерно через 100 000 лет после начала коллапса. [8] Объекты на этой стадии известны как протозвезды класса I, которые также называются молодыми звездами типа Т Тельца , эволюционировавшими протозвездами или молодыми звездными объектами. 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. [11]

Когда звезда малой массы в двойной системе входит 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 типа Т Тельца. [13] Последние имеют аккреционные диски и продолжают аккрецировать горячий газ, что проявляется в виде сильных эмиссионных линий в их спектре. Первые не обладают аккреционными дисками. Классические звезды типа Т Тельца эволюционируют в слаболинейчатые звезды типа Т Тельца. [14] Это происходит примерно через 1 миллион лет. [8] 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. [15] Обычно также присутствует пара биполярных струй. 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. [16] Эмиссионные линии фактически формируются, когда аккрецированный газ ударяется о «поверхность» звезды, что происходит вокруг ее магнитных полюсов . [16] Джеты являются побочными продуктами аккреции: они уносят избыточный угловой момент. Классическая стадия T Тельца длится около 10 миллионов лет [8] (есть лишь несколько примеров так называемых дисков Питера Пэна , где аккреция продолжается в течение гораздо более длительных периодов, иногда более 40 миллионов лет [17] ) . Диск в конечном итоге исчезает из-за аккреции на центральную звезду, образования планет, выброса джетами и фотоиспарения ультрафиолетовым излучением центральной звезды и близлежащих звезд. [18] В результате молодая звезда становится слаболинейчатой ​​звездой T Тельца , которая за сотни миллионов лет эволюционирует в обычную звезду, подобную Солнцу, в зависимости от ее начальной массы.

Аккреция планет

Художественное представление протопланетного диска с молодой звездой в центре.

Самоаккреция космической пыли ускоряет рост частиц в планетезимали размером с валун . Более массивные планетезимали аккрецируют некоторые более мелкие, в то время как другие разбиваются при столкновениях. Аккреционные диски распространены вокруг меньших звезд, звездных остатков в тесной двойной системе или черных дыр , окруженных материалом (например, в центрах галактик ). Некоторая динамика в диске, такая как динамическое трение , необходима для того, чтобы позволить вращающемуся газу потерять угловой момент и упасть на центральный массивный объект. Иногда это может привести к слиянию звездной поверхности (см. аккреция Бонди ).

В формировании планет земной группы или планетарных ядер можно рассмотреть несколько стадий. Во-первых, когда сталкиваются частицы газа и пыли, они агломерируются микрофизическими процессами, такими как силы Ван-дер-Ваальса и электромагнитные силы , образуя частицы размером с микрометр. На этом этапе механизмы накопления в основном негравитационные по своей природе. [19] Однако формирование планетезималей в диапазоне от сантиметра до метра не очень хорошо изучено, и не дано убедительного объяснения, почему такие частицы будут накапливаться, а не просто отскакивать. [19] : 341  В частности, до сих пор не ясно, как эти объекты растут, чтобы стать планетезималями размером 0,1–1 км (0,06–0,6 мили); [5] [20] эта проблема известна как «барьер размера метра»: [21] [22] По мере того, как частицы пыли растут путем коагуляции, они приобретают все большие относительные скорости по отношению к другим частицам в их окрестности, а также систематическую внутреннюю скорость дрейфа, что приводит к разрушительным столкновениям и тем самым ограничивает рост агрегатов до некоторого максимального размера. [23] Уорд (1996) предполагает, что когда медленно движущиеся зерна сталкиваются, очень низкая, но ненулевая, гравитация сталкивающихся зерен препятствует их выходу. [19] : 341  Также считается, что фрагментация зерен играет важную роль в пополнении мелких зерен и поддержании толщины диска, а также в поддержании относительно высокого содержания твердых частиц всех размеров. [23]

Было предложено несколько механизмов для преодоления барьера «метрового размера». Могут образовываться локальные концентрации гальки, которые затем гравитационно коллапсируют в планетезимали размером с крупные астероиды. Эти концентрации могут возникать пассивно из-за структуры газового диска, например, между вихрями, на скачках давления, на краю зазора, созданного гигантской планетой, или на границах турбулентных областей диска. [24] Или частицы могут играть активную роль в своей концентрации через механизм обратной связи, называемый потоковой неустойчивостью . При потоковой неустойчивости взаимодействие между твердыми частицами и газом в протопланетном диске приводит к росту локальных концентраций, поскольку новые частицы накапливаются вслед за малыми концентрациями, заставляя их вырастать в массивные нити. [24] С другой стороны, если зерна, которые образуются из-за агломерации пыли, являются высокопористыми, их рост может продолжаться до тех пор, пока они не станут достаточно большими, чтобы разрушиться из-за собственной гравитации. Низкая плотность этих объектов позволяет им оставаться прочно связанными с газом, тем самым избегая высокоскоростных столкновений, которые могли бы привести к их эрозии или фрагментации. [25]

В конечном итоге зерна слипаются, образуя тела размером с гору (или больше), называемые планетезималями. Столкновения и гравитационные взаимодействия между планетезималями объединяются, чтобы произвести планетарные эмбрионы размером с Луну ( протопланеты ) примерно за 0,1–1 миллион лет. Наконец, планетарные эмбрионы сталкиваются, образуя планеты за 10–100 миллионов лет. [20] Планетезимали достаточно массивны, чтобы взаимные гравитационные взаимодействия были достаточно значительны, чтобы их можно было учитывать при расчете их эволюции. [5] Росту способствует орбитальный распад меньших тел из-за сопротивления газа, что не дает им застрять между орбитами эмбрионов. [26] [27] Дальнейшие столкновения и накопление приводят к появлению планет земной группы или ядер планет-гигантов.

Если планетезимали образовались в результате гравитационного коллапса локальных скоплений гальки, их рост в планетарные эмбрионы и ядра гигантских планет определяется дальнейшими аккрециями гальки. Аккреция гальки происходит за счет газового сопротивления, которое ощущают объекты, ускоряясь по направлению к массивному телу. Газовое сопротивление замедляет гальку ниже скорости убегания массивного тела, заставляя их двигаться по спирали к нему и аккрецироваться им. Аккреция гальки может ускорить образование планет в 1000 раз по сравнению с аккрецией планетезималей, позволяя гигантским планетам формироваться до рассеивания газового диска. [28] [29] Однако рост ядра посредством аккреции гальки кажется несовместимым с конечными массами и составами Урана и Нептуна . [30] Прямые расчеты показывают, что в типичном протопланетном диске время формирования гигантской планеты путем аккреции гальки сопоставимо со временем формирования в результате аккреции планетезималей. [31]

Формирование планет земной группы отличается от формирования гигантских газовых планет, также называемых планетами-гигантами . Частицы, из которых состоят планеты земной группы, состоят из металла и камня, которые сконденсировались во внутренней части Солнечной системы . Однако планеты-гиганты начинались как большие ледяные планетезимали, которые затем захватили водород и гелий из солнечной туманности . [32] Различия между этими двумя классами планетезималей возникают из-за линии замерзания солнечной туманности. [33]

Аккреция астероидов

Хондры в хондрите- метеорите. Показан миллиметровый масштаб.

Метеориты содержат записи об аккреции и ударах на всех этапах происхождения и эволюции астероидов ; однако механизм аккреции и роста астероидов не очень хорошо изучен. [34] Данные свидетельствуют о том, что основной рост астероидов может быть результатом аккреции с помощью газа хондр , которые представляют собой сферулы размером с миллиметр, которые образуются как расплавленные (или частично расплавленные) капли в космосе перед аккрецией на их родительские астероиды. [34] Во внутренней части Солнечной системы хондры, по-видимому, имели решающее значение для инициирования аккреции. [35] Крошечная масса астероидов может быть частично обусловлена ​​неэффективным образованием хондр за пределами 2 а.е. или менее эффективной доставкой хондр из окрестностей протозвезды. [35] Кроме того, удары контролировали образование и разрушение астероидов и, как полагают, являются основным фактором их геологической эволюции. [35]

Хондры, металлические зерна и другие компоненты, вероятно, образовались в солнечной туманности . Они срослись вместе, образовав родительские астероиды. Некоторые из этих тел впоследствии расплавились, образовав металлические ядра и богатые оливином мантии ; другие были изменены водой. [35] После того, как астероиды остыли, они были разрушены ударами в течение 4,5 миллиардов лет или разрушены. [36]

Для того чтобы произошла аккреция, скорости удара должны быть меньше, чем примерно в два раза больше скорости убегания, которая составляет около 140  м/с (460  футов/с ) для астероида радиусом 100 км (60 миль). [35] Простые модели аккреции в поясе астероидов обычно предполагают, что пылинки размером в микрометр слипаются и оседают на средней плоскости туманности, образуя плотный слой пыли, который из-за гравитационных сил был преобразован в диск планетезималей размером в километр. Но несколько аргументов [ какие? ] предполагают, что астероиды могли не аккрецировать таким образом. [35]

Аккреция комет

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

Кометы или их предшественники образовались во внешней Солнечной системе, возможно, за миллионы лет до образования планет. [37] Как и когда образовались кометы, является предметом споров, с различными последствиями для формирования, динамики и геологии Солнечной системы. Трехмерное компьютерное моделирование показывает, что основные структурные особенности, наблюдаемые на ядрах комет, могут быть объяснены парной низкоскоростной аккрецией слабых кометезималей. [38] [39] В настоящее время предпочтительным механизмом образования является механизм небулярной гипотезы , которая утверждает, что кометы, вероятно, являются остатком исходных планетезимальных «строительных блоков», из которых выросли планеты. [40] [41] [42]

Астрономы считают, что кометы возникают как в облаке Оорта , так и в рассеянном диске . [43] Рассеянный диск образовался, когда Нептун мигрировал наружу в прото-пояс Койпера, который в то время был намного ближе к Солнцу, и оставил после себя популяцию динамически стабильных объектов, которые никогда не могли быть затронуты его орбитой ( собственно пояс Койпера ), и популяцию, перигелии которых достаточно близки, чтобы Нептун все еще мог их беспокоить, 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. [43] Классическая теория облака Оорта утверждает, что облако Оорта, сфера размером около 50 000 а.е. (0,24 пк) в радиусе, образовалось в то же время, что и солнечная туманность, и иногда выпускает кометы во внутреннюю часть Солнечной системы, когда гигантская планета или звезда проходит поблизости и вызывает гравитационные нарушения. [44] Примеры таких кометных облаков, возможно, уже были замечены в туманности Улитка . [45]

Миссия Rosetta к комете 67P/Чурюмова–Герасименко в 2015 году определила, что когда тепло Солнца проникает через поверхность, оно запускает испарение (сублимацию) погребенного льда. Хотя часть образующегося водяного пара может выходить из ядра, 80% его повторно конденсируется в слоях под поверхностью. [ 46] Это наблюдение подразумевает, что тонкие богатые льдом слои, обнаженные близко к поверхности, могут быть следствием кометной активности и эволюции, и что глобальное расслоение не обязательно происходит на ранних этапах истории формирования кометы. [46] [47] В то время как большинство ученых считали, что все доказательства указывают на то, что структура ядер комет представляет собой обработанные груды обломков более мелких ледяных планетезималей предыдущего поколения, [48] миссия Rosetta подтвердила идею о том, что кометы представляют собой «груды обломков» разнородного материала. [49] [50] Кометы, по-видимому, сформировались как тела размером около 100 км, а затем в подавляющем большинстве случаев подверглись измельчению или повторному контакту, став их нынешними состояниями. [51]

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ "Science with the VLTI". Европейская южная обсерватория. 8 августа 2008 г. Архивировано из оригинала 24 мая 2011 г. Получено 11 апреля 2011 г.
  2. ↑ Мастерс, Харрис (26 августа 2010 г.). «Стенограмма Аккреции галактик и звезд». Prezi . Получено 8 января 2016 г. .
  3. ^ ab Woolfson, MM (март 1993 г.). «Солнечная система – ее происхождение и эволюция». Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society . 34 : 1–20. Bibcode : 1993QJRAS..34....1W.
    Подробности позиции Канта см. в Palmquist, Stephen (сентябрь 1987 г.). "Kant's Cosmogony Re-evaluated". Studies in History and Philosophy of Science . 18 (3): 255–269. Bibcode : 1987SHPS...18..255P. doi : 10.1016/0039-3681(87)90021-5.
  4. ↑ Хенбест, Найджел (24 августа 1991 г.). «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 апреля 2008 г.
  5. ^ abc Papaloizou, John CB; Terquem, Caroline (28 ноября 2005 г.). "Формирование и миграция планет" (PDF) . CERN . Получено 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 NASA F-677.
  7. ^ ab Кереш, Душан; Дейв, Ромеел; Фардал, Марк; Фоше-Жигер, К.-А.; Хернквист, Ларс; и др. (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, Бернар; и др. (июнь 2006 г.). «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.
  9. ^ abcd Pudritz, Ralph E. (январь 2002 г.). «Скопление звезд и происхождение звездных масс». Science . 295 (5552): 68–75. Bibcode :2002Sci...295...68P. doi :10.1126/science.1068298. PMID  11778037. S2CID  33585808.
  10. ^ Кларк, Пол К.; Боннелл, Ян А. (июль 2005 г.). «Начало коллапса в турбулентно поддерживаемых молекулярных облаках». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 361 (1): 2–16. Bibcode : 2005MNRAS.361....2C. doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09105.x .
  11. ^ abc Motte, F.; Andre, P.; Neri, R. (август 1998 г.). «Начальные условия звездообразования в главном облаке ρ Ophiuchi: широкоугольное миллиметровое континуальное картирование». Астрономия и астрофизика . 336 : 150–172. Bibcode : 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 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.
  14. ^ Мартин, Э. Л.; Реболо, Р.; Магаццу, А.; Павленко, Я. В. (февраль 1994 г.). «Горение лития до главной последовательности». Астрономия и астрофизика . 282 : 503–517. arXiv : astro-ph/9308047 . Bibcode : 1994A&A...282..503M.
  15. ^ Хартманн, Ли; Кальвет, Нурия ; Гуллбринг, Эрик; Д'Алессио, Паула (март 1998 г.). «Аккреция и эволюция дисков типа Т Тельца». The Astrophysical Journal . 495 (1): 385–400. Bibcode : 1998ApJ...495..385H. doi : 10.1086/305277 .
  16. ^ ab Muzerolle, James; Calvet, Nuria ; Hartmann, Lee (апрель 2001 г.). «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 .
  17. ^ Silverberg, Steven M.; Wisniewski, John P.; Kuchner, Marc J.; Lawson, Kellen D.; Bans, Alissa S.; Debes, John H.; Biggs, Joseph R.; Bosch, Milton KD; Doll, Katharina; Luca, Hugo A. Durantini; Enachioaie, Alexandru (14 января 2020 г.). "Диски Питера Пэна: долгоживущие аккреционные диски вокруг молодых звезд M". The Astrophysical Journal . 890 (2): 106. arXiv : 2001.05030 . Bibcode :2020ApJ...890..106S. doi : 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». The Astrophysical Journal . 611 (1): 360–379. arXiv : astro-ph/0404383 . Bibcode :2004ApJ...611..360A. doi :10.1086/421989. S2CID  16093937.
  19. ^ abc Ward, William R. (1996). «Планетная аккреция». Серия конференций ASP . Завершение инвентаризации Солнечной системы. 107 : 337–361. Bibcode :1996ASPC..107..337W.
  20. ^ ab Chambers, John E. (июль 2004 г.). «Планетарная аккреция во внутренней Солнечной системе». Earth and Planetary Science Letters . 233 (3–4): 241–252. Bibcode : 2004E&PSL.223..241C. doi : 10.1016/j.epsl.2004.04.031.
  21. ^ Кюффмайер, Михаэль (3 апреля 2015 г.). «Что такое барьер размера метра?». Astrobites . Получено 15 января 2015 г. .
  22. ^ Гришин, Евгений; и др. (август 2019 г.). «Засев планет посредством захвата межзвездных объектов с помощью газа». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 487 (3): 3324–3332. arXiv : 1804.09716 . Bibcode :2019MNRAS.487.3324G. doi : 10.1093/mnras/stz1505 .
  23. ^ ab Birnstiel, T.; Dullemond, CP; Brauer, F. (август 2009 г.). «Удержание пыли в протопланетных дисках». Astronomy and Astrophysics . 503 (1): L5–L8. arXiv : 0907.0985 . Bibcode :2009A&A...503L...5B. doi :10.1051/0004-6361/200912452. S2CID  12932274.
  24. ^ ab Johansen, A.; Blum, J.; Tanaka, H.; Ormel, C.; Bizzarro, M.; Rickman, H. (2014). «Многогранный процесс формирования планетезималей». В Beuther, H.; Klessen, RS; Dullemond, CP; Henning, T. (ред.). Протозвезды и планеты VI . University of Arizona Press. стр. 547–570. arXiv : 1402.1344 . Bibcode :2014prpl.conf..547J. doi :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 Мишель, П.; ДеМео, Ф.; Боттке, В. (ред.). Астероиды IV . Серия «Космическая наука». Издательство Университета Аризоны. стр. 471. arXiv : 1505.02941 . Bibcode : 2015aste.book..471J. doi : 10.2458/azu_uapress_9780816532131-ch025. ISBN 978-0-8165-3213-1. S2CID  118709894.
  26. ^ Weidenschilling, SJ; Spaute, D.; Davis, DR; Marzari, F.; Ohtsuki, K. (август 1997 г.). «Аккреционная эволюция роя планетезималей». Icarus . 128 (2): 429–455. Bibcode :1997Icar..128..429W. doi :10.1006/icar.1997.5747.
  27. ^ Кэри, Дэвид М.; Лиссауэр, Джек; Гринцвейг, Ювал (ноябрь 1993 г.). «Тращи-ние туманного газа и аккреция планет». Icarus . 106 (1): 288–307. Bibcode :1993Icar..106..288K. doi :10.1006/icar.1993.1172.
  28. ^ Левин, Сара (19 августа 2015 г.). «Чтобы построить газовый гигант, просто добавьте камешков». Space.com . Получено 22 ноября 2015 г.
  29. ^ 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.
  30. ^ Хеллед, Равит; Боденхаймер, Питер (июль 2014 г.). «Формирование Урана и Нептуна: проблемы и последствия для экзопланет средней массы». The Astrophysical Journal . 789 (1). 69. arXiv : 1404.5018 . Bibcode :2014ApJ...789...69H. doi :10.1088/0004-637X/789/1/69. S2CID  118878865.
  31. ^ D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. (2024). "Формирование планет путем аккреции малых твердых тел с помощью газа". The Astrophysical Journal . 967 (2): id.124. arXiv : 2404.05906 . Bibcode : 2024ApJ...967..124D. doi : 10.3847/1538-4357/ad3bae .
  32. ^ D'Angelo, Gennaro; Durisen, Richard H.; Lissauer, Jack J. (декабрь 2010 г.). "Giant Planet Formation". В Seager, Sara (ред.). Exoplanets . University of Arizona Press. стр. 319–346. arXiv : 1006.5486 . Bibcode :2010exop.book..319D. ISBN 978-0-8165-2945-2.
  33. ^ Беннетт, Джеффри; Донахью, Меган ; Шнайдер, Николас; Войт, Марк (2014). «Формирование Солнечной системы». Космическая перспектива (7-е изд.). Сан-Франциско: Pearson. С. 136–169. ISBN 978-0-321-89384-0.
  34. ^ ab Johansen, Anders (апрель 2015 г.). "Рост астероидов, планетарных эмбрионов и объектов пояса Койпера путем аккреции хондр". Science Advances . 1 (3): e1500109. arXiv : 1503.07347 . Bibcode :2015SciA....1E0109J. doi :10.1126/sciadv.1500109. PMC 4640629 . PMID  26601169. 
  35. ^ abcdef Скотт, Эдвард RD (2002). "Метеоритные свидетельства аккреции и столкновительной эволюции астероидов" (PDF) . В Bottke Jr., WF; Cellino, A.; Paolicchi, P.; Binzel, RP (ред.). Астероиды III . University of Arizona Press. стр. 697–709. Bibcode :2002aste.book..697S. ISBN 978-0-8165-2281-1.
  36. ^ Шуколюков, А.; Лугмайр, Г. В. (2002). «Хронология аккреции и дифференциации астероидов» (PDF) . В Bottke Jr., WF; Челлино, А.; Паоличчи, П.; Бинцель, РП (ред.). Астероиды III . Издательство Университета Аризоны. С. 687–695. Bibcode : 2002aste.book..687S. ISBN 978-0-8165-2281-1.
  37. ^ «Как были собраны кометы». Университет Берна, через Phys.org. 29 мая 2015 г. Получено 8 января 2016 г.
  38. ^ Jutzi, M.; Asphaug, E. (июнь 2015 г.). «Форма и структура ядер комет в результате низкоскоростной аккреции». Science . 348 (6241): 1355–1358. Bibcode :2015Sci...348.1355J. doi : 10.1126/science.aaa4747 . PMID  26022415. S2CID  36638785.
  39. ^ Weidenschilling, SJ (июнь 1997 г.). «Происхождение комет в солнечной туманности: унифицированная модель». Icarus . 127 (2): 290–306. Bibcode :1997Icar..127..290W. doi :10.1006/icar.1997.5712.
  40. ^ Чой, Чарльз К. (15 ноября 2014 г.). «Кометы: факты о «грязных снежках» космоса». Space.com . Получено 8 января 2016 г. .
  41. ^ Нут, Джозеф А.; Хилл, Хью ГМ; Клетечка, Гюнтер (20 июля 2000 г.). «Определение возраста комет по фракции кристаллической пыли». Nature . 406 (6793): 275–276. Bibcode :2000Natur.406..275N. doi :10.1038/35018516. PMID  10917522. S2CID  4430764.
  42. ^ "Как образовались астероиды и кометы". Science Clarified . Получено 16 января 2016 г.
  43. ^ ab Levison, Harold F.; Donnes, Luke (2007). «Comet Populations and Cometary Dynamics». В McFadden, Lucy-Ann Adams; Weissman, Paul Robert; Johnson, Torrence V. (ред.). Encyclopedia of the Solar System (2-е изд.). Amsterdam: Academic Press. стр. 575–588. ISBN 978-0-12-088589-3.
  44. ^ 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 космической науки, том 115. Том 115. Springer Netherlands. стр. 3–10. Bibcode : 1985ASSL..115....3G. doi : 10.1007/978-94-009-5400-7_1. ISBN 978-94-010-8884-8. S2CID  209834532.
  45. ^ «Испарение и аккреция внесолнечных комет после ударов белого карлика». Кафедра астрономии Корнеллского университета. 2014. Получено 22 января 2016 .
  46. ^ ab Filacchione, Gianrico; Capaccioni, Fabrizio; Taylor, Matt; Bauer, Markus (13 января 2016 г.). «Обнаруженный лед на комете Розетты подтвержден как вода» (пресс-релиз). Европейское космическое агентство. Архивировано из оригинала 18 января 2016 г. . Получено 14 января 2016 г. .
  47. ^ Filacchione, G.; de Sanctis, MC; Capaccioni, F.; Raponi, A.; Tosi, F.; et al. (13 января 2016 г.). «Выступающий водяной лед на ядре кометы 67P/Churyumov–Gerasimenko». Nature . 529 (7586): 368–372. Bibcode :2016Natur.529..368F. doi :10.1038/nature16190. PMID  26760209. S2CID  4446724.
  48. ^ Кришна Свами, KS (май 1997). Физика комет . Всемирная научная серия по астрономии и астрофизике, том 2 (2-е изд.). World Scientific. стр. 364. ISBN 981-02-2632-2.
  49. ^ Рикман, Х.; Марчи, С.; AHearn, 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 . Bibcode : 2015A&A...583A..44R. doi : 10.1051/0004-6361/201526093. S2CID  118394879.
  50. ^ Мишель, П.; Шварц, С.; Ютци, М.; Марчи, С.; Чжан, И.; Ричардсон, Д.К. (2018). Катастрофические нарушения как источник 67PC-G и малых двулопастных комет . 42-я научная ассамблея КОСПАР. стр. B1.1-0002-18.
  51. ^ Маршалл, Р.; Морбиделли, А.; Боттке, В. Ф.; Вокроухлицкий, Д.; Несворни, Д.; Дейенно, Р. (май 2023 г.). «Кометы — это фрагменты: что распределение размеров в поясе Койпера говорит нам о его коллизионной эволюции». Астероиды, кометы, метеоры 2023 г. 2851 : 2470. Бибкод : 2023LPICo2851.2470M.
Найдите информацию о термине «аккреция» в Викисловаре, бесплатном словаре.