Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
ALMA изображения HL Тельца , в протопланетном диске

В астрофизике , срастание является накопление частиц в массивный объект с помощью гравитационно привлекает все больше материи, как правило , газообразные независимо от того, в аккреционного диска . [1] [2] Большинство астрономических объектов , таких как галактики , звезды и планеты , образованы процессами аккреции.

Обзор [ править ]

Модель аккреции , что Земля и другие планеты земной группы, образованные из метеоритного материала был предложен в 1944 году Отто Шмидт , а затем теории протопланетного от Уильяма Мак - Кри (1960) и , наконец, теория захвата от Майкла Woolfson . [3] В 1978 году Эндрю Прентис возродил первоначальные лапласианские идеи о формировании планет и разработал современную лапласовскую теорию . [3] Ни одна из этих моделей не оказалась полностью успешной, и многие из предложенных теорий были описательными.

Модель аккреции 1944 года Отто Шмидта 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 имел форму молекулярных облаков, таких как туманность Ориона . По мере того как облако схлопывается, теряя потенциальную энергию, оно нагревается, приобретая кинетическую энергию и сохранение углового момента.гарантирует, что облако образует сплюснутый диск - аккреционный диск .

Аккреция галактик [ править ]

Дополнительная информация: Протогалактика.

Несколько сотен тысяч лет после Большого взрыва , то Вселенная охлаждается до точки , в которой атомы могли бы образовывать. По мере того как Вселенная продолжала расширяться и остывать, атомы потеряли достаточно кинетической энергии, и темная материя объединилась в достаточной степени, чтобы сформировать протогалактики . По мере дальнейшей аккреции образовывались галактики . [7] Косвенные доказательства широко распространены. [7] Галактики растут за счет слияния и плавной аккреции газа. Аккреция также происходит внутри галактик, образуя звезды.

Аккреция звезд [ править ]

Основная статья: Protostar
Виды в видимом свете (слева) и инфракрасном (справа) изображениях Трехраздельной туманности , гигантского звездообразующего облака из газа и пыли, расположенного на расстоянии 5400 световых лет (1700  пк ) от нас в созвездии Стрельца.

Считается, что звезды образуются внутри гигантских облаков из холодного молекулярного водорода - гигантских молекулярных облаков 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] Эти фрагменты затем образуют маленькие плотные ядра, которые, в свою очередь, превращаются в звезды. [9] Ядра имеют массу от доли до нескольких масс Солнца и называются протозвездными (протосолнечными) туманностями. [8] Они имеют диаметр 2 000–20 000астрономических единицах (0,01–0,1  пк ) и числовой плотности примерно от 10 000 до 100 000 / см 3 (от 160 000 до 1 600 000 / куб. дюйм). Сравните это с плотностью частиц в воздухе на уровне моря - 2,8 × 10 19 / см 3 (4,6 × 10 20 / куб. Дюйм). [9] [11]

Первоначальный коллапс протозвездной туманности с солнечной массой занимает около 100000 лет. [8] [9] Каждая туманность начинается с определенного момента количества движения . Газ в центральной части туманности с относительно низким угловым моментом подвергается быстрому сжатию и образует горячее гидростатическое (несжимающееся) ядро, содержащее небольшую часть массы исходной туманности. Это ядро ​​формирует зерно того, что станет звездой. [8] По мере продолжения коллапса сохранение углового момента требует ускорения вращения падающей оболочки, что в конечном итоге формирует диск.

Инфракрасное изображение молекулярного истечения от иначе скрытой новорожденной звезды HH 46/47

По мере продолжения падения материала с диска оболочка в конечном итоге становится тонкой и прозрачной, и молодой звездный объект (YSO) становится видимым сначала в дальнем инфракрасном свете, а затем в видимом. [11] Примерно в это время протозвезда начинает синтезировать дейтерий . Если протозвезда достаточно массивная (выше 80  M J ), слитый водород следующим образом . 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 этой стадии известны как протозвезды класса I, которых также называют молодыми звездами Т Тельца , эволюционировавшими протозвездами или молодыми звездными объектами. К этому времени формирующаяся звезда уже набрала большую часть своей массы; общая масса диска и остальной оболочки не превышает 10–20% от массы центрального YSO. [11]

Когда звезда с меньшей массой 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 аккрецию горячего газа, что проявляется в виде сильных эмиссионных линий в их спектре. Первые не имеют аккреционных дисков. Классические звезды Т Тельца эволюционируют в звезды Т Тельца со слабыми линиями. [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 увеличивается со скоростью от 10 -7 до 10 -9  M ☉ в год. [15]Также обычно присутствует пара биполярных форсунок. Аккреция объясняет все особые свойства классических звезд типа 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 ударяется о «поверхность» звезды, что происходит вокруг ее магнитных полюсов . [16] Джеты - побочные продукты аккреции: они уносят избыточный угловой момент. Классическая стадия Т Тельца длится около 10 миллионов лет. [8] Есть всего несколько примеров, так называемыхПитер Пэн Диск, где аккреция длится более 20 миллионов лет. [17] Диск в конечном итоге исчезает из-за аккреции на центральную звезду, образования планет, выброса струями и фотоиспарения под действием ультрафиолетового излучения 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 [ править ]

Дополнительная информация: Протопланетный диск
Отпечаток художника от протопланетного диска с молодой звездой в центре

Самоаккреция космической пыли ускоряет рост частиц до планетезималей размером с валун . Более массивные планетезимали накапливают одни более мелкие, а другие разрушаются при столкновении. Аккреционные диски распространены вокруг меньших звезд, или звездных остатков в тесной двойной системе , или черных дыр, окруженных веществом, например, в центрах галактик . Некоторая динамика в диске, такая как динамическое трение , необходима, 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 планетных ядер можно рассмотреть несколько этапов. Во-первых, когда частицы газа и пыли сталкиваются, они агломерируются в результате микрофизических процессов, таких как силы Ван-дер-Ваальса и электромагнитные силы , образуя частицы микрометрового размера; на этом этапе механизмы накопления в основном негравитационные. [19] Однако образование планетезималей в диапазоне от сантиметра до метра изучено недостаточно, и не предлагается убедительного объяснения того, почему такие зерна будут накапливаться, а не просто отскакивать. [19] : 341 В частности, до сих пор неясно, как эти объекты вырастают до планетезималей 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 за счет коагуляции, они приобретают все более высокие относительные скорости по отношению к другим частицам в их окрестностях, а также систематический дрейф внутрь скорость, 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 гравитация сталкивающихся зерен препятствует их вылету. [19] : 341 Также считается, что фрагментация зерен играет важную роль в восполнении мелких зерен и сохранении толщины диска, а также в поддержании относительно высокого содержания твердых частиц всех размеров.[23]

Для преодоления «метрового» барьера предложен ряд механизмов. Могут образовываться локальные скопления гальки, которые затем под действием силы тяжести превращаются в планетезимали размером с большие астероиды. Эти концентрации могут возникать пассивно из-за структуры газового диска, например, между водоворотами, на скачках давления, на краю зазора, созданного гигантской планетой, или на границах турбулентных областей диска. [24] Или частицы могут играть активную роль в их концентрации через механизм обратной связи, называемый потоковой нестабильностью.. При потоковой нестабильности взаимодействие между твердыми телами и газом в протопланетном диске приводит к росту локальных концентраций, так как новые частицы накапливаются вслед за небольшими концентрациями, заставляя их расти в массивные волокна. [24] В качестве альтернативы, если зерна, которые образуются из-за агломерации пыли, являются очень пористыми, их рост может продолжаться до тех пор, пока они не станут достаточно большими, чтобы схлопнуться под действием собственной силы тяжести. Низкая плотность этих объектов позволяет им оставаться прочно связанными с газом, что позволяет избежать столкновений с высокими скоростями, которые могут привести к их эрозии или фрагментации. [25]

В конечном итоге зерна слипаются, образуя тела размером с гору (или больше), называемые планетезимали. Столкновения и гравитационные взаимодействия между планетезимали в совокупности создают планетные эмбрионы размером с Луну ( протопланеты ) в течение примерно 0,1–1 миллиона 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 вычислении их эволюции. [5] Росту способствует орбитальный распад более мелких тел из-за сопротивления газа, которое не позволяет им застрять между орбитами зародышей. [26] [27]Дальнейшие столкновения и скопления приводят к планетам земной группы или ядрам планет-гигантов.

Если планетезимали образовались в результате гравитационного коллапса локальных скоплений гальки, в их росте в зародыши планет и ядра планет-гигантов преобладают дальнейшие скопления гальки. Наращиванию гальки способствует сопротивление газа, которое испытывают объекты при их ускорении к массивному телу. Газовое сопротивление замедляет камешки ниже скорости убегания массивного тела, заставляя их двигаться по спирали и накапливаться на нем. Аккреция гальки может ускорить формирование планет в 1000 раз по сравнению с аккрецией планетезималей, позволяя планетам-гигантам формироваться до рассеяния газового диска. [28] [29] Тем не менее, рост ядра за счет аккреции гальки кажется несовместимым с окончательными массами и составом Урана иНептун . [30]

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

Аккреция астероидов [ править ]

Хондры в хондритовом метеорите. Показана миллиметровая шкала.

Метеориты содержат записи об аккреции и ударах на всех этапах происхождения и эволюции астероидов ; однако механизм аккреции и роста астероидов до конца не изучен. [33] Имеются данные, свидетельствующие о том, что основной рост астероидов может быть результатом аккреции хондр с помощью газа , которые представляют собой сферулы миллиметрового размера, которые образуются в виде расплавленных (или частично расплавленных) капель в космосе перед тем, как слиться с их родительскими астероидами. [33] Во внутренней части Солнечной системы хондры, по-видимому, сыграли решающую роль в инициировании аккреции. [34] Крошечная масса астероидов может быть частично из-за неэффективного образования хондр за пределами 2 а.е., или менее эффективная доставка хондр от протозвезды. [34] Кроме того, столкновения 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, чтобы сформировать родительские астероиды. Некоторые из этих тел впоследствии расплавились, образуя металлические ядра и богатые оливином мантии ; другие были водно изменены. [34] После того, как астероиды остыли, они подверглись эрозии в результате столкновений в течение 4,5 миллиардов лет или разрушились. [35]

Для того, чтобы произошла аккреция, скорость удара должна быть примерно в два раза меньше космической скорости, 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 частицы пыли микрометрового размера слипаются и оседают на средней плоскости туманности, образуя плотный слой пыли, который из-за гравитационных сил превратился в диск размером в километр. планетезимали. Но несколько аргументов [ какие? ] предполагают, что астероиды могли не срастаться таким образом. [34]

Аккреция комет [ править ]

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

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

Астрономы считают, что кометы происходят как из облака Оорта, так и из рассеянного диска . [42] Рассеянный диск был создан, 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, на которые никогда не влияла его орбита ( собственно пояс Койпера ), а также население, чьи перигелии достаточно близки, чтобы Нептун все еще мог беспокоить их, когда он путешествует 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 облаков Оорта утверждает, что облако Оорта, сфера размером около 50000 а.е. (0,24 пк) в радиусе, образовалось одновременно с солнечной туманностью и иногда выпускает кометы во внутренние части Солнечной системы, когда гигантская планета или звезда проходит поблизости. и вызывает гравитационные нарушения. [43] Примеры таких кометных облаков, возможно, уже были замечены в туманности Хеликс . [44]

Rosetta миссия в комете 67P / Чурюмов-Герасименко определена в 2015 году , когда Солнце тепло проникает в поверхность, это вызывает испарение (сублимация) погребенный лед. В то время как часть образующегося водяного пара может улетучиваться из ядра, 80% его повторно конденсируется в слоях под поверхностью. [45] Это наблюдение подразумевает, что тонкие слои, богатые льдом, обнаженные близко к поверхности, могут быть следствием кометной активности и эволюции, и что глобальное расслоение не обязательно происходит в начале истории образования кометы. [45] [46] В то время как большинство ученых считали, что все доказательства указывают на то, что структура ядер комет представляет собой обработанные груды щебняболее мелкие ледяные планетезимали из предыдущего поколения, [47] Розетта миссия рассеяна идея , что кометы являются «кучей щебня» несоизмеримых материала. [48] [49]

См. Также [ править ]

  • Астрохимия  - Изучение молекул во Вселенной и их реакций.
  • Астрономическая спектроскопия
  • Кругопланетный диск  - скопление частиц вокруг планеты, образующее луну.
  • Список межзвездных и околозвездных молекул  - Молекулы, обнаруженные в космосе
  • Нова  - Ядерный взрыв в белом карлике.
  • Планетарная туманность  - Тип эмиссионной туманности.
  • Q-PACE  - космический корабль для изучения аккреции звезд
  • Система колец  - Кольцо из космической пыли, вращающейся вокруг астрономического объекта.
  • Куча щебня
  • Хронология гравитационной физики и теории относительности  - Хронология

Ссылки [ править ]

  1. ^ "Наука с VLTI" . Европейская южная обсерватория. 8 августа 2008 года. Архивировано 24 мая 2011 года . Проверено 11 апреля 2011 года .
  2. ↑ Мастерс, Харрис (26 августа 2010 г.). «Стенограмма аккреции галактик и звезд» . Prezi . Проверено 8 января +2016 .
  3. ^ a b Вулфсон, MM (март 1993 г.). «Солнечная система - ее происхождение и эволюция». Ежеквартальный журнал Королевского астрономического общества . 34 : 1–20. Bibcode : 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. Bibcode : 1987SHPS ... 18..255P . DOI : 10.1016 / 0039-3681 (87) 90021-5 .
  4. ^ Henbest, Найджел (24 августа 1991). «Рождение планет: Земля и другие планеты могут уцелеть из того времени, когда планеты рикошетили вокруг Солнца, как шарики на столе для игры в пинбол» . Новый ученый . Проверено 18 апреля 2008 года .
  5. ^ a b c Папалоизу, Джон CB; Теркем, Кэролайн (28 ноября 2005 г.). «Формирование и миграция планет» (PDF) . ЦЕРН . Проверено 21 октября 2015 года .
  6. ^ Сафронов, Виктор С. (1972) [1969]. Эволюция протопланетного облака и формирование Земли и планет . Иерусалим: Израильская программа научных переводов. hdl : 2027 / uc1.b4387676 . ISBN 0-7065-1225-1. Технический перевод НАСА F-677.
  7. ^ a b Кереш, Душан; Даве, Ромель; Фардал, Марк; Faucher-Giguere, C.-A .; Эрнквист, Ларс; и другие. (2010). Газовая аккреция в галактиках (PDF) . Массивные галактики в космическом времени 3. 8–10 ноября 2010 г. Тусон, Аризона. Национальная оптическая астрономическая обсерватория.
  8. ^ a b c d e f g Монтмерль, Тьерри; Ожеро, Жан-Шарль; Chaussidon, Marc; Counelle, Mathieu; 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. Bibcode : 2006EM & P ... 98 ... 39M . DOI : 10.1007 / s11038-006-9087-5 .
  9. ^ a b c d Пудриц, Ральф Э. (январь 2002 г.). «Кластерное звездообразование и происхождение звездных масс». Наука . 295 (5552): 68–75. Bibcode : 2002Sci ... 295 ... 68P . DOI : 10.1126 / science.1068298 . PMID 11778037 . 
  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. Bibcode : 2005MNRAS.361 .... 2C . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2005.09105.x .
  11. ^ a b c Motte, F .; Andre, P .; Нери, Р. (август 1998 г.). «Начальные условия звездообразования в главном облаке ρ Змееносца: широкопольное отображение миллиметрового континуума». Астрономия и астрофизика . 336 : 150–172. Bibcode : 1998A&A ... 336..150M .
  12. ^ Stahler, Steven W. (сентябрь 1988). «Дейтерий и звездная линия рождения». Астрофизический журнал . 332 : 804–825. Bibcode : 1988ApJ ... 332..804S . DOI : 10.1086 / 166694 .
  13. ^ Моханти, Субханджой; Джаявардхана, Рэй; Басри, Гибор (июнь 2005 г.). «Фаза Т Тельца вплоть до масс, близких к планетным: эшелле-спектры 82 звезд с очень низкой массой и коричневых карликов». Астрофизический журнал . 626 (1): 498–522. arXiv : astro-ph / 0502155 . Bibcode : 2005ApJ ... 626..498M . DOI : 10.1086 / 429794 .
  14. ^ Мартин, EL; Реболо, Р .; Magazzu, A .; 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; Gullbring, Эрик; Д'Алессио, Паула (март 1998 г.). «Аккреция и эволюция дисков Т Тельца» . Астрофизический журнал . 495 (1): 385–400. Bibcode : 1998ApJ ... 495..385H . DOI : 10.1086 / 305277 .
  16. ^ a b Muzerolle, Джеймс; Кальвет, Нурия; Хартманн, Ли (апрель 2001 г.). «Эмиссионная диагностика магнитосферной аккреции с температурой Т Тельца. II. Усовершенствованные модельные тесты и понимание физики аккреции» . Астрофизический журнал . 550 (2): 944–961. Bibcode : 2001ApJ ... 550..944M . DOI : 10.1086 / 319779 .
  17. ^ Сильверберг, Стивен М .; Вишневски, Джон П .; Kuchner, Marc J .; Lawson, Kellen D .; Баны, Алисса С .; Дебес, Джон Х .; Биггс, Джозеф Р .; Bosch, Milton KD; Кукла Катарина; Лука, Уго А. Дурантини; Enachioaie, Александру (14 января 2020 г.). "Диски Питера Пэна: долгоживущие аккреционные диски вокруг молодых М-звезд". arXiv : 2001.05030 [ astro-ph.SR ].
  18. ^ Адамс, Фред С .; 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 . Bibcode : 2004ApJ ... 611..360A . DOI : 10.1086 / 421989 .
  19. ^ a b c Уорд, Уильям Р. (1996). «Планетарная аккреция». Серия конференций ASP . Завершение инвентаризации Солнечной системы. 107 : 337–361. Bibcode : 1996ASPC..107..337W .
  20. ^ a b Чемберс, Джон Э. (июль 2004 г.). «Планетарная аккреция во внутренней Солнечной системе». Письма о Земле и планетологии . 233 (3–4): 241–252. Bibcode : 2004E и PSL.223..241C . DOI : 10.1016 / j.epsl.2004.04.031 .
  21. ^ Küffmeier, Майкл (3 апреля 2015). "Что такое барьер метрового размера?" . Астробиты . Проверено 15 января 2015 года .
  22. ^ Гришин, Евгений; и другие. (Август 2019 г.). «Посев планет путем захвата межзвездных объектов с помощью газа». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 487 (3): 3324–3332. arXiv : 1804.09716 . Bibcode : 2019MNRAS.487.3324G . DOI : 10.1093 / MNRAS / stz1505 .
  23. ^ a b Birnstiel, T .; Даллемон, CP; Брауэр, Ф. (август 2009 г.). «Удержание пыли в протопланетных дисках». Астрономия и астрофизика . 503 (1): L5 – L8. arXiv : 0907.0985 . Бибкод : 2009A & A ... 503L ... 5B . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 200912452 .
  24. ^ а б Йохансен, А .; Blum, J .; Tanaka, H .; Ormel, C .; Bizzarro, M .; Рикман, Х. (2014). «Многогранный процесс планетезимального образования». В Beuther, H .; Klessen, RS; Даллемон, CP; Хеннинг, Т. (ред.). Протозвезды и планеты VI . Университет Аризоны Press. С. 547–570. arXiv : 1402.1344 . Bibcode : 2014prpl.conf..547J . DOI : 10.2458 / azu_uapress_9780816531240-ch024 . ISBN 978-0-8165-3124-0.
  25. ^ Johansen, A .; Jacquet, E .; Куцци, JN; Morbidelli, A .; Гунель, М. (2015). «Новые парадигмы образования астероидов». В Michel, P .; DeMeo, F .; Боттке, В. (ред.). Астероиды IV . Серия космических наук. Университет Аризоны Press. п. 471. arXiv : 1505.02941 . Bibcode : 2015aste.book..471J . DOI : 10.2458 / azu_uapress_9780816532131-ch025 . ISBN 978-0-8165-3213-1.
  26. ^ Weidenschilling, SJ; Spaute, D .; Дэвис, Д.Р .; Marzari, F .; Оцуки, К. (август 1997 г.). "Аккреционная эволюция роя планетезимальных". Икар . 128 (2): 429–455. Bibcode : 1997Icar..128..429W . DOI : 10.1006 / icar.1997.5747 .
  27. ^ Кэри, Дэвид М .; Лиссауэр, Джек; Гринцвейг, Юваль (ноябрь 1993 г.). "Небулярное газовое сопротивление и планетарная аккреция". Икар . 106 (1): 288–307. Bibcode : 1993Icar..106..288K . DOI : 10.1006 / icar.1993.1172 .
  28. ↑ Левин, Сара (19 августа 2015). «Чтобы построить планету газового гиганта, просто добавьте гальку» . Space.com . Проверено 22 ноября 2015 года .
  29. ^ Lambrechts, M .; Йохансен, А. (август 2012 г.). «Быстрый рост ядер газовых гигантов за счет образования гальки». Астрономия и астрофизика . 544 : A32. arXiv : 1205.3030 . Бибкод : 2012A & A ... 544A..32L . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201219127 .
  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 . Bibcode : 2014ApJ ... 789 ... 69h . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 789/1/69 .
  31. ^ Д'Анджело, Дженнаро; Дурисен, Ричард Х .; Лиссауэр, Джек Дж. (Декабрь 2010 г.). «Формирование планеты-гиганта». В Сигере, Сара (ред.). Экзопланеты . Университет Аризоны Press. С. 319–346. arXiv : 1006,5486 . Bibcode : 2010exop.book..319D . ISBN 978-0-8165-2945-2.
  32. ^ Беннетт, Джеффри; Донахью, Меган ; Шнайдер, Николай; Войт, Марк (2014). «Формирование Солнечной системы». Космическая перспектива (7-е изд.). Сан-Франциско: Пирсон. С. 136–169. ISBN 978-0-321-89384-0.
  33. ^ a b Йохансен, Андерс (апрель 2015 г.). «Рост астероидов, зародышей планет и объектов пояса Койпера путем аккреции хондр» . Успехи науки . 1 (3): e1500109. arXiv : 1503.07347 . Bibcode : 2015SciA .... 1E0109J . DOI : 10.1126 / sciadv.1500109 . PMC 4640629 . PMID 26601169 .  
  34. ^ Б с д е е Скотт, Эдвард RD (2002). «Метеоритные свидетельства аккреции и столкновительной эволюции астероидов» (PDF) . В Боттке-младшем, WF; Челлино, А .; Paolicchi, P .; Бинзель, Р.П. (ред.). Астероиды III . Университет Аризоны Press. С. 697–709. Bibcode : 2002aste.book..697S . ISBN  978-0-8165-2281-1.
  35. ^ Шуколюков, А .; Lugmair, GW (2002). «Хронология аккреции и дифференциации астероидов» (PDF) . В Боттке-младшем, WF; Челлино, А .; Paolicchi, P .; Бинзель, Р.П. (ред.). Астероиды III . С. 687–695. Bibcode : 2002aste.book..687S . ISBN  978-0-8165-2281-1.
  36. ^ "Как были собраны кометы" . Университет Берна, через Phys.org. 29 мая 2015 . Проверено 8 января +2016 .
  37. ^ Jutzi, M .; Э. Асфауг (июнь 2015 г.). «Форма и структура кометных ядер в результате низкоскоростной аккреции». Наука . 348 (6241): 1355–1358. Bibcode : 2015Sci ... 348.1355J . DOI : 10.1126 / science.aaa4747 . PMID 26022415 . 
  38. ^ Weidenschilling, SJ (июнь 1997). «Происхождение комет в солнечной туманности: единая модель». Икар . 127 (2): 290–306. Bibcode : 1997Icar..127..290W . DOI : 10.1006 / icar.1997.5712 .
  39. Перейти ↑ Choi, Charles Q. (15 ноября 2014 г.). «Кометы: факты о« грязных снежках »космоса» . Space.com . Проверено 8 января +2016 .
  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. Bibcode : 2000Natur.406..275N . DOI : 10.1038 / 35018516 . PMID 10917522 . 
  41. ^ «Как образовались астероиды и кометы» . Разъяснение науки . Проверено 16 января +2016 .
  42. ^ a b Левисон, Гарольд Ф .; Доннес, Люк (2007). «Популяции комет и динамика комет» . В Макфаддене Люси-Энн Адамс; Вайсман, Пол Роберт; Джонсон, Торренс В. (ред.). Энциклопедия Солнечной системы (2-е изд.). Амстердам: Academic Press. С.  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 космической науки, том 115, 115 . Springer Нидерланды. С. 3–10. Bibcode : 1985ASSL..115 .... 3G . DOI : 10.1007 / 978-94-009-5400-7_1 . ISBN 978-94-010-8884-8.
  44. ^ «Испарение и аккреция внесолнечных комет после ударов белых карликов» . Факультет астрономии Корнельского университета. 2014 . Проверено 22 января +2016 .
  45. ^ a b Filacchione, Джанрико; Капаччони, Фабрицио; Тейлор, Мэтт; Бауэр, Маркус (13 января 2016 г.). «Открытый лед на комете Розетты подтвержден как вода» (пресс-релиз). Европейское космическое агентство. Архивировано из оригинала 18 января 2016 года . Проверено 14 января +2016 .
  46. ^ Filacchione, G .; де Санктис, MC; Capaccioni, F .; Raponi, A .; Tosi, F .; и другие. (13 января 2016 г.). «Обнаженный водяной лед на ядре кометы 67P / Чурюмов – Герасименко». Природа . 529 (7586): 368–372. Bibcode : 2016Natur.529..368F . DOI : 10,1038 / природа16190 . PMID 26760209 . 
  47. ^ Кришна Свами, KS (май 1997). Физика комет . Мировая научная серия по астрономии и астрофизике, Том 2 (2-е изд.). World Scientific. п. 364. ISBN 981-02-2632-2.
  48. ↑ Хан, Амина (31 июля 2015 г.). "Розетта после отскока" . Лос-Анджелес Таймс . Проверено 22 января +2016 .
  49. ^ "Часто задаваемые вопросы Розетты" . Европейское космическое агентство. 2015 . Проверено 22 января +2016 .