Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Звездообразование
LH 95.jpg
Классы объектов
Теоретические концепции

Гипотеза туманностей - наиболее широко принятая модель в области космогонии для объяснения образования и эволюции Солнечной системы (а также других планетных систем ). Это предполагает, что Солнечная система образовалась из газа и пыли, вращающихся вокруг Солнца . Теория была разработана Иммануилом Кантом и опубликована в его Allgemeine Naturgeschichte и Theorie des Himmels («Универсальная естественная история и теория небес»), опубликованном в 1755 году и затем модифицированном в 1796 году Пьером Лапласом . Первоначально относился к Солнечной системе, теперь считается, что процесс формирования планетной системы происходит по всей вселенной . Широко распространенным современным вариантом теории туманностей является модель диска туманностей Солнца ( SNDM ) или модель туманностей Солнца . [1] Он предложил объяснения различных свойств Солнечной системы, включая почти круговые и компланарные орбиты планет, а также их движение в том же направлении, что и вращение Солнца. Некоторые элементы первоначальной теории туманностей нашли отражение в современных теориях формирования планет, но большинство элементов было заменено.

Согласно теории туманностей, звезды образуются в массивных и плотных облаках молекулярного водорода - гигантских молекулярных облаках (GMC). Эти облака гравитационно нестабильны, и материя сливается в них в более мелкие и более плотные сгустки, которые затем вращаются, коллапсируют и образуют звезды. Звездообразование - сложный процесс, который всегда приводит к образованию газообразного протопланетного диска ( проплида ) вокруг молодой звезды. Это может привести к рождению планет при определенных обстоятельствах, о которых мало что известно. Таким образом, образование планетных систем считается естественным результатом звездообразования. Для формирования звезды типа Солнца обычно требуется около 1 миллиона лет, а протопланетный диск превращается в планетную систему в течение следующих 10–100 миллионов лет.[2]

Протопланетный диск - это аккреционный диск , питающий центральную звезду. Сначала диск очень горячий, а затем остывает в так называемой стадии звезды Т Тельца ; здесь возможно образование мелких пылинок из камней и льда. Со временем зерна могут коагулировать в планетезимали размером в километр . Если диск достаточно массивен, начинается неконтролируемая аккреция, приводящая к быстрому - от 100 000 до 300 000 лет - формированию планетных зародышей размером от Луны до Марса . Рядом со звездой планетарные зародыши проходят стадию бурного слияния, в результате чего образуется несколько планет земной группы . Последняя стадия длится примерно от 100 миллионов до миллиарда лет. [2]

Формирование планет-гигантов - более сложный процесс. Считается, что это происходит за линией мороза , 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 после формирования эмбриона, до конца не ясно. Некоторые эмбрионы по всей видимости, продолжают расти и в конце концов достигнут 5-10 масс Земли -The пороговое значение, которое необходимо , чтобы начать аккрецию водорода - гелий газа с диска. [3]Накопление газа ядра первоначально является медленным процесс, который продолжается в течение нескольких миллионов лет, но после того, как формующая протопланета достигает около 30 масс Земли ( M ⊕ ) она ускоряется и протекает в беглом образе. Считается, что планеты, подобные Юпитеру и Сатурну , аккумулируют большую часть своей массы всего за 10 000 лет. Наращивание прекращается, когда газ иссякает. Образовавшиеся планеты могут перемещаться на большие расстояния во время или после своего образования. Ледяные гиганты, такие как Уран и Нептун , считаются неисправными ядрами, которые сформировались слишком поздно, когда диск почти исчез. [2]

История [ править ]

Основная статья: История образования Солнечной системы и гипотезы эволюции

Есть свидетельства того, что Эмануэль Сведенборг впервые предложил части теории туманностей в 1734 году. [4] [5] Иммануил Кант , знакомый с работами Сведенборга, развил теорию дальше в 1755 году, опубликовав свою собственную Универсальную естественную историю и теорию небес , в которой он утверждал, что газовые облака ( туманности ) медленно вращаются, постепенно схлопываются и сглаживаются под действием силы тяжести , в конечном итоге формируя звезды и планеты . [1]

Пьер-Симон Лаплас независимо разработал и предложил аналогичную модель в 1796 году [1] в своей Exposition du systeme du monde . Он предположил, что Солнце изначально имело протяженную горячую атмосферу во всем объеме Солнечной системы. Его теория описывала сжимающееся и остывающее протосолнечное облако - протосолнечную туманность. По мере того, как он охлаждается и сжимается, он сплющивается и вращается быстрее, отбрасывая (или сбрасывая) серию газообразных колец материала; и, по его словам, планеты образовались из этого материала. Его модель была похожа на модель Канта, только более детализирована и в меньшем масштабе. [1] Хотя в XIX веке доминировала лапласианская модель туманности, она столкнулась с рядом трудностей. Основная проблемараспределение углового момента между Солнцем и планетами. У планет есть 99% углового момента, и этот факт не может быть объяснен с помощью модели туманности. [1] В результате астрономы в значительной степени отказались от этой теории образования планет в начале 20 века.

Основная критика пришла в 19 веке от Джеймса Клерка Максвелла (1831–1879), который утверждал, что различное вращение между внутренней и внешней частями кольца не может привести к конденсации материала. [6] Астроном сэр Дэвид Брюстер также отверг Лапласа, написав в 1876 году, что «те, кто верит в теорию туманностей, считают несомненным, что наша Земля получила твердое вещество и атмосферу из кольца, брошенного из солнечной атмосферы, которое впоследствии сжалось в твердая водная сфера, из которой тем же процессом была отброшена Луна ". Он утверждал, что с такой точки зрения «Луна обязательно должна унести воду и воздух из водной и воздушной частей Земли и должна иметь атмосферу».[7] Брюстер утверждал, чторелигиозные верования сэра Исаака Ньютона ранее считали небулярные идеи склонными к атеизму, и процитировал его слова о том, что «рост новых систем из старых без посредничества Божественной силы, казалось, ему видимо абсурдно ». [8]

Выявленные недостатки лапласовской модели побудили ученых найти ей замену. В течение 20 - го века многие теории решается вопрос, в том числе теории планетезималей из Томаса Чемберлин и лесного Моултоном (1901), в приливной модели из Джеймс Джинс (1917 г.), в модели аккреции от Отто Шмидта (1944), в теории протопланетного от Уильяма McCrea (1960) и , наконец, теория захвата от Майкла Woolfson . [1] В 1978 году Эндрю Прентисвозродил первоначальные лапласианские идеи о формировании планет и развил современную лапласовскую теорию . [1] Ни одна из этих попыток не оказалась полностью успешной, и многие из предложенных теорий были описательными.

Рождение современной широко принятой теории формирования планет - модели диска солнечной туманности (SNDM) - можно отнести к советскому астроному Виктору Сафронову . [9] Его 1969 книга Эволюция протопланетного облака и образования Земли и планет , [10] , которая была переведена на английский язык в 1972 году, имел длительный эффект на пути ученых думать о формировании планет. [11] В этой книге сформулированы почти все основные проблемы процесса планетарного образования и некоторые из них решены. Идеи Сафронова получили дальнейшее развитие в работах Джорджа Уэтерилла , открывшего неконтролируемую аккрецию . [1]Первоначально SNDM применялась только к Солнечной системе , но впоследствии теоретики считали, что она действует по всей Вселенной; По состоянию на 1 марта 2021 года астрономы открыли в нашей Галактике 4687 внесолнечных планет . [12]

Модель солнечной туманности: достижения и проблемы [ править ]

Достижения [ править ]

Более подробно пыльные диски, окружающие близлежащие молодые звезды. [13]

Процесс звездообразования естественным образом приводит к появлению аккреционных дисков вокруг молодых звездных объектов. [14] В возрасте около 1 миллиона лет такие диски могут быть у 100% звезд. [15] Этот вывод подтверждается открытием газовых и пылевых дисков вокруг протозвезд и звезд Т Тельца, а также теоретическими соображениями. [16] Наблюдения за этими дисками показывают, что частицы пыли внутри них увеличиваются в размере за короткие (тысячелетние) масштабы времени, производя частицы размером 1 сантиметр. [17]

Процесс аккреции, при котором планетезимали размером 1 км превращаются в тела размером 1000 км, теперь хорошо изучен. [18] Этот процесс развивается внутри любого диска, где плотность планетезималей достаточно высока, и протекает безудержно. Позже рост замедляется и продолжается по мере роста олигархов. Конечным результатом является формирование планетарных зародышей разных размеров, которые зависят от расстояния от звезды. [18] Различные симуляции продемонстрировали, что слияние зародышей 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. [19]

Текущие проблемы [ править ]

Физика аккреционных дисков сталкивается с некоторыми проблемами. [20] Самый важный из них - это то, как материал, аккрецируемый протозвездой, теряет свой угловой момент . Одно из возможных объяснений, предложенных Ханнесом Альфвеном, заключалось в том, что угловой момент передавался солнечным ветром во время его звездной фазы Т Тельца . Импульс передается к внешним частям диска за счет вязких напряжений. [21] Вязкость создается макроскопической турбулентностью, но точный механизм, который вызывает эту турбулентность, не совсем понятен. Другой возможный процесс потери углового момента - магнитное торможение., где вращение звезды передается окружающему диску через магнитное поле звезды. [22] Основными процессами, ответственными за исчезновение газа в дисках, являются вязкая диффузия и фотоиспарение. [23] [24]

Множественная звездная система AS 205. [25]

Образование планетезималей - самая большая нерешенная проблема в модели небулярного диска. Как частицы размером 1 см сливаются в планетезимали размером 1 км, остается загадкой. Этот механизм, по-видимому, является ключом к вопросу о том, почему у одних звезд есть планеты, а у других нет ничего вокруг, даже пылевых поясов . [26]

Временные рамки образования планет-гигантов также являются важной проблемой. Старые теории не могли объяснить, как их ядра могли формироваться достаточно быстро, чтобы накапливать значительное количество газа из быстро исчезающего протопланетного диска. [18] [27] Средний срок службы дисков, который составляет менее десяти миллионов (10 7 ) лет, оказался короче времени, необходимого для формирования ядра. [15] В решении этой проблемы был достигнут большой прогресс, и современные модели образования гигантских планет теперь способны сформировать Юпитер (или более массивные планеты) примерно за 4 миллиона лет или меньше, что значительно меньше среднего срока службы газовых дисков. [28] [29] [30]

Еще одна потенциальная проблема образования планет-гигантов - 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 объект суб- Юпитера ». [31] Более поздние расчеты показывают, что эволюция диска во время миграции может смягчить эту проблему. [32]

Формирование звезд и протопланетных дисков [ править ]

Протозвезды [ 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 в созвездии Стрельца.

Звезды , как полагают, образуют внутри гигантских облаков холодного молекулярного водорода - гигантские молекулярные облака примерно 300000 раз больше массы Солнца ( М ☉ ) и 20  парсек в диаметре. [2] [33] На протяжении миллионов лет гигантские молекулярные облака склонны к коллапсу и фрагментации. [34] Эти фрагменты затем образуют маленькие плотные ядра, которые, в свою очередь, превращаются в звезды. [33] Ядра различаются по массе от доли до нескольких масс Солнца и называются протозвездными (протосолнечными) туманностями. [2] Они имеют диаметр 0,01–0,1 пк (2 000–20 000 а.е.) иплотность частиц примерно от 10 000 до 100 000 см -3 . [а] [33] [35]

Первоначальный коллапс протозвездной туманности с солнечной массой занимает около 100 000 лет. [2] [33] 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 (не сжимающееся) ядро, содержащее небольшую часть массы исходной туманности. [36] Это ядро ​​формирует зерно того, что станет звездой. [2] [36] По мере продолжения коллапса сохранение углового момента означает, что вращение падающей оболочки ускоряется, [37] [38], что в значительной степени предотвращает прямую аккрецию газа.на центральное ядро. Вместо этого газ вынужден распространяться наружу около своей экваториальной плоскости, образуя диск , который, в свою очередь, срастается с ядром. [2] [37] [38] Ядро постепенно увеличивается в массе, пока не станет молодой горячей протозвездой . [36] На этой стадии протозвезда и ее диск сильно скрыты падающей оболочкой и не наблюдаются напрямую. [14] На самом деле непрозрачность оставшейся оболочки настолько высока, что даже миллиметровое излучение с трудом выходит изнутри. [2] [14] Такие объекты наблюдаются как очень яркие конденсаты, излучающие в основном миллиметровые волны исубмиллиметровое излучение. [35] Они классифицируются как протозвезды спектрального класса 0. [14] Коллапс часто сопровождается биполярными потоками - струями, которые исходят вдоль оси вращения предполагаемого диска. Джеты часто наблюдаются в областях звездообразования (см. Объекты Хербига – Аро (HH) ). [39] Светимость протозвезд класса 0 высока - протозвезда с солнечной массой может излучать до 100 солнечных светимостей. [14] Источником этой энергии является гравитационный коллапс , поскольку их ядра еще не достаточно горячие, чтобы начать ядерный синтез . [36][40]

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

По мере того, как его материал попадает на диск, оболочка в конечном итоге становится тонкой и прозрачной, и молодой звездный объект (YSO) становится видимым сначала в дальнем инфракрасном свете, а затем в видимом. [35] Примерно в это время протозвезда начинает синтезировать дейтерий . Если протозвезда достаточно массивная (более 80 масс Юпитера ( М J )), слитый водород следующим образом . В противном случае, если его масса слишком мала, объект станет коричневым карликом . [40] Рождение новой звезды происходит примерно через 100 000 лет после начала коллапса. [2] Объекты на этой стадии известны как протозвезды Класса I, [14]которые также называют молодыми звездами Т Тельца , эволюционировавшими протозвездами или молодыми звездными объектами. [14] К этому времени формирующаяся звезда уже набрала значительную часть своей массы: полная масса диска и оставшейся оболочки не превышает 10–20% массы центрального YSO. [35]

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 она аккрецируется со скоростью 10 -7 до 10 -9  М ☉ в год. [43] Также обычно присутствует пара биполярных форсунок. [44] Аккреция объясняет все специфические свойства классических звезд типа Т Тельца: сильный поток в эмиссионных линиях (до 100% собственной светимости звезды), магнитное поле.активность, фотометрическая изменчивость и струи. [45] Эмиссионные линии на самом деле формируются, когда аккрецированный газ ударяется о «поверхность» звезды, что происходит вокруг ее магнитных полюсов . [45] Джеты являются побочными продуктами аккреции: они уносят избыточный угловой момент. Классическая стадия Т Тельца длится около 10 миллионов лет. [2] Диск в конечном итоге исчезает из-за аккреции на центральную звезду, образования планет, выброса струями и фотоиспарения УФ-излучением центральной звезды и близлежащих звезд. [46] В результате молодая звезда становится звездой Т Тельца со слабыми линиями., которая медленно, за сотни миллионов лет, превращается в обычную звезду, подобную Солнцу. [36]

Протопланетные диски [ править ]

Смотрите также: протопланетный диск и планетезималь
Обломки диски обнаружены в HST архивных изображений молодых звезд, HD 141943 и HD 191089 , с использованием усовершенствованных процессов обработки изображений (24 апреля 2014). [47]

При определенных обстоятельствах диск, который теперь можно назвать протопланетным, может дать начало планетной системе . [2] Протопланетные диски наблюдались вокруг очень большой доли звезд в молодых звездных скоплениях . [15] [48] Они существуют с самого начала звездообразования, но на самых ранних стадиях не наблюдаются из-за непрозрачности окружающей оболочки. [14] Диск протозвезды класса 0 считается массивным и горячим. Это аккреционный диск , питающий центральную протозвезду. [37] [38] Температура может легко превысить 400  К.внутри 5 а.е. и 1000 К внутри 1 а.е. [49] При нагревании диска в первую очередь вызвано вязкой диссипацией от турбулентности в нем и по infall газа из туманности. [37] [38] Высокая температура внутреннего диска вызывает испарение большей части летучих веществ - воды, органических веществ и некоторых горных пород , оставляя только самые тугоплавкие элементы, такие как железо . Лед может выжить только во внешней части диска. [49]

Протопланетный диск, формирующийся в туманности Ориона

Основная проблема физики аккреционных дисков - это возникновение турбулентности и механизм, ответственный за высокую эффективную вязкость . [2] Считается, что турбулентная вязкость отвечает за перенос массы к центральной протозвезде и движения к периферии диска. Это жизненно важно для аккреции, потому что газ может аккрецироваться центральной протозвездой только в том случае, если она теряет большую часть своего углового момента, который должен быть унесен небольшой частью газа, дрейфующей наружу. [37] [50] Результатом этого процесса является рост как протозвезды, так и радиуса диска , который может достигать 1000 а.е., если начальный угловой момент туманности достаточно велик.[38] Большие диски обычно наблюдаются во многих областях звездообразования, таких как туманность Ориона . [16]

Воспроизвести медиа
Впечатление художника от диска и газовых потоков вокруг молодой звезды HD 142527 . [51]

Срок службы аккреционных дисков составляет около 10 миллионов лет. [15] К тому времени, когда звезда достигает классической стадии Т-Тельца, диск становится тоньше и остывает. [43] Менее летучие вещества начинают конденсироваться вблизи его центра, образуя частицы пыли размером 0,1–1 мкм, которые содержат кристаллические силикаты . [17] Перенос материала с внешнего диска может смешивать эти вновь образованные частицы пыли с первичными , которые содержат органическое вещество и другие летучие вещества. Это смешение может объяснить некоторые особенности в составе тел Солнечной системы, такие как наличие межзвездных зерен в примитивных метеоритах.и тугоплавкие включения в кометах. [49]

Различные процессы формирования планет , включая экзокометы и другие планетезимали , вокруг Беты Живописца , очень молодой АВ-звезды ( 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. [52] Признаки обработки пыли и коагуляции наблюдаются в инфракрасных спектрах молодых дисков. [17] Дальнейшая агрегация может привести к образованию планетезималей размером 1 км и более, которые являются строительными блоками планет . [2] [52] Планетезимальное образование - еще одна нерешенная проблема физики диска, поскольку простое прилипание становится неэффективным по мере того, как частицы пыли становятся больше. [26]

Одна из гипотез - образование из-за гравитационной неустойчивости . Частицы размером несколько сантиметров и более медленно оседают около средней плоскости диска, образуя очень тонкий - менее 100 км - плотный слой. Этот слой гравитационно нестабилен и может распадаться на многочисленные сгустки, которые, в свою очередь, схлопываются в планетезимали. [2] [26] Однако разные скорости газового диска и твердых тел вблизи средней плоскости могут создавать турбулентность, которая не позволяет слою стать достаточно тонким для фрагментации из-за гравитационной нестабильности. [53] Это может ограничить образование планетезималей из-за гравитационной нестабильности определенными местами в диске, где концентрация твердых тел увеличивается. [54]

Другой возможный механизм образования планетезималей - это неустойчивость потока, при которой сопротивление, испытываемое частицами, движущимися по орбите 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 двигаться по орбите быстрее и подвергаться меньшему радиальному дрейфу. Изолированные частицы присоединяются к этим концентрациям по мере того, как они догоняют или дрейфуют внутрь, вызывая рост массы. В конце концов эти концентрации образуют массивные волокна, которые фрагментируются и подвергаются гравитационному коллапсу, образуя планетезимали размером с более крупные астероиды. [55]

Формирование планет также может быть вызвано гравитационной нестабильностью внутри самого диска, что приводит к его фрагментации на сгустки. Некоторые из них, если они достаточно плотная, будет разрушаться , [50] , что может привести к быстрому образованию газовых гигантских планет и даже коричневыми карликами на шкале времени 1000 лет. [56] Если эти сгустки мигрируют внутрь по мере того, как происходит коллапс, приливные силы от звезды могут привести к значительной потере массы, оставив после себя меньшее тело. [57] Однако это возможно только в массивных дисках-более массивный , чем 0,3  М ☉ . Для сравнения: типичные массы дисков составляют 0,01–0,03  M ☉.. Поскольку массивные диски встречаются редко, этот механизм образования планет считается нечастым. [2] [20] С другой стороны, этот механизм может играть важную роль в формировании коричневых карликов . [58]

Столкновение астероидов - построение планет (авторская концепция).

Окончательное рассеяние протопланетных дисков запускается рядом различных механизмов. Внутренняя часть диска либо аккрецируется звездой или выталкивается с помощью биполярных струй , [43] [44] в то время как внешняя часть может испаряться под мощными звездами УФ - излучений на стадии Т Тельца [59] или с помощью ближайших звезд. [46] Газ в центральной части может либо аккрецироваться, либо выбрасываться растущими планетами, в то время как мелкие частицы пыли выбрасываются радиационным давлением.центральной звезды. В конце концов, остается либо планетная система, остаток пылевого диска без планет, либо ничего, если планетезимали не смогли сформироваться. [2]

Поскольку планетезималей очень много и они разбросаны по протопланетному диску, некоторые из них выживают при формировании планетной системы. Считается, что астероиды - это оставшиеся планетезимали, постепенно измельчающие друг друга на все меньшие и меньшие части, в то время как кометы, как правило, планетезимали из дальних уголков планетной системы. Метеориты - это образцы планетезималей, которые достигают поверхности планеты и предоставляют большой объем информации о формировании Солнечной системы. Метеориты примитивного типа представляют собой куски разбитых маломассивных планетезималей, в которых не происходит термической дифференциации , а метеориты обработанного типа представляют собой куски разбитых массивных планетезималей. [60]Межзвездные объекты могли быть захвачены и стать частью молодой Солнечной системы. [61]

Формирование планет [ править ]

Скалистые планеты [ править ]

Согласно модели солнечного небулярного диска, каменистые планеты образуются во внутренней части протопланетного диска, в пределах линии инея , где температура достаточно высока, чтобы предотвратить конденсацию водяного льда и других веществ в зерна. [62] Это приводит к коагуляции чисто каменистых зерен, а затем к образованию каменистых планетезималей. [c] [62] Считается, что такие условия существуют во внутренней части диска солнечной звезды, размером 3–4 а.е. [2]

После того, как маленькие планетезимали - диаметром около 1 км - так или иначе сформировались, начинается неконтролируемая аккреция . [18] Это называется убеганием, потому что скорость роста массы пропорциональна R 4 ~ M 4/3 , где R и M - радиус и масса растущего тела, соответственно. [63] Удельный (деленный на массу) рост ускоряется с увеличением массы. Это приводит к преимущественному росту более крупных тел за счет более мелких. [18] Ускользающая аккреция длится от 10 000 до 100 000 лет и заканчивается, когда самые большие тела превышают примерно 1 000 км в диаметре. [18]Замедление аккреции вызвано гравитационными возмущениями крупных тел на остальных планетезимали. [18] [63] Кроме того, влияние более крупных тел останавливает дальнейший рост более мелких тел. [18]

Следующий этап называется олигархическим наращиванием . [18] Для него характерно доминирование нескольких сотен крупнейших тел - олигархов, которые продолжают медленно срастаться планетезималей. [18] Ни одно тело, кроме олигархов, не может расти. [63] На этом этапе скорость прироста пропорциональна R 2 , который определяется геометрическим поперечным сечением олигарха. [63] Удельная скорость аккреции пропорциональна M −1/3 ; и она уменьшается с массой тела. Это позволяет более мелким олигархам догнать более крупных. Олигархи держатся на расстоянии около 10 · H r (H r = a (1-e) (M / 3M s ) 1/3 - радиус Хилла , где a - большая полуось , e - эксцентриситет орбиты , а M s - масса центральной звезды) друг от друга. под влиянием остальных планетезималей. [18] Их эксцентриситет и наклон орбиты остаются небольшими. Олигархи продолжают срастаться до тех пор, пока планетезимали не исчерпываются в диске вокруг них. [18] Иногда соседние олигархи сливаются. Конечная масса олигарха зависит от расстояния до звезды и поверхностной плотности планетезималей и называется изолированной массой. [63]Для каменистых планет это до 0,1  M ⊕ , или одна масса Марса . [2] Конечным результатом олигархической стадии является формирование примерно 100 Луны - планетарных зародышей размером с Марс, равномерно расположенных на расстоянии около 10 · H r . [19] Считается, что они находятся внутри зазоров в диске и разделены кольцами оставшихся планетезималей. Считается, что этот этап длится несколько сотен тысяч лет. [2] [18]

Последний этап формирования скалистой планеты - этап слияния . [2] Это начинается, когда остается лишь небольшое количество планетезималей, а эмбрионы становятся достаточно массивными, чтобы возмущать друг друга, что приводит к тому, что их орбиты становятся хаотичными . [19] На этой стадии эмбрионы изгоняют 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 количество выживших планет составляет в среднем от 2 до 5. [2] [19] [60] [64] В Солнечной системе они могут быть представлены Землей и Венерой . [19]Для образования обеих планет потребовалось слияние примерно 10–20 зародышей, при этом равное их количество было выброшено за пределы Солнечной системы. [60] Считается , что некоторые из зародышей, которые возникли в поясе астероидов , принесли воду на Землю. [62] Марс и Меркурий можно рассматривать как оставшиеся эмбрионы, пережившие это соперничество. [60] Каменистые планеты, которым удалось слиться, в конечном итоге переходят на более или менее стабильные орбиты, что объясняет, почему планетные системы обычно переполнены до предела; или, другими словами, почему они всегда оказываются на грани нестабильности. [19]

Гигантские планеты [ править ]

Пылевой диск вокруг Фомальгаута - самой яркой звезды в созвездии Австрийского Рыб. Асимметрия диска может быть вызвана планетой-гигантом (или планетами), вращающимися вокруг звезды.

Образование планет-гигантов - актуальная проблема планетологии . [20] В рамках модели солнечных туманностей существуют две теории их образования. Первая - это модель дисковой нестабильности , в которой планеты-гиганты образуются в массивных протопланетных дисках в результате его гравитационной фрагментации (см. Выше). [56] Вторая возможность - это модель аккреции ядра , также известная как модель зародышевой неустойчивости . [20] [32]Последний вариант считается наиболее перспективным, так как он может объяснить образование гигантских планет в относительно малой массы дисков (менее 0,1  M ☉ ). [32] В этой модели формирование планеты-гиганта делится на две стадии: а) аккреция ядра примерно 10  M ⊕ и б) аккреция газа от протопланетного диска. [2] [20] [65] Любой метод может также привести к созданию коричневых карликов . [29] [66] Исследования 2011 года показали, что аккреция ядра, вероятно, является доминирующим механизмом формирования. [66]

Считается, что формирование ядра гигантской планеты происходит примерно так же, как и формирование планет земной группы. [18] Все начинается с планетезималей, которые претерпевают безудержный рост, затем следует более медленная олигархическая стадия. [63] Гипотезы не предсказывают стадию слияния из-за низкой вероятности столкновений между планетарными эмбрионами во внешней части планетных систем. [63] Дополнительным отличием является состав планетезималей , которые в случае планет-гигантов образуются за так называемой линией холода и состоят в основном из льда - соотношение льда и породы составляет примерно 4: 1 [27].Это увеличивает массу планетезималей в четыре раза. Однако туманность с минимальной массой, способная к образованию планет земной группы, может сформировать только 1-2  M ⊕ ядер на расстоянии от Юпитера (5 а.е.) в течение 10 миллионов лет. [63] Последнее число представляет собой среднее время жизни газовых дисков вокруг звезд, подобных Солнцу. [15] Предлагаемые решения включают увеличение массы диска - десятикратного увеличения; [63] миграция протопланет, которая позволяет эмбриону наращивать больше планетезималей; [27] и, наконец, усиление аккреции из-за сопротивления газа в газовых оболочках эмбрионов. [27] [30] [67]Некоторая комбинация вышеупомянутых идей может объяснить образование ядер планет газовых гигантов, таких как Юпитер и, возможно, даже Сатурн . [20] Образование таких планет, как Уран и Нептун , более проблематично, поскольку ни одна теория не могла обеспечить формирование их ядер in situ на расстоянии 20–30 а.е. от центральной звезды. [2] Одна из гипотез состоит в том, что они сначала аккрецировались в области Юпитер-Сатурн, затем были рассеяны и мигрировали к своему нынешнему местоположению. [68] Другое возможное решение - рост ядер планет-гигантов за счет аккреции гальки.. При нарастании гальки объекты диаметром от одного сантиметра до метра, падающие на массивное тело, достаточно замедляются за счет сопротивления газа, чтобы они спирали к нему и аккрецировались. Рост за счет аккреции гальки может быть в 1000 раз быстрее, чем за счет аккреции планетезималей. [69]

После того , как стержни имеют достаточную массу (5-10  M ⊕ ), они начинают собирать газ из окружающего диска. [2] Первоначально это медленный процесс, увеличение массы ядра до 30  M ⊕ за несколько миллионов лет. [27] [67] После этого скорость аккреции резко возрастает, и оставшиеся 90% массы накапливаются примерно за 10 000 лет. [67] Нарастание газа прекращается, когда запас газа из диска исчерпан. [65] Это происходит постепенно, из-за образования разрыва плотности в протопланетном диске и рассеивания диска. [32] [70]В этой модели ледяные гиганты - Уран и Нептун - являются разрушенными ядрами, которые начали аккрецию газа слишком поздно, когда почти весь газ уже исчез. Стадия после аккреции убегающего газа характеризуется миграцией вновь образовавшихся планет-гигантов и продолжающейся медленной аккрецией газа. [70] Миграция вызвана взаимодействием планеты, находящейся в промежутке, с оставшимся диском. Он останавливается, когда протопланетный диск исчезает или когда достигается конец диска. Последний случай соответствует так называемым горячим юпитерам , которые, вероятно, прекратили миграцию, когда достигли внутренней дыры в протопланетном диске. [70]

В концепции этого художника планета вращается через просвет (щель) в пыльном, формирующем планету диске соседней звезды.

Планеты-гиганты могут существенно влиять на формирование планет земной группы . Присутствие гигантов имеет тенденцию увеличивать эксцентриситет и наклоны (см. Механизм Козая ) планетезималей и эмбрионов в регионе земной планеты (внутри 4 а.е. в Солнечной системе). [60] [64] Если планеты-гиганты образуются слишком рано, они могут замедлить или предотвратить аккрецию внутренних планет. Если они сформируются ближе к концу олигархической стадии, как считается, что произошло в Солнечной системе, они будут влиять на слияние планетарных эмбрионов, делая их более жестокими. [60] В результате количество планет земной группы уменьшится, и они станут более массивными. [71]Кроме того, размеры системы уменьшатся, потому что планеты земной группы будут формироваться ближе к центральной звезде. Считается , что влияние планет-гигантов в Солнечной системе, особенно Юпитера , ограничено, поскольку они относительно удалены от планет земной группы. [71]

На регион планетной системы, прилегающий к планетам-гигантам, будет влиять другое влияние. [64] В такой области эксцентриситет эмбрионов может стать настолько большим, что эмбрионы проходят близко к гигантской планете, что может привести к их выбросу из системы. [d] [60] [64] Если удалить все зародыши, планеты в этом регионе не сформируются. [64] Дополнительным последствием является то, что останется огромное количество маленьких планетезималей, потому что планеты-гиганты неспособны очистить их все без помощи эмбрионов. Общая масса оставшихся планетезималей будет небольшой, потому что совокупное действие эмбрионов перед их выбросом и планетами-гигантами все еще достаточно велико, чтобы удалить 99% маленьких тел. [60]Такая область в конечном итоге превратится в пояс астероидов , который является полным аналогом пояса астероидов в Солнечной системе, расположенного на расстоянии от 2 до 4 а.е. от Солнца. [60] [64]

Экзопланеты [ править ]

За последние двадцать лет были идентифицированы тысячи экзопланет. 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 нынешние орбиты во время или после своего формирования. Был предложен ряд возможных механизмов этой миграции. Миграция типа I или типа II может плавно уменьшить большую полуось орбиты планеты, что приведет к появлению теплого или горячего Юпитера. Гравитационное рассеяние другими планетами на эксцентрических орбитах с перигелием около звезды с последующей циркуляризацией ее орбиты из-за приливных взаимодействий со звездой может оставить планету на близкой орбите. Если присутствовала массивная планета-компаньон или звезда на наклонной орбите, то обмен наклона на эксцентриситет через механизм Козая, повышающий эксцентриситет и понижающий перигелий с последующей циркуляризацией, также может привести к закрытию орбиты.Многие планеты размером с Юпитер имеют эксцентрические орбиты, что может указывать на гравитационные столкновения между планетами, хотя миграция в резонансе также может вызывать эксцентриситет.[72] Также был предложен рост горячих юпитеров на близких орбитах суперземли. Ядра в этой гипотезе могли образоваться локально или на большем расстоянии и мигрировать близко к звезде. [73]

Считается, что суперземли и другие планеты, вращающиеся на близких орбитах, образовались либо in situ, либо ex situ, то есть мигрировали внутрь из своего первоначального местоположения. [74] Формирование на месте близко вращающихся суперземель потребует массивного диска, миграции планетных зародышей с последующими столкновениями и слияниями или радиального дрейфа мелких твердых тел из более отдаленных частей 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 в этих системах произошла некоторая миграция, в то время как расстояние между орбитами во многих других системах, не находящихся в резонансе, указывает на то, что в этих системах, вероятно, возникла нестабильность после рассеяния газового диска. Отсутствие суперземли и планет, находящихся на близких орбитах, в Солнечной системе может быть связано с предыдущим образованием Юпитера, блокирующим их внутреннюю миграцию. [75]

Количество газа, которое формируется на суперземле, может зависеть от того, когда планетные зародыши слились из-за гигантских ударов относительно рассеяния газового диска. Если слияние происходит 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 слияние произойдет слишком рано, может произойти неконтролируемая аккреция газа, что приведет 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. [76]В качестве альтернативы нарастание газа может быть ограничено из-за того, что оболочки не находятся в гидростатическом равновесии, вместо этого газ может течь через оболочку, замедляя ее рост и задерживая начало нарастания неконтролируемого газа до тех пор, пока масса ядра не достигнет 15 масс Земли. [77]

Значение прироста [ править ]

Использование термина « аккреционный диск » для протопланетного диска приводит к путанице в процессе планетарной аккреции . Протопланетный диск иногда называют аккреционным диском, потому что, пока молодая протозвезда типа Т Тельца все еще сжимается, газообразный материал все еще может падать на него, аккрецируя на его поверхности с внутреннего края диска. [38] В аккреционном диске есть чистый поток массы от больших радиусов к меньшим радиусам. [21]

Однако это значение не следует путать с процессом аккреции, формирующим планеты. В этом контексте аккреция относится к процессу охлажденных, затвердевших частиц пыли и льда, вращающихся вокруг протозвезды в протопланетном диске, сталкивающихся, слипающихся вместе и постепенно растущих, вплоть до столкновений с высокой энергией между значительными планетезимали . [18]

Вдобавок планеты-гиганты, вероятно, имели собственные аккреционные диски в первом значении этого слова. [78] Облака захваченного водорода и газообразного гелия сжимались, раскручивались, сплющивались и осаждали газ на поверхности каждой гигантской протопланеты , в то время как твердые тела внутри этого диска аккрецировались в обычные луны гигантской планеты. [79]

См. Также [ править ]

  • Пояс астероидов
  • Глобула Бока
  • Комета
  • Экзокомет
  • Формирование и эволюция Солнечной системы
  • Объект Хербига – Аро
  • История Земли
  • Пояс Койпера
  • Облако Оорта
  • Т Тельца звезда

Заметки [ править ]

  1. ^ Сравните это с плотностью частиц воздуха на уровне моря -2,8 × 10 19  см −3 .
  2. ^ Звезды Т Тельца - молодые звезды с массой менее 2,5  M ☉, показывающие повышенный уровень активности. Они делятся на два класса: слабослойные и классические звезды Т Тельца. [41] 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. [42]
  3. ^ В планетезималями вблизи внешнего края земной планеты область-2,5 до 4 а.е. от Солнца, может накапливаться некоторое количество льда. Однако камни по-прежнему будут доминировать, как и во внешнем главном поясе Солнечной системы. [62]
  4. ^ Как вариант, они могут столкнуться с центральной звездой или планетой-гигантом.

Ссылки [ править ]

  1. ^ Б с д е е г ч Woolfson, MM (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. ^ Б с д е е г ч я J к л м п о р Q R сек т у V ш х у г Montmerle, Тьерри; Ожеро, Жан-Шарль; Chaussidon, Marc; и другие. (2006). «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 . S2CID 120504344 . 
  3. ^ D'Angelo, G .; Боденхаймер, П. (2013). "Трехмерные радиационно-гидродинамические расчеты оболочек молодых планет, заключенных в протопланетные диски". Астрофизический журнал . 778 (1): 77 (29 с.). arXiv : 1310,2211 . Bibcode : 2013ApJ ... 778 ... 77D . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 778/1/77 . S2CID 118522228 . 
  4. ^ Сведенборг, Эмануэль (1734). (Начала) Латинский: Opera Philosophica et Mineralia (английский: Философские и минералогические труды) . Я .
  5. ^ Бейкер, Грегори Л. «Эмануэль Свенборг - косомолог 18 века». Учитель физики . Октябрь 1983 г., стр. 441–446.
  6. ^ Джордж HA Коул (2013). Планетарная наука: Наука о планетах вокруг звезд, второе издание, Майкл М. Вулфсон, стр. 190
  7. ^ Brester, Дэвид (1876), «Большечем один Worlds: Кредо Философа и надежды христианина», Chatto и Windus, Пикадилли, с. 153
  8. ↑ Цитата Дэвида Брюстера: «Больше миров, чем один: кредо философа и надежда христианина», неподвижные звезды и двойные системы. п. 233
  9. ^ Хенбест, Найджел (1991). «Рождение планет: Земля и другие планеты могут уцелеть после того, как планеты рикошетили вокруг Солнца, как шарики на столе для игры в пинбол» . Новый ученый . Проверено 18 апреля 2008 .
  10. ^ Сафронов, Виктор Сергеевич (1972). Эволюция протопланетного облака и формирование Земли и планет . Программа научных переводов Израиля. ISBN 978-0-7065-1225-0.
  11. ^ Wetherill, George W. (1989). "Леонард Медаль Виктора Сергеевича Сафронова". Метеоритика . 24 (4): 347. Bibcode : 1989Metic..24..347W . DOI : 10.1111 / j.1945-5100.1989.tb00700.x .
  12. ↑ Шнайдер, Жан (10 сентября 2011 г.). «Интерактивный каталог внесолнечных планет» . Энциклопедия внесолнечных планет . Проверено 10 сентября 2011 .
  13. ^ "СФЕРА показывает увлекательный зоопарк дисков вокруг молодых звезд" . www.eso.org . Проверено 11 апреля 2018 года .
  14. ^ a b c d e f g h Андре, Филипп; Монтмерль, Тьерри (1994). «Протозвезды из Т Тельца: околозвездный материал и молодые звездные объекты в облаке ρ Змееносца». Астрофизический журнал . 420 : 837–862. Bibcode : 1994ApJ ... 420..837A . DOI : 10.1086 / 173608 .
  15. ^ a b c d e Haisch, Karl E .; Lada, Elizabeth A .; Лада, Чарльз Дж. (2001). «Частоты и время жизни дисков в молодых кластерах». Астрофизический журнал . 553 (2): L153 – L156. arXiv : astro-ph / 0104347 . Bibcode : 2001ApJ ... 553L.153H . DOI : 10,1086 / 320685 . S2CID 16480998 . 
  16. ^ a b Padgett, Deborah L .; Бранднер, Вольфганг; Stapelfeldt, Karl L .; и другие. (1999). "Космический телескоп Хаббл / Никмос изображения дисков и оболочек вокруг очень молодых звезд". Астрономический журнал . 117 (3): 1490–1504. arXiv : astro-ph / 9902101 . Bibcode : 1999AJ .... 117.1490P . DOI : 10.1086 / 300781 . S2CID 16498360 . 
  17. ^ a b c Кесслер-Силаччи, Жаклин; Ожеро, Жан-Шарль; Dullemond, Cornelis P .; и другие. (2006). "Спектры c2d SPITZER IRS дисков вокруг звезд Т Тельца. I. Излучение силикатов и рост зерен". Астрофизический журнал . 639 (3): 275–291. arXiv : astro-ph / 0511092 . Bibcode : 2006ApJ ... 639..275K . DOI : 10.1086 / 499330 . S2CID 118938125 . 
  18. ^ Б с д е е г ч я J к л м п о Кокубо, Eiichiro; Ида, Сигеру (2002). «Формирование протопланетных систем и разнообразие планетных систем» . Астрофизический журнал . 581 (1): 666–680. Bibcode : 2002ApJ ... 581..666K . DOI : 10.1086 / 344105 .
  19. ^ a b c d e е Раймонд, Шон Н .; Куинн, Томас; Лунин, Джонатан И. (2006). «Моделирование с высоким разрешением окончательной сборки планет земного типа 1: аккреция и динамика Земли». Икар . 183 (2): 265–282. arXiv : astro-ph / 0510284 . Bibcode : 2006Icar..183..265R . DOI : 10.1016 / j.icarus.2006.03.011 . S2CID 119069411 . 
  20. ^ Б с д е е Wurchterl, G. (2004). «Формирование планеты» . У П. Эренфройнда; и другие. (ред.). Формирование планет на пути к оценке галактической обитаемости . Астробиология: перспективы будущего . Библиотека астрофизики и космической науки. Kluwer Academic Publishers. С. 67–96. DOI : 10.1007 / 1-4020-2305-7 . ISBN 9781402023040.
  21. ^ a b Линден-Белл, Д .; Прингл, Дж. Э. (1974). «Эволюция вязких дисков и происхождение небулярных переменных» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 168 (3): 603–637. Bibcode : 1974MNRAS.168..603L . DOI : 10.1093 / MNRAS / 168.3.603 .
  22. ^ Девитт, Терри (31 января 2001). "Что тормозит безумно вращающиеся звезды?" . Университет Висконсин-Мэдисон . Проверено 9 апреля 2013 .
  23. ^ Dullemond, C .; Hollenbach, D .; Камп, I .; Д'Алессио, П. (2007). «Модели строения и эволюции протопланетных дисков». In Reipurth, B .; Jewitt, D .; Кейл, К. (ред.). Протозвезд и планет V . Протозвезд и планет V . Тусон, Аризона: Университет Аризоны Press. С. 555–572. arXiv : astro-ph / 0602619 . Bibcode : 2007prpl.conf..555D . ISBN 978-0816526543.
  24. Перейти ↑ Clarke, C. (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.
  25. ^ «Миры с множеством солнц» . www.eso.org . Проверено 11 февраля 2019 .
  26. ^ a b c Юдин, Эндрю Н .; Шу, Фрэнк Н. (2002). «Планетезимальное образование гравитационной неустойчивостью». Астрофизический журнал . 580 (1): 494–505. arXiv : astro-ph / 0207536 . Bibcode : 2002ApJ ... 580..494Y . DOI : 10.1086 / 343109 . S2CID 299829 . 
  27. ^ a b c d e Inaba, S .; Wetherill, GW; Икома, М. (2003). «Формирование газовых планет-гигантов: модели аккреции ядра с фрагментацией и планетарной оболочкой» (PDF) . Икар . 166 (1): 46–62. Bibcode : 2003Icar..166 ... 46I . DOI : 10.1016 / j.icarus.2003.08.001 . Архивировано из оригинального (PDF) 12 сентября 2006 года.
  28. ^ Лиссауэр, JJ; Hubickyj, O .; D'Angelo, G .; Боденхаймер, П. (2009). «Модели роста Юпитера с учетом тепловых и гидродинамических ограничений». Икар . 199 (2): 338–350. arXiv : 0810.5186 . Bibcode : 2009Icar..199..338L . DOI : 10.1016 / j.icarus.2008.10.004 . S2CID 18964068 . 
  29. ^ a b Bodenheimer, P .; D'Angelo, G .; Лиссауэр, JJ; Фортни, Джей Джей; и другие. (2013). «Горение дейтерия на массивных планетах-гигантах и ​​маломассивных коричневых карликах, образованных в результате аккреции ядер». Астрофизический журнал . 770 (2): 120 (13 с.). arXiv : 1305.0980 . Bibcode : 2013ApJ ... 770..120B . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 770/2/120 . S2CID 118553341 . 
  30. ^ a b D'Angelo, G .; Weidenschilling, SJ; Лиссауэр, JJ; Боденхаймер, П. (2014). «Рост Юпитера: усиление аккреции ядра за счет объемной маломассивной оболочки». Икар . 241 : 298–312. arXiv : 1405.7305 . Bibcode : 2014Icar..241..298D . DOI : 10.1016 / j.icarus.2014.06.029 . S2CID 118572605 . 
  31. ^ Papaloizou 2007 страница 10
  32. ^ a b c d D'Angelo, G .; Durisen, RH; Лиссауэр, Дж. Дж. (2011). «Формирование планеты-гиганта» . В С. Сигере. (ред.). Экзопланеты . Университет Аризоны Press, Тусон, Аризона. С. 319–346. arXiv : 1006,5486 . Bibcode : 2010exop.book..319D .
  33. ^ a b c d Пудриц, Ральф Э. (2002). «Кластерное звездообразование и происхождение звездных масс» . Наука . 295 (5552): 68–75. Bibcode : 2002Sci ... 295 ... 68P . DOI : 10.1126 / science.1068298 . PMID 11778037 . S2CID 33585808 .  
  34. ^ Кларк, Пол С .; Боннелл, Ян А. (2005). «Начало коллапса в турбулентно поддерживаемых молекулярных облаках» . Пн. Нет. R. Astron. Soc . 361 (1): 2–16. Bibcode : 2005MNRAS.361 .... 2C . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2005.09105.x .
  35. ^ a b c d Motte, F .; Andre, P .; Нери, Р. (1998). «Начальные условия звездообразования в главном облаке ρ Змееносца: широкопольное отображение миллиметрового континуума». Astron. Astrophys . 336 : 150–172. Bibcode : 1998A&A ... 336..150M .
  36. ^ a b c d e Stahler, Стивен В .; Шу, Франк Х .; Таам, Рональд Э. (1980). «Эволюция протозвезд: II. Гидростатическое ядро». Астрофизический журнал . 242 : 226–241. Bibcode : 1980ApJ ... 242..226S . DOI : 10.1086 / 158459 .
  37. ^ a b c d e Накамото, Тайши; Накагава, Юсицугу (1994). «Формирование, ранняя эволюция и гравитационная устойчивость протопланетных дисков». Астрофизический журнал . 421 : 640–650. Bibcode : 1994ApJ ... 421..640N . DOI : 10.1086 / 173678 .
  38. ^ a b c d e е Йорк, Гарольд В .; Боденхаймер, Питер (1999). «Формирование протозвездных дисков. III. Влияние гравитационно-индуцированного переноса углового момента на структуру и внешний вид диска» . Астрофизический журнал . 525 (1): 330–342. Bibcode : 1999ApJ ... 525..330Y . DOI : 10.1086 / 307867 .
  39. ^ Ли, Чин-Фэй; Манди, Ли Дж .; Рейпурт, Бо; и другие. (2000). «Истечение CO от молодых звезд: противостояние моделям струи и ветра». Астрофизический журнал . 542 (2): 925–945. Bibcode : 2000ApJ ... 542..925L . DOI : 10.1086 / 317056 .
  40. ^ a b Сталер, Стивен В. (1988). «Дейтерий и звездная линия рождения». Астрофизический журнал . 332 : 804–825. Bibcode : 1988ApJ ... 332..804S . DOI : 10.1086 / 166694 .
  41. ^ Моханти, Субханджой; Джаявардхана, Рэй; Басри, Гибор (2005). «Фаза Т Тельца вплоть до масс, близких к планетным: эшелле-спектры 82 звезд с очень малой массой и коричневых карликов». Астрофизический журнал . 626 (1): 498–522. arXiv : astro-ph / 0502155 . Bibcode : 2005ApJ ... 626..498M . DOI : 10.1086 / 429794 . S2CID 8462683 . 
  42. ^ Мартин, EL; Реболо, Р .; Magazzu, A .; Павленко, Я. В. (1994). «Горение лития перед главной последовательностью». Astron. Astrophys . 282 : 503–517. arXiv : astro-ph / 9308047 . Bibcode : 1994A&A ... 282..503M .
  43. ^ a b c Хартманн, Ли; Кальвет, Нурия; Gullbring, Эрик; Д'Алессио, Паула (1998). «Аккреция и эволюция дисков Т Тельца» . Астрофизический журнал . 495 (1): 385–400. Bibcode : 1998ApJ ... 495..385H . DOI : 10.1086 / 305277 .
  44. ^ а б Шу, Фрэнк Х .; Шан, Сянь; Glassgold, Альфред Э .; Ли, Тайфун (1997). «Рентгеновские лучи и колеблющиеся рентгеновские лучи от протозвезд» . Наука . 277 (5331): 1475–1479. Bibcode : 1997Sci ... 277.1475S . DOI : 10.1126 / science.277.5331.1475 .
  45. ^ a b Muzerolle, Джеймс; Кальвет, Нурия; Хартманн, Ли (2001). «Эмиссионная диагностика магнитосферной аккреции с Т Тельца. II. Улучшенные тесты моделей и понимание физики аккреции» . Астрофизический журнал . 550 (2): 944–961. Bibcode : 2001ApJ ... 550..944M . DOI : 10.1086 / 319779 .
  46. ^ а б Адамс, Фред С .; Холленбах, Дэвид; Лафлин, Грегори; Горти, Ума (2004). «Фотоиспарение околозвездных дисков из-за внешнего дальнего ультрафиолетового излучения в звездных агрегатах». Астрофизический журнал . 611 (1): 360–379. arXiv : astro-ph / 0404383 . Bibcode : 2004ApJ ... 611..360A . DOI : 10.1086 / 421989 . S2CID 16093937 . 
  47. ^ Харрингтон, JD; Вильярд, Рэй (24 апреля 2014 г.). "ВЫПУСК 14–114" Астрономическая криминалистика обнаруживает планетные диски в архиве Хаббла НАСА " . НАСА . Архивировано 25 апреля 2014 года . Проверено 25 апреля 2014 .
  48. ^ Megeath, ST; Hartmann, L .; Luhmann, KL; Фацио, Г.Г. (2005). «Фотометрия Spitzer / IRAC ассоциации ρ Chameleontis». Астрофизический журнал . 634 (1): L113 – L116. arXiv : astro-ph / 0511314 . Bibcode : 2005ApJ ... 634L.113M . DOI : 10.1086 / 498503 . S2CID 119007015 . 
  49. ^ a b c Chick, Kenneth M .; Кассен, Патрик (1997). «Термическая обработка частиц межзвездной пыли в примитивной солнечной среде» . Астрофизический журнал . 477 (1): 398–409. Bibcode : 1997ApJ ... 477..398C . DOI : 10.1086 / 303700 .
  50. ^ а б Клар, HH; Боденхаймер, П. (2003). «Турбулентность в аккреционных дисках: генерация завихренности и перенос углового момента через глобальную бароклинную нестабильность». Астрофизический журнал . 582 (2): 869–892. arXiv : astro-ph / 0211629 . Bibcode : 2003ApJ ... 582..869K . DOI : 10.1086 / 344743 . S2CID 119362731 . 
  51. ^ "ALMA проливает свет на газовые потоки, формирующие планеты" . Пресс-релиз ESO . Проверено 10 января 2013 года .
  52. ^ a b Митикоши, Шуго; Инуцука, Шу-ичиро (2006). «Двухжидкостный анализ неустойчивости Кельвина-Гельмгольца в пыльном слое протопланетного диска: возможный путь к образованию планетезималей через гравитационную нестабильность». Астрофизический журнал . 641 (2): 1131–1147. arXiv : astro-ph / 0412643 . Bibcode : 2006ApJ ... 641.1131M . DOI : 10.1086 / 499799 . S2CID 15477674 . 
  53. ^ Йохансен, Андерс; Хеннинг, Томас; Клар, Хуберт (2006). «Отложение пыли и самоподдерживающаяся турбулентность Кельвина-Гельмгольца в промежуточных плоскостях протопланетных дисков». Астрофизический журнал . 643 (2): 1219–1232. arXiv : astro-ph / 0512272 . Bibcode : 2006ApJ ... 643.1219J . DOI : 10.1086 / 502968 . S2CID 15999094 . 
  54. ^ Johansen, A .; 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 . 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. S2CID  119300087 .
  55. ^ Johansen, A .; Jacquet, E .; Куцци, Дж. Н.; Morbidelli, A .; Гунель, М. (2015). «Новые парадигмы образования астероидов». В Michel, P .; DeMeo, F .; Боттке, W. (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. S2CID  118709894 .
  56. ^ a b Босс, Алан П. (2003). «Быстрое образование внешних планет-гигантов из-за нестабильности диска» . Астрофизический журнал . 599 (1): 577–581. Bibcode : 2003ApJ ... 599..577B . DOI : 10.1086 / 379163 .
  57. ^ Nayakshin, Sergie (2010). «Формирование планет путем приливного уменьшения зародышей планет-гигантов» . Ежемесячные уведомления о письмах Королевского астрономического общества . 408 (1): L36 – l40. arXiv : 1007.4159 . Bibcode : 2010MNRAS.408L..36N . DOI : 10.1111 / j.1745-3933.2010.00923.x . S2CID 53409577 . 
  58. ^ Stamatellos Димитрис; Хаббер, Дэвид А .; Витворт, Энтони П. (2007). «Формирование коричневого карлика в результате гравитационной фрагментации массивных протяженных протозвездных дисков». Ежемесячные уведомления о письмах Королевского астрономического общества . 382 (1): L30 – L34. arXiv : 0708.2827 . Bibcode : 2007MNRAS.382L..30S . DOI : 10.1111 / j.1745-3933.2007.00383.x . S2CID 17139868 . 
  59. ^ Шрифт, Андреа С .; Маккарти, Ян Дж .; Джонстон, Дуг; Баллантайн, Дэвид Р. (2004). «Фотоиспарение околозвездных дисков вокруг молодых звезд». Астрофизический журнал . 607 (2): 890–903. arXiv : astro-ph / 0402241 . Bibcode : 2004ApJ ... 607..890F . DOI : 10.1086 / 383518 . S2CID 15928892 . 
  60. ^ a b c d e f g h я Боттке, Уильям Ф .; Durda, Daniel D .; Несворный, Давид; и другие. (2005). «Связывание истории столкновений главного пояса астероидов с его динамическим возбуждением и истощением» (PDF) . Икар . 179 (1): 63–94. Bibcode : 2005Icar..179 ... 63B . DOI : 10.1016 / j.icarus.2005.05.017 .
  61. ^ Гришин, Евгений; Перец, Хагай Б .; Авни, Яэль (2019-08-11). «Посев планет путем захвата межзвездных объектов с помощью газа». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 487 (3): 3324–3332. arXiv : 1804.09716 . DOI : 10.1093 / MNRAS / stz1505 . ISSN 0035-8711 . S2CID 119066860 .  
  62. ^ a b c d Раймонд, Шон Н .; Куинн, Томас; Лунин, Джонатан И. (2007). «Моделирование с высоким разрешением окончательной сборки планет земного типа 2: доставка воды и обитаемость планет». Астробиология . 7 (1): 66–84. arXiv : astro-ph / 0510285 . Bibcode : 2007AsBio ... 7 ... 66R . DOI : 10.1089 / ast.2006.06-0126 . PMID 17407404 . S2CID 10257401 .  
  63. ^ Б с д е е г ч я Thommes, EW; Дункан, MJ; Левисон, Х.Ф. (2003). «Олигархический рост планет-гигантов». Икар . 161 (2): 431–455. arXiv : astro-ph / 0303269 . Bibcode : 2003Icar..161..431T . DOI : 10.1016 / S0019-1035 (02) 00043-X . S2CID 16522991 . 
  64. ^ a b c d e f Пети, Жан-Марк; Морбиделли, Алессандро (2001). «Изначальное возбуждение и очистка пояса астероидов» (PDF) . Икар . 153 (2): 338–347. Bibcode : 2001Icar..153..338P . DOI : 10.1006 / icar.2001.6702 .
  65. ^ a b D'Angelo, G .; Лиссауэр, Дж. Дж. (2018). «Формирование планет-гигантов». В Диг Х., Бельмонте Дж. (Ред.). Справочник экзопланет . Springer International Publishing AG, часть Springer Nature. С. 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 .
  66. ^ a b Janson, M .; Bonavita, M .; Klahr, H .; Lafreniere, D .; и другие. (2011). «Поиск высококонтрастных изображений планет и коричневых карликов вокруг самых массивных звезд в окрестностях Солнца». Astrophys. Дж . 736 (89): 89. arXiv : 1105,2577 . Bibcode : 2011ApJ ... 736 ... 89J . DOI : 10.1088 / 0004-637x / 736/2/89 . S2CID 119217803 . 
  67. ^ a b c Фортье, А .; Бенвенуто, AG (2007). «Олигархическая аккреция планетезималей и образование гигантских планет». Astron. Astrophys . 473 (1): 311–322. arXiv : 0709.1454 . Бибкод : 2007A & A ... 473..311F . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20066729 . S2CID 14812137 . 
  68. ^ Томмс, Эдвард У .; Дункан, Мартин Дж .; Левисон, Гарольд Ф. (1999). «Формирование Урана и Нептуна в области Юпитер-Сатурн Солнечной системы» (PDF) . Природа . 402 (6762): 635–638. Bibcode : 1999Natur.402..635T . DOI : 10.1038 / 45185 . PMID 10604469 . S2CID 4368864 .   
  69. ^ Lambrechts, M .; Йохансен, А. (август 2012 г.). «Быстрый рост ядер газовых гигантов за счет нарастания гальки». Астрономия и астрофизика . 544 : A32. arXiv : 1205.3030 . Бибкод : 2012A & A ... 544A..32L . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201219127 . S2CID 53961588 . 
  70. ^ a b c Папалоизу, JCB; Нельсон, Р.П .; Kley, W .; и другие. (2007). «Диск-планета взаимодействия при формировании планет». В Бо Рейпурте; Дэвид Джуитт; Клаус Кейл (ред.). Протозвезд и планет V . Аризона Пресс. п. 655. arXiv : astro-ph / 0603196 . Bibcode : 2007prpl.conf..655P .
  71. ^ a b Левисон, Гарольд Ф .; Агнор, Крейг (2003). «Роль планет-гигантов в формировании планет земной группы» (PDF) . Астрономический журнал . 125 (5): 2692–2713. Bibcode : 2003AJ .... 125.2692L . DOI : 10.1086 / 374625 .
  72. ^ Baruteau, C .; Crida, A .; Paardekooper, S.J .; Массет, Ф .; Guilet, J .; Bitsch, B .; Nelson, R .; Kley, W .; Папалоизу, Дж. (2014). Протозвезды и планеты VI, Глава: Взаимодействие планет с диском и ранняя эволюция планетных систем . Протозвезды и планеты Vi . С. 667–689. arXiv : 1312,4293 . Bibcode : 2014prpl.conf..667B . DOI : 10.2458 / azu_uapress_9780816531240-ch029 . ISBN 9780816531240. S2CID  67790867 .
  73. ↑ Батыгин, Константин; Боденхаймер, Питер Х .; Лафлин, Грегори П. (2016). «Формирование in situ и динамическая эволюция систем горячего юпитера». Астрофизический журнал . 829 (2): 114. arXiv : 1511.09157 . Bibcode : 2016ApJ ... 829..114B . DOI : 10,3847 / 0004-637X / 829 / 2/114 . S2CID 25105765 . 
  74. ^ D'Angelo, G .; Боденхаймер, П. (2016). "Модели формирования планет Кеплер-11 in situ и ex situ". Астрофизический журнал . 828 (1): ид. 33 (32 стр.). arXiv : 1606.08088 . Bibcode : 2016ApJ ... 828 ... 33D . DOI : 10,3847 / 0004-637X / 828/1/33 . S2CID 119203398 . 
  75. ^ Морбиделли, Алессандро; Раймонд, 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 . 
  76. ^ Ли, Ева Дж .; Чан, Юджин (2016). «Разведение суперземлей и рождение супер-затяжек в переходных дисках». Астрофизический журнал . 817 (2): 90. arXiv : 1510.08855 . Bibcode : 2016ApJ ... 817 ... 90L . DOI : 10,3847 / 0004-637X / 817 / 2/90 . S2CID 118456061 . 
  77. ^ Lambrechts, Michiel; Лега, Элана (2017). «Уменьшение образования 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 . 
  78. ^ D'Angelo, G .; Подолак, М. (2015). «Захват и эволюция планетезималей в круговых дисках». Астрофизический журнал . 806 (1): 29 стр. arXiv : 1504.04364 . Bibcode : 2015ApJ ... 806..203D . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 806/2/203 . S2CID 119216797 . 
  79. ^ Canup, Робин М .; Уорд, Уильям Р. (2002). «Формирование галилеевых спутников: условия аккреции» (PDF) . Астрономический журнал . 124 (6): 3404–3423. Bibcode : 2002AJ .... 124.3404C . DOI : 10.1086 / 344684 .

Внешние ссылки [ править ]

  • Проктор, Ричард А. (1879). «Небулярная гипотеза»  . Американская циклопедия .