В планетологии потоковая нестабильность - это гипотетический механизм образования планетезималей, в котором сопротивление, испытываемое твердыми частицами, вращающимися по орбите в газовом диске, приводит к их спонтанной концентрации в сгустки, которые могут коллапсировать под действием силы тяжести. [1]Небольшие начальные сгустки увеличивают орбитальную скорость газа, локально замедляя радиальный дрейф, что приводит к их росту, поскольку к ним присоединяются более быстро дрейфующие изолированные частицы. Формируются массивные нити, которые достигают плотности, достаточной для гравитационного коллапса в планетезимали размером с большие астероиды, минуя ряд препятствий на пути традиционных механизмов образования. Для формирования нестабильности течения требуются твердые вещества, которые умеренно связаны с газом, и местное отношение твердого вещества к газу, равное единице или больше. Рост твердых частиц, достаточно крупных, чтобы стать умеренно связанными с газом, более вероятно за пределами линии льда и в областях с ограниченной турбулентностью. Начальная концентрация твердых частиц по отношению к газу необходима для подавления турбулентности в достаточной степени, чтобы позволить отношение твердого вещества к газу достигать более единицы в средней плоскости. Было предложено множество механизмов для избирательного удаления газа или концентрирования твердых веществ. Во внутренней части Солнечной системы образование потоков неустойчивости требует большей начальной концентрации твердых частиц или роста твердых частиц, превышающих размер хондр.[2]
Задний план
Традиционно считается, что планетезимали и более крупные тела образовались в результате иерархической аккреции, образования крупных объектов в результате столкновения и слияния мелких объектов. Этот процесс начинается со столкновения пыли из-за броуновского движения, в результате которого образуются более крупные агрегаты, удерживаемые вместе силами Ван-дер-Ваальса . Агрегаты оседают к средней плоскости диска и сталкиваются из-за турбулентности газа, образуя гальку и более крупные объекты. Дальнейшие столкновения и слияния в конечном итоге приводят к образованию планетезималей диаметром 1–10 км, удерживаемых самогравитацией. Затем рост крупнейших планетезималей ускоряется, поскольку гравитационная фокусировка увеличивает их эффективное поперечное сечение, что приводит к неконтролируемой аккреции, формирующей более крупные астероиды . Позже гравитационное рассеяние на более крупных объектах вызывает относительные движения, вызывая переход к более медленной олигархической аккреции, которая заканчивается образованием планетарных зародышей. Во внешней Солнечной системе планетарные зародыши вырастают достаточно большими, чтобы образовывать газы, образуя планеты-гиганты. Во внутренней Солнечной системе орбиты планетарных зародышей становятся нестабильными, что приводит к гигантским ударам и образованию планет земной группы. [3]
Был выявлен ряд препятствий для этого процесса: препятствия для роста из-за столкновений, радиальный дрейф более крупных твердых тел и турбулентное перемешивание планетезималей. [2] По мере роста частицы время, необходимое для ее движения, чтобы отреагировать на изменения в движении газа в турбулентных вихрях, увеличивается. Таким образом, относительное движение частиц и скорости столкновения возрастают с увеличением массы частиц. Для силикатов повышенная скорость столкновения заставляет агрегаты пыли уплотняться в твердые частицы, которые отскакивают, а не прилипают, заканчивая рост до размера хондр , примерно 1 мм в диаметре. [4] [5] Ледяные твердые тела могут не подвергаться воздействию прыгающего барьера, но их рост может быть остановлен при больших размерах из-за фрагментации при увеличении скорости столкновения. [6] Радиальный дрейф является результатом поддержки давлением газа, что позволяет ему двигаться по орбите с меньшей скоростью, чем твердые тела. Твердые тела, вращающиеся вокруг этого газа, теряют угловой момент и вращаются по спирали к центральной звезде со скоростью, которая увеличивается по мере роста. На расстоянии 1 а.е. это создает барьер метрового размера с быстрой потерей крупных объектов всего на ~ 1000 орбит, заканчивающейся их испарением, когда они приближаются слишком близко к звезде. [7] [8] На больших расстояниях рост ледяных тел может стать ограниченным сносом при меньших размерах, когда их временные рамки дрейфа становятся короче, чем их временные масштабы роста. [9] Турбулентность в протопланетном диске может создавать флуктуации плотности, которые создают вращающие моменты на планетезимали, возбуждая их относительные скорости. Вне мертвой зоны более высокие случайные скорости могут привести к разрушению более мелких планетезималей и задержке начала неконтролируемого роста до тех пор, пока планетезимали не достигнут радиуса 100 км. [2]
Существуют некоторые свидетельства того, что образование планетезималей могло обойти эти препятствия на пути к постепенному росту. Во внутреннем поясе астероидов все астероиды с низким альбедо, которые не были идентифицированы как часть коллизионного семейства, имеют размер более 35 км. [10] [11] Изменение наклона распределения астероидов по размерам на расстоянии примерно 100 км может быть воспроизведено в моделях, если минимальный диаметр планетезималей составлял 100 км, а астероиды меньшего размера являются обломками столкновений. [3] [12] Подобное изменение наклона наблюдалось в распределении размеров объектов пояса Койпера . [13] [14] Небольшое количество маленьких кратеров на Плутоне [15] также приводилось в качестве доказательства того, что крупнейшие KBO сформировались непосредственно. [16] Более того, если холодные классические KBO сформировались in situ из диска с малой массой, о чем свидетельствует наличие слабосвязанных двойных систем, [17] они вряд ли образовались с помощью традиционного механизма. [18] Пылевая активность комет указывает на низкую прочность на растяжение, которая может быть результатом плавного процесса образования со столкновениями при скоростях свободного падения . [19] [20]
Описание
Потоковая нестабильность, впервые описанная Эндрю Юдином и Джереми Гудманом [21] , вызвана различиями в движении газа и твердых частиц в протопланетном диске . Ближе к звезде газ становится горячее и плотнее, что создает градиент давления, который частично компенсирует гравитацию звезды. Частичная поддержка градиента давления позволяет газу двигаться по орбите примерно на 50 м / с ниже кеплеровской скорости на его расстоянии. Однако твердые частицы не поддерживаются градиентом давления и будут вращаться с кеплеровскими скоростями в отсутствие газа. Разница в скоростях приводит к встречному ветру, который заставляет твердые частицы двигаться по спирали к центральной звезде, поскольку они теряют импульс из-за аэродинамического сопротивления . Сопротивление также вызывает обратную реакцию на газ, увеличивая его скорость. Когда твердые частицы группируются в газе, реакция локально снижает встречный ветер, позволяя кластеру двигаться по орбите быстрее и меньше сноситься внутрь. Более медленные дрейфующие кластеры догоняются и присоединяются к изолированным частицам, увеличивая локальную плотность и еще больше уменьшая радиальный дрейф, вызывая экспоненциальный рост начальных кластеров. [2] При моделировании кластеры образуют массивные волокна, которые могут расти или рассеиваться, а также могут сталкиваться и сливаться или разделяться на несколько волокон. Расстояние между нитями составляет в среднем 0,2 высоты газовой шкалы , примерно 0,02 а.е. на расстоянии от пояса астероидов. [22] Плотность нитей может в тысячу раз превышать плотность газа, что достаточно, чтобы вызвать гравитационный коллапс и фрагментацию нитей в связанные кластеры. [23]
Кластеры сжимаются, поскольку энергия рассеивается за счет сопротивления газа и неупругих столкновений , что приводит к образованию планетезималей размером с большие астероиды. [23] Скорость удара ограничена во время коллапса более мелких скоплений, которые образуют астероиды длиной 1–10 км, что снижает фрагментацию частиц, что приводит к образованию пористых планетезималей кучи гальки с низкой плотностью. [24] Сопротивление газа замедляет падение мельчайших частиц, а менее частые столкновения замедляют падение самых крупных частиц во время этого процесса, что приводит к сортировке по размеру частиц, при этом частицы среднего размера образуют пористое ядро, а частицы разных размеров образуют более плотные внешние слои. [25] Скорость столкновения и фрагментация частиц увеличиваются с увеличением массы кластеров, снижая пористость и увеличивая плотность более крупных объектов, таких как астероид длиной 100 км, которые образуются из смеси гальки и фрагментов гальки. [26] Коллапсирующие рои с избыточным угловым моментом могут фрагментироваться, образуя двойные или, в некоторых случаях, тройные объекты, напоминающие объекты в поясе Койпера. [27] При моделировании начальное распределение масс планетезималей, образованных в результате потоковой нестабильности, соответствует степенному закону: dn / dM ~ M −1,6 , [28] [29], который немного круче, чем у небольших астероидов, [30] с экспоненциальное обрезание при больших массах. [31] [32] Продолжающееся наращивание хондр от диска может сместить распределение размеров самых больших объектов в сторону нынешнего пояса астероидов. [31] В внешней Солнечной системе крупнейшие объекты могут продолжать расти с помощью гальки аккреции , возможно , образуя ядра из гигантских планет . [33]
Требования
Потоковые неустойчивости образуются только при наличии вращения и радиального дрейфа твердых тел. Начальная линейная фаза потоковой нестабильности [34] начинается с переходной области высокого давления внутри протопланетного диска. Повышенное давление изменяет локальный градиент давления, поддерживающий газ, уменьшая градиент на внутреннем крае области и увеличивая градиент на внешнем крае области. Следовательно, газ должен вращаться быстрее у внутреннего края и может двигаться по орбите медленнее у внешнего края. [35] Силы Кориолиса, возникающие в результате этих относительных движений, поддерживают повышенное давление, создавая геостропический баланс . [36] На движение твердых тел вблизи областей высокого давления также влияют: твердые тела на его внешней кромке сталкиваются с большим встречным ветром и претерпевают более быстрый радиальный дрейф, твердые тела на ее внутренней кромке сталкиваются с меньшим встречным ветром и претерпевают более медленный радиальный дрейф. [35] Этот дифференциальный радиальный дрейф вызывает скопление твердых частиц в областях с более высоким давлением. Сопротивление, ощущаемое твердыми телами, движущимися к этой области, также создает обратную реакцию на газ, которая усиливает повышенное давление, ведущее к неуправляемому процессу. [36] По мере того, как больше твердых тел переносится в область за счет радиального дрейфа, это в конечном итоге приводит к концентрации твердых частиц, достаточной для увеличения скорости газа и уменьшения локального радиального дрейфа твердых тел, наблюдаемого при нестабильности течения. [35]
Потоковые нестабильности образуются, когда твердые частицы умеренно связаны с газом, с числами Стокса 0,01–3; местное отношение твердого вещества к газу близко или больше 1; а вертикально интегрированное соотношение твердого вещества и газа в несколько раз больше солнечного. [37] Число Стокса - это мера относительного влияния инерции и сопротивления газа на движение частицы. В этом контексте это произведение шкалы времени экспоненциального убывания скорости частицы из-за сопротивления и угловой частоты ее орбиты. Мелкие частицы, такие как пыль, прочно связаны и движутся с газом, большие тела, такие как планетезимали, слабо связаны и вращаются вокруг них, в основном, без влияния газа. [9] Умеренно связанные твердые тела, иногда называемые галькой, имеют размер от примерно сантиметра до метра на расстоянии пояса астероидов и от миллиметра до размера дм за пределами 10 а.е. [7] Эти объекты вращаются в газе, как планетезимали, но замедляются из-за встречного ветра и претерпевают значительный радиальный дрейф. Умеренно связанные твердые тела, которые участвуют в потоковой нестабильности, - это те, на которые динамически влияют изменения в движении газа в масштабах, аналогичных эффектам эффекта Кориолиса, что позволяет им захватывать области высокого давления во вращающемся диске. [2] Умеренно связанные твердые тела также сохраняют влияние на движение газа. Если местное отношение твердого вещества к газу близко или выше 1, это влияние достаточно сильно, чтобы усилить области высокого давления и увеличить орбитальную скорость газа и замедлить радиальный дрейф. [36] Достижение и поддержание этого локального твердого тела и газа в средней плоскости требует среднего отношения твердого вещества к газу в вертикальном поперечном сечении диска, которое в несколько раз больше солнечного. [6] Когда среднее отношение твердого вещества к газу составляет 0,01, что примерно соответствует измерениям в текущей Солнечной системе, турбулентность в средней плоскости создает волнообразный узор, который надувает слой твердых тел в средней плоскости. Это снижает отношение твердого вещества к газу в средней плоскости до менее 1, подавляя образование плотных сгустков. При более высоком среднем соотношении твердого вещества к газу масса твердого вещества гасит эту турбулентность, позволяя формировать тонкий слой в средней плоскости. [38] Звезды с более высокой металличностью с большей вероятностью достигнут минимального отношения твердого вещества к газу, что делает их благоприятными местами для образования планетезималей и планет. [39]
Высокое среднее отношение твердого вещества к газу может быть достигнуто из-за потери газа или концентрации твердых частиц. [2] Газ может выборочно теряться из-за фотоиспарения в конце эпохи газового диска [40], вызывая концентрацию твердых частиц в кольце на краю полости, которая образуется в газовом диске [41], хотя масса планетезималей эти формы могут быть слишком маленькими для образования планет. [42] Отношение твердого вещества к газу также может увеличиваться во внешнем диске из-за фотоиспарения, но в области планеты-гиганта образование планетезималей может быть слишком поздно для образования планет-гигантов. [43] Если магнитное поле диска совпадает с его угловым моментом, эффект Холла увеличивает вязкость, что может привести к более быстрому истощению внутреннего газового диска. [44] [45] Скопление твердых частиц во внутреннем диске может происходить из-за более медленных скоростей радиального дрейфа, поскольку числа Стокса уменьшаются с увеличением плотности газа. [46] Это радиальное скопление усиливается, поскольку скорость газа увеличивается с увеличением поверхностной плотности твердых тел и может привести к образованию полос планетезималей, простирающихся от линий сублимации до острых внешних краев, где соотношение твердого вещества к газу сначала достигает критических значений. . [47] [48] [49] Для некоторых диапазонов размера частиц и вязкости газа может происходить выход газа, снижающий его плотность и дальнейшее увеличение отношения твердого вещества к газу. [50] Радиальные скопления могут быть ограничены из-за уменьшения плотности газа по мере развития диска, однако [51] и более короткие временные рамки роста твердых тел ближе к звезде могут вместо этого привести к потере твердых частиц изнутри. [37] Радиальные скопления также возникают в местах, где быстро дрейфующие крупные твердые частицы фрагментируются на более мелкие, более медленные, дрейфующие твердые тела, например, внутри ледяной линии, где силикатные зерна высвобождаются при сублимации ледяных тел . [52] Это скопление может также увеличить локальную скорость газа, расширяя скопление за пределы линии льда, где оно усиливается за счет наружной диффузии и повторной конденсации водяного пара. [53] Накопление можно было бы приглушить, если ледяные тела очень пористые, что замедляет их радиальный дрейф. [54] Ледяные твердые вещества могут концентрироваться за пределами линии льда из-за наружной диффузии и повторной конденсации водяного пара. [55] [56] Твердые тела также концентрируются в радиальных выступах давления, где давление достигает локального максимума. В этих местах радиальный дрейф сходится как ближе, так и дальше от звезды. [9] Радиальные выпуклости давления присутствуют на внутреннем крае мертвой зоны [57] и могут образовываться из-за магнитовращательной нестабильности . [58] Скачки давления также могут возникать из-за обратной реакции пыли на газ, создавая самоиндуцированные ловушки для пыли. [59] Линия льда также была предложена как место скачка давления [60], однако для этого требуется крутой переход вязкости . [61] Если обратная реакция от концентрации твердых веществ сглаживает градиент давления, [62] планетезимали, сформированные на скачке давления, могут быть меньше, чем предсказано в других местах. [63] Если поддерживается градиент давления, в месте скачка давления может образоваться нестабильность потока даже в вязких дисках со значительной турбулентностью. [64] Скачки локального давления образуются также в спиральных рукавах массивного самогравитирующего диска [65] и в антициклонических вихрях . [66] Распад вихрей может также оставить кольцо твердых тел, из которого может образоваться неустойчивость потока. [67] [68] Твердые тела также могут быть локально сконцентрированы, если дисковый ветер снижает поверхностную плотность внутреннего диска, замедляя или обращая вспять его внутренний дрейф, [69] или из-за тепловой диффузии. [70]
Потоковые нестабильности с большей вероятностью образуются в областях диска, где: рост твердых тел благоприятен, градиент давления мал и турбулентность низкая. [71] [72] Внутри ледяной линии подпрыгивающий барьер может препятствовать росту силикатов, достаточно крупных, чтобы участвовать в нестабильности течения. [6] За пределами ледяной линии водородные связи позволяют частицам водяного льда прилипать к более высоким скоростям столкновения, [9], возможно, обеспечивая рост больших высокопористых ледяных тел до чисел Стокса, приближающихся к 1, прежде чем их рост будет замедлен эрозией. [73] Конденсация пара, диффундирующего наружу из сублимирующих ледяных тел, может также вызвать рост компактных ледяных тел размером в один миллиметр за пределами ледяной линии. [74] Подобный рост тел из-за повторной конденсации воды мог произойти в более широком регионе после события FU Orionis. [75] На больших расстояниях рост твердых тел снова может быть ограничен, если они покрыты слоем CO 2 или другим льдом, которые уменьшают скорости столкновения в местах налипания. [76] Небольшой градиент давления снижает скорость радиального дрейфа, ограничивая турбулентность, создаваемую нестабильностью потока. В этом случае необходимо меньшее среднее отношение твердого вещества к газу для подавления турбулентности в средней плоскости. Уменьшение турбулентности также способствует росту более крупных твердых частиц за счет снижения скорости удара. [6] Гидродинамические модели показывают, что наименьшие градиенты давления возникают вблизи линии льда и во внутренних частях диска. Градиент давления также уменьшается на поздних этапах эволюции диска по мере снижения темпа аккреции и температуры. [77] Основным источником турбулентности в протопланетном диске является магнитовращательная нестабильность. Воздействие турбулентности, вызванной этой нестабильностью, может ограничить нестабильность потоков мертвой зоной, которая, по оценкам, формируется около средней плоскости на уровне 1-20 а.е., где скорость ионизации слишком мала для поддержания магнитовращательной нестабильности. [2]
Во внутренней части Солнечной системы формирование потоковых неустойчивостей требует большего увеличения отношения твердого вещества к газу, чем за пределами линии льда. Рост силикатных частиц ограничен отскакивающим барьером размером ~ 1 мм, что примерно соответствует размеру хондр, обнаруженных в метеоритах. Во внутренних частях Солнечной системы такие малые частицы имеют числа Стокса ~ 0,001. При этих числах Стокса требуется вертикально интегрированное отношение твердого вещества к газу, превышающее 0,04, что примерно в четыре раза больше, чем у всего газового диска, для формирования нестабильности потока. [78] Требуемая концентрация может быть уменьшена вдвое, если частицы могут вырасти примерно до сантиметрового размера. [78] Этот рост, возможно, благодаря пыльным краям, поглощающим удары, [79] может произойти в течение 10-5 лет, если часть столкновений приведет к прилипанию из-за широкого распределения скоростей столкновений. [80] Или, если турбулентность и скорости столкновения уменьшаются внутри начальных слабых сгустков, может произойти неуправляемый процесс, в котором слипание способствует росту твердых тел, а их рост усиливает слипание. [80] Радиальное скопление твердых тел может также привести к условиям, которые поддерживают нестабильность течения в узком кольцевом пространстве при примерно 1 а.е. Однако для этого потребуется неглубокий начальный профиль диска и ограничение роста твердых частиц за счет фрагментации, а не отскока, позволяющего, однако, формироваться твердым частицам сантиметрового размера. [47] Рост частиц может быть дополнительно ограничен при высоких температурах, что может привести к внутренней границе планетезимального образования, где температура достигает 1000 К. [81]
Альтернативы
Вместо того, чтобы активно управлять своей собственной концентрацией, как при потоковой нестабильности, твердые тела могут пассивно концентрироваться до достаточной плотности для образования планетезималей посредством гравитационной нестабильности. [7] В раннем предложении пыль оседала в средней плоскости до тех пор, пока не была достигнута плотность, достаточная для того, чтобы диск мог гравитационно фрагментироваться и коллапсировать на планетезимали. [82] Разница в орбитальных скоростях пыли и газа, однако, создает турбулентность, которая препятствует осаждению, не позволяя достичь достаточной плотности. Если среднее отношение пыли к газу увеличивается на порядок при скачке давления или из-за более медленного дрейфа мелких частиц, полученных в результате фрагментации более крупных тел, [83] [84] эта турбулентность может быть подавлена, что приведет к образованию планетезималей. [85]
Холодные объекты классического пояса Койпера могли образоваться в маломассивном диске, в котором преобладали объекты размером сантиметр или меньше. В этой модели эпоха газового диска заканчивается объектами размером с километр, возможно, образованными в результате гравитационной неустойчивости, погруженными в диск небольших объектов. Диск остается динамически холодным из-за неупругих столкновений объектов размером сантиметр. Низкие скорости столкновения приводят к эффективному росту, причем значительная часть массы заканчивается на крупных объектах. [86] Динамическое трение малых тел также способствовало бы образованию двойных систем. [87] [88]
Планетезимали также могут образовываться из концентрации хондр между завихрениями в турбулентном диске. В этой модели частицы разделяются неравномерно, когда большие вихри фрагментируются, увеличивая концентрацию некоторых сгустков. По мере того, как этот процесс переходит в более мелкие водовороты, часть этих сгустков может достигать плотности, достаточной для гравитационного связывания, и медленно коллапсировать в планетезимали. [89] Однако недавние исследования показывают, что могут быть необходимы более крупные объекты, такие как конгломераты хондр, и что концентрации, производимые хондрами, могут вместо этого действовать как семена нестабильности потоков. [90]
Ледяные частицы более склонны к прилипанию и сопротивлению сжатию при столкновениях, которые могут способствовать росту крупных пористых тел. Если рост этих тел является фрактальным , а их пористость увеличивается по мере столкновения более крупных пористых тел, их временные рамки радиального дрейфа становятся длинными, позволяя им расти до тех пор, пока они не будут сжаты из-за сопротивления газа и самогравитации, образуя маленькие планетезимали. [91] [92] В качестве альтернативы, если локальная плотность твердого тела диска достаточна, они могут осесть в тонкий диск, который фрагментируется из-за гравитационной нестабильности, образуя планетезимали размером с большие астероиды, когда они вырастают достаточно большими, чтобы разъединиться. от газа. [93] Подобный фрактальный рост пористых силикатов также возможен, если они состоят из зерен нанометрового размера, образовавшихся в результате испарения и повторной конденсации пыли. [94] Однако фрактальный рост высокопористых твердых тел может быть ограничен заполнением их сердцевины мелкими частицами, образующимися при столкновениях из-за турбулентности; [95] эрозией, когда скорость удара из-за относительной скорости радиального дрейфа больших и малых тел увеличивается; [73] и спеканием по мере приближения к линии льда, что снижает их способность поглощать столкновения, что приводит к подпрыгиванию или фрагментации во время столкновений. [96]
Столкновения на скоростях, которые привели бы к фрагментации частиц одинакового размера, вместо этого могут привести к росту за счет переноса массы от маленькой частицы к большей. Для этого процесса требуется начальная популяция «счастливых» частиц, которые выросли больше, чем большинство частиц. [97] Эти частицы могут образовываться, если скорости столкновения имеют широкое распределение, при этом небольшая часть происходит при скоростях, которые позволяют объектам за подпрыгивающим барьером прилипать. Однако рост за счет массопереноса является медленным по сравнению с временными рамками радиального дрейфа, хотя он может происходить локально, если радиальный дрейф локально останавливается на скачке давления, позволяющем формировать планетезимали за 10-5 лет. [98]
Планетезимальная аккреция могла бы воспроизвести распределение размеров астероидов, если бы она начиналась со 100-метровых планетезималей. В этой модели демпфирование столкновений и сопротивление газа динамически охлаждают диск, и изгиб в распределении размеров вызван переходом между режимами роста. [99] [100] Однако для этого требуется низкий уровень турбулентности в газе и некоторый механизм для образования 100-метровых планетезималей. [2] Зависимая от размера очистка планетезималей из-за векового резонансного движения может также удалить небольшие тела, создавая разрыв в распределении размеров астероидов. Вековые резонансы, распространяющиеся внутрь пояса астероидов по мере рассеивания газового диска, будут возбуждать эксцентриситет планетезималей. Поскольку их эксцентриситет затухает из-за сопротивления газа и приливного взаимодействия с диском, самые большие и самые маленькие объекты будут потеряны, поскольку их большие полуоси уменьшатся, оставив после себя планетезимали промежуточного размера. [101]
Внешние ссылки
- Численное моделирование нестабильности 3D-потоковой передачи
Рекомендации
- ^ "Планетезимальные образования" . Лундский университет . Проверено 16 декабря 2015 года .
- ^ Б с д е е г ч 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.
- ^ а б Морбиделли, Алессандро; Bottke, William F .; Несворны, Давид; Левисон, Гарольд Ф. (2009). «Астероиды родились большими». Икар . 204 (2): 558–573. arXiv : 0907.2512 . Bibcode : 2009Icar..204..558M . DOI : 10.1016 / j.icarus.2009.07.011 .
- ^ Zsom, A .; Ормель, CW; Güttler, C .; Blum, J .; Даллемон, CP (2010). «Результат роста протопланетной пыли: галька, валуны или планетезимали? II. Представляем прыгающий барьер». Астрономия и астрофизика . 513 : A57. arXiv : 1001.0488 . Бибкод : 2010A & A ... 513A..57Z . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 200912976 .
- ^ Кюффмайер, Майкл (27 января 2016 г.). «Прыгающий барьер из силикатов и льда» . астробиты . Проверено 4 декабря +2016 .
- ^ а б в г Drążkowska, J .; Даллемон, CP (2014). «Может ли коагуляция пыли вызвать нестабильность потока?» (PDF) . Астрономия и астрофизика . 572 : A78. arXiv : 1410.3832 . Бибкод : 2014A & A ... 572A..78D . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201424809 .
- ^ а б в 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.
- ^ Кюффмайер, Майкл (2015-04-03). "Что такое барьер метрового размера?" . астробиты . Проверено 3 декабря +2016 .
- ^ а б в г Birnstiel, T .; Fang, M .; Йохансен, А. (2016). «Эволюция пыли и образование планетезималей». Обзоры космической науки . 205 (1–4): 41–75. arXiv : 1604.02952 . Bibcode : 2016SSRv..205 ... 41В . DOI : 10.1007 / s11214-016-0256-1 .
- ^ Дельбо, Марко; Уолш, Кевин; Болин, Брайс; Авделлиду, Хриса; Морбиделли, Алессандро (2017). «Идентификация первичного семейства астероидов ограничивает первоначальную популяцию планетезималей» . Наука . 357 (6355): 1026–1029. Bibcode : 2017Sci ... 357.1026D . DOI : 10.1126 / science.aam6036 . PMID 28775212 .
- ^ Темминг, Мария. «Возможно, все самые ранние астероиды Солнечной системы были массивными» . ScienceNews . Дата обращения 5 августа 2017 .
- ^ Битти, Келли (25 августа 2009 г.). "Были ли астероиды рождены большими?" . Небо и телескоп . Проверено 3 декабря +2016 .
- ^ Fraser, Wesley C .; Браун, Майкл Э .; Морбиделли, Алессандро; Паркер, Алекс; Батыгин, Константин (2014). «Абсолютное звездное распределение объектов пояса Койпера». Астрофизический журнал . 782 (2): 100. arXiv : 1401.2157 . Bibcode : 2014ApJ ... 782..100F . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 782/2/100 .
- ^ Фрэнсис, Мэтью (16 января 2014 г.). «Некоторые планетоподобные объекты пояса Койпера не играют« хорошо » » . Вселенная сегодня . Проверено 4 декабря +2016 .
- ^ Роббинс, Стюарт Дж .; и 28 других (2017 г.). «Кратеры системы Плутон-Харон». Икар . 287 : 187–206. Bibcode : 2017Icar..287..187R . DOI : 10.1016 / j.icarus.2016.09.027 .
- ^ «На Плутоне New Horizons находит геологию всех возрастов, возможные ледяные вулканы, понимание планетного происхождения» . ООО «Лаборатория прикладной физики Университета Джонса Хопкинса» . Проверено 3 января +2016 .
- ^ Аткинсон, Нэнси (2010-10-05). «Нептун оправдан по одному пункту обвинения в преследовании» . Вселенная сегодня . Проверено 3 декабря +2016 .
- ^ Паркер, Алекс Х .; Кавелаарс, JJ; Пети, Жан-Марк; Джонс, Линн; Глэдман, Бретт; Паркер, Джоэл (2011). «Характеристика семи сверхшироких транснептуновых бинарных систем». Астрофизический журнал . 743 (1): 1. arXiv : 1108.2505 . Bibcode : 2011ApJ ... 743 .... 1P . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 743/1/1 .
- ^ Blum, J .; Gundlach, B .; Mühle, S .; Триго-Родригес, Дж. М. (2014). «Кометы, образовавшиеся при нестабильностях солнечных туманностей! - Экспериментальная и модельная попытка связать активность комет с процессом их образования». Икар . 235 : 156–169. arXiv : 1403.2610 . Bibcode : 2014Icar..235..156B . DOI : 10.1016 / j.icarus.2014.03.016 .
- ^ Блюм, Юрген; и другие. (2017). «Свидетельства образования кометы 67P / Чурюмова-Герасименко в результате гравитационного коллапса связанной гальки». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 469 : S755 – S773. arXiv : 1710.07846 . DOI : 10.1093 / MNRAS / stx2741 .
- ^ Юдин, Эндрю; Гудман, Джереми (2005). «Потоковые нестабильности в протопланетных дисках». Астрофизический журнал . 620 (1): 459–469. arXiv : astro-ph / 0409263 . Bibcode : 2005ApJ ... 620..459Y . DOI : 10.1086 / 426895 .
- ^ Yang, C.-C .; Йохансен, А. (2014). "О зоне питания планетезимальных образований неустойчивостью течений". Астрофизический журнал . 792 (2): 86. arXiv : 1407.5995 . Bibcode : 2014ApJ ... 792 ... 86Y . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 792/2/86 .
- ^ а б Johansen, A .; Юдин, АН; Литвик, Ю. (2012). «Добавление столкновений частиц к образованию астероидов и объектов пояса Койпера посредством потоковой нестабильности» (PDF) . Астрономия и астрофизика . 537 : A125. arXiv : 1111.0221 . Бибкод : 2012A & A ... 537A.125J . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201117701 .
- ^ Wahlberg Jansson, K .; Йохансен, А. (2014). «Формирование галечно-грудных планетезималей» (PDF) . Астрономия и астрофизика . 570 : A47. arXiv : 1408,2535 . Бибкод : 2014A & A ... 570A..47W . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201424369 .
- ^ Уолберг Янссон, Карл; Йохансен, Андерс (2017). «Моделирование с радиальным разрешением схлопывающихся галечных облаков в протопланетных дисках». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 469 : S149 – S157. arXiv : 1706.03655 . Bibcode : 2017MNRAS.469S.149W . DOI : 10.1093 / MNRAS / stx1470 .
- ^ Уолберг Янссон, Карл; Йохансен, Андерс; Бухари Сайед, Мохташим; Блюм, Юрген (2016). «Роль фрагментации гальки в формировании планетезималей II. Численное моделирование». Астрофизический журнал . 835 (1): 109. arXiv : 1609.07052 . Bibcode : 2017ApJ ... 835..109W . DOI : 10.3847 / 1538-4357 / 835/1/109 .
- ^ Несворны, Д .; Юдин, АН; Ричардсон, округ Колумбия (2010). "Формирование двойных систем пояса Койпера гравитационным коллапсом". Астрономический журнал . 140 (3): 785–793. arXiv : 1007,1465 . Bibcode : 2010AJ .... 140..785N . DOI : 10,1088 / 0004-6256 / 140/3/785 .
- ^ Саймон, Джейкоб Б .; Армитаж, Филип Дж .; Ли, Риксин; Юдин, Эндрю Н. (2016). «Распределение масс и размеров планетезималей, образованных потоковой неустойчивостью. I. Роль самогравитации». Астрофизический журнал . 822 (1): 55. arXiv : 1512.00009 . Bibcode : 2016ApJ ... 822 ... 55S . DOI : 10,3847 / 0004-637X / 822 / 1/55 .
- ^ Саймон, Джейкоб Б .; Армитаж, Филип Дж .; Юдин, Эндрю Н .; Ли, Риксин (2017). «Доказательства универсальности исходной функции масс планетезималей». Письма в астрофизический журнал . 847 (2): L12. arXiv : 1705.03889 . Bibcode : 2017ApJ ... 847L..12S . DOI : 10.3847 / 2041-8213 / aa8c79 .
- ^ Цирвулис, Георгиос; Морбиделли, Алессандро; Дельбо, Марко; Циганис, Клеоменис (2017). «Реконструкция гранулометрического состава изначального Главного пояса». Икар . 34 : 14–23. arXiv : 1706.02091 . Bibcode : 2018Icar..304 ... 14T . DOI : 10.1016 / j.icarus.2017.05.026 .
- ^ а б Йохансен, Андерс; Мак Лоу, Мардохей-Марк; Ласерда, Педро; Биццарро, Мартин (2015). «Рост астероидов, планетных зародышей и объектов пояса Койпера путем аккреции хондр» . Наука продвигается . 1 (3): 1500109. arXiv : 1503.07347 . Bibcode : 2015SciA .... 1E0109J . DOI : 10.1126 / sciadv.1500109 . PMC 4640629 . PMID 26601169 .
- ^ Шефер, Урс; Ян, Чао-Чин; Йохансен, Андерс (2017). «Начальная функция масс планетезималей, образованных потоковой неустойчивостью». Астрономия и астрофизика . 597 : A69. arXiv : 1611.02285 . Bibcode : 2017A & A ... 597A..69S . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201629561 .
- ^ Lambrechts, M .; Йохансен, А. (2012). «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 .
- ^ Армитаж, Филип Дж. (2015). «Физические процессы в протопланетных дисках». От протопланетных дисков к формированию планет . 45-й продвинутый курс Саас-Фе. arXiv : 1509.06382 . Bibcode : 2015arXiv150906382A .
- ^ а б в Johansen, A .; Oishi, JS; Mac Low, M.-M .; Klahr, H .; Хеннинг, Т .; Юдин, А. (2007). «Быстрое планетезимальное образование в турбулентных околозвездных дисках». Природа . 448 (7157): 1022–1025. arXiv : 0708.3890 . Bibcode : 2007Natur.448.1022J . DOI : 10,1038 / природа06086 . PMID 17728751 .
- ^ а б в Жаке, Эммануэль; Бальбус, Стивен; Позднее, Хенрик (2011). «О линейных неустойчивостях газопылевого течения в протопланетных дисках». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 415 (4): 3591–3598. arXiv : 1104.5396 . Bibcode : 2011MNRAS.415.3591J . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2011.18971.x .
- ^ а б Krijt, S .; Ормель, CW; Dominik, C .; Тиленс, AGGM (2016). «Паноптическая модель для формирования планетезималей и доставки гальки». Астрономия и астрофизика . 586 : A20. arXiv : 1511.07762 . Bibcode : 2016A & A ... 586A..20K . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201527533 .
- ^ Йохансен, Андерс; Юдин, Эндрю; Мак Лоу, Мардохей-Марк (2009). «Слипание частиц и образование планетезимальных частиц сильно зависят от металличности». Письма в астрофизический журнал . 704 (2): L75 – L79. arXiv : 0909.0259 . Bibcode : 2009ApJ ... 704L..75J . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 704/2 / L75 .
- ^ Американский музей естественной истории. «Грязные звезды - хорошие хозяева Солнечной системы» . ScienceDaily . Проверено 6 декабря +2016 .
- ^ Gorti, U .; Hollenbach, D .; Даллемон, КП (2015). «Влияние образования пыли и фотоиспарения на рассредоточение диска». Астрофизический журнал . 804 (1): 29. arXiv : 1502.07369 . Bibcode : 2015ApJ ... 804 ... 29G . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 804/1/29 .
- ^ Александр, РД; Армитаж, П.Дж. (2007). «Динамика пыли при очистке протопланетного диска». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 375 (2): 500–512. arXiv : astro-ph / 0611821 . Bibcode : 2007MNRAS.375..500A . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2006.11341.x .
- ^ Эрколано, Барбара ; Дженнингс, Джефф; Розотти, Джованни; Бирнстил, Тилман (2017). «Ограниченный успех рентгеновского фотоиспарения в образовании планетезималей из-за потоковой нестабильности». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 472 (4): 4117–4125. arXiv : 1709.00361 . Bibcode : 2017MNRAS.472.4117E . DOI : 10.1093 / MNRAS / stx2294 .
- ^ Каррера, Даниэль; Горти, Ума; Йохансен, Андерс; Дэвис, Мелвин Б. (2017). «Планетезимальное образование при струйной неустойчивости в фотоиспаряющем диске». Астрофизический журнал . 839 (1): 16. arXiv : 1703.07895 . Bibcode : 2017ApJ ... 839 ... 16С . DOI : 10.3847 / 1538-4357 / aa6932 .
- ^ Саймон, Джейкоб Б. (2016). «Влияние геометрии магнитного поля на формирование близких экзопланет». Письма в астрофизический журнал . 827 (2): L37. arXiv : 1608.00573 . Bibcode : 2016ApJ ... 827L..37S . DOI : 10.3847 / 2041-8205 / 827/2 / L37 .
- ^ Хаммер, Майкл (2016-08-12). "Почему Меркурий так далеко от Солнца?" . астробиты . Проверено 17 ноября +2016 .
- ^ Юдин, Эндрю Н .; Чан, Юджин И. (2004). «Скопления частиц и планетезимальные образования». Астрофизический журнал . 601 (2): 1109–1119. arXiv : astro-ph / 0309247 . Bibcode : 2004ApJ ... 601.1109Y . DOI : 10.1086 / 379368 .
- ^ а б Drążkowska, J .; Alibert, Y .; Мур, Б. (2016). «Близкое планетезимальное образование путем нагромождения дрейфующей гальки». Астрономия и астрофизика . 594 : A105. arXiv : 1607.05734 . Bibcode : 2016A & A ... 594A.105D . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201628983 .
- ^ Хаммер, Майкл (2016-09-19). "Почему Марс такой маленький?" . астробиты . Проверено 20 июня 2017 года .
- ^ Armitage, Phillip J .; Eisner, Josh A .; Саймон, Джейкоб Б. (2016). «Стремительное планетезимальное образование за линией снега». Письма в астрофизический журнал . 828 (1): L2. arXiv : 1608.03592 . Bibcode : 2016ApJ ... 828L ... 2А . DOI : 10.3847 / 2041-8205 / 828/1 / L2 .
- ^ Канагава, Кадзухиро Д .; Уэда, Такахиро; Муто, Такаяки; Окузуми, Сатоши (2017). «Влияние радиального сноса пыли на вязкую эволюцию газового диска». Астрофизический журнал . 844 (2): 142. arXiv : 1706.08975 . Bibcode : 2017ApJ ... 844..142K . DOI : 10.3847 / 1538-4357 / aa7ca1 .
- ^ Хьюз, Анна Л.Х .; Армитаж, Филип Дж. (2012). «Глобальное изменение соотношения пыли и газа в развивающихся протопланетных дисках». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 423 (1): 389–405. arXiv : 1203.2940 . Bibcode : 2012MNRAS.423..389H . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2012.20892.x .
- ^ Сайто, Эцуко; Сироно, Син-ити (2011). «Планетезимальное образование путем сублимации». Астрофизический журнал . 728 (1): 20. Полномочный код : 2011ApJ ... 728 ... 20S . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 728/1/20 .
- ^ Дражковская, Иоанна; Алиберт, Янн (2017). «Планетезимальное образование начинается у линии снега». Астрономия и астрофизика . 608 : A92. arXiv : 1710.00009 . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201731491 .
- ^ Эстрада, PR; Куцци, Дж. Н. «Фрактальный рост и радиальная миграция твердых тел: роль пористости и уплотнения в развивающейся туманности» (PDF) . 47-я Конференция по изучению Луны и планет.
- ^ Шуненберг, Джореке; Ормель, Крис В. (2017). «Планетезимальное образование у линии снега: внутрь или наружу?». Астрономия и астрофизика . 602 : А21. arXiv : 1702.02151 . Bibcode : 2017A&A ... 602A..21S . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201630013 .
- ^ Хаммер, Майкл (2017-06-16). «Арбузная пыль - лучшая пыль: образование планетезималей рядом с линией снега» . астробиты . Проверено 20 июня 2017 года .
- ^ Кретке, К.А.; Линь, DNC; Garaud, P .; Тернер, Нью-Джерси (2009). "Сборка строительных блоков гигантских планет вокруг звезд средней массы". Астрофизический журнал . 690 (1): 407–415. arXiv : 0806.1521 . Bibcode : 2009ApJ ... 690..407K . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 690/1/407 .
- ^ Dittrich, K .; Klahr, H .; Йохансен, А. (2013). "Гравотурбулентное планетезимальное образование: положительный эффект долгоживущих зональных течений". Астрофизический журнал . 763 (2): 117. arXiv : 1211.2095 . Bibcode : 2013ApJ ... 763..117D . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 763/2/117 .
- ^ Gonzalez, J.-F .; Laibe, G .; Мэддисон, СТ (2017). «Самоиндуцированные пылевые ловушки: преодоление барьеров образования планет». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 467 (2): 1984–1996. arXiv : 1701.01115 . Bibcode : 2017MNRAS.467.1984G . DOI : 10.1093 / MNRAS / stx016 .
- ^ Кретке, Катерина А .; Линь, DNC (2007). "Удержание зерна и формирование планетезималей вблизи линии снега в турбулентных протопланетных дисках, управляемых магнитно-резонансной томографией". Астрофизический журнал . 664 (1): L55 – L58. arXiv : 0706.1272 . Bibcode : 2007ApJ ... 664L..55K . DOI : 10.1086 / 520718 .
- ^ Битч, Бертрам; Морбиделли, Алессандро; Лега, Елена; Кретке, Катерина; Крида, Орелиен (2014). «Звездные облучаемые диски и влияние на миграцию погруженных планет. III. Переходы вязкости». Астрономия и астрофизика . 570 : A75. arXiv : 1408.1016 . Бибкод : 2014A & A ... 570A..75B . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201424015 .
- ^ Като, MT; Fujimoto, M .; Ида, С. (2012). «Планетезимальное образование на границе между устойчивым сверх / субкеплеровским потоком, созданное неоднородным ростом магнитовращательной неустойчивости». Астрофизический журнал . 747 (1): 11. arXiv : 1112.5264 . Bibcode : 2012ApJ ... 747 ... 11K . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 747/1/11 .
- ^ Таки, Тецуо; Фудзимото, Масаки; Ида, Сигеру (2016). «Изменение плотности пыли и газа при радиальном скачке давления в протопланетных дисках». Астрономия и астрофизика . 591 : A86. arXiv : 1605.02744 . Bibcode : 2016A & A ... 591A..86T . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201527732 .
- ^ Аффинджер, Джереми; Лайбе, Гийом (2017). «Линейный рост струйной неустойчивости в скачках давления». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 473 : 796–805. arXiv : 1709.08660 . DOI : 10.1093 / MNRAS / stx2395 .
- ^ Рис, WKM; Lodato, G .; Pringle, JE; Армитаж, П.Дж.; Боннелл, ИА (2004). «Ускоренный рост планетезималей в самогравитирующих протопланетных дисках». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 355 (2): 543–552. arXiv : astro-ph / 0408390 . Bibcode : 2004MNRAS.355..543R . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2004.08339.x .
- ^ Рэттиг, Натали; Клар, Хуберт; Лира, Владимир (2015). «Захват частиц и неустойчивость потоков в вихрях в протопланетных дисках». Астрофизический журнал . 804 (1): 35. arXiv : 1501.05364 . Bibcode : 2015ApJ ... 804 ... 35R . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 804/1/35 . ЛВП : 10211,3 / 173113 .
- ^ Сюрвиль, Клеман; Майер, Лючио; Лин, Дуглас NC (2016). «Улавливание пыли и долгоживущие повышения плотности, вызванные вихрями в 2D-протопланетных дисках». Астрофизический журнал . 831 (1): 82. arXiv : 1601.05945 . Bibcode : 2016ApJ ... 831 ... 82S . DOI : 10,3847 / 0004-637X / 831/1/82 .
- ^ Сюрвиль, Клеман; Майер, Лучио (2018). «Пыльно-вихревая неустойчивость в режиме хорошо связанных зерен». arXiv : 1801.07509 [ astro-ph.EP ].
- ^ Suzuki, Takeru K .; Огихара, Масахиро; Морбиделли, Алессандро; Крида, Орелиен; Гийо, Тристан (2016). «Эволюция протопланетных дисков с магнитным дисковым ветром». Астрономия и астрофизика . 596 : A74. arXiv : 1609.00437 . Bibcode : 2016A & A ... 596A..74S . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201628955 .
- ^ Хаббард, Александр (2015). «Турбулентная термодиффузия: способ концентрировать пыль в протопланетных дисках». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 456 (3): 3079–3089. arXiv : 1512.02538 . Bibcode : 2016MNRAS.456.3079H . DOI : 10.1093 / MNRAS / stv2895 .
- ^ Бай, Сюэ-Нин; Стоун, Джеймс М. (2010). "Динамика твердых тел в средней плоскости протопланетных дисков: последствия для планетезимального образования". Астрофизический журнал . 722 (2): 1437–1459. arXiv : 1005.4982 . Bibcode : 2010ApJ ... 722.1437B . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 722/2/1437 .
- ^ Бай, Сюэ-Нин; Стоун, Джеймс М. (2010). «Влияние радиального градиента давления в протопланетных дисках на планетезимальные образования». Письма в астрофизический журнал . 722 (2): L220 – L223. arXiv : 1005.4981 . Bibcode : 2010ApJ ... 722L.220B . DOI : 10.1088 / 2041-8205 / 722/2 / L220 .
- ^ а б Krijt, S .; Ормель, CW; Dominik, C .; Тиленс, AGGM (2015). «Эрозия и пределы роста планетезималей». Астрономия и астрофизика . 574 : A83. arXiv : 1412,3593 . Bibcode : 2015A & A ... 574A..83K . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201425222 .
- ^ Рос, К .; Йохансен, А. (2013). «Конденсация льда как механизм образования планет». Астрономия и астрофизика . 552 : A137. arXiv : 1302.3755 . Bibcode : 2013A & A ... 552A.137R . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201220536 .
- ^ Хаббард, Александр (2017). «Вспышки FU Ориона, преимущественная переконденсация водяного льда и образование планет-гигантов». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 465 (2): 1910–1914. arXiv : 1611.01538 . Bibcode : 2017MNRAS.465.1910H . DOI : 10.1093 / MNRAS / stw2882 .
- ^ Мусиолик, Гжегож; Тайзер, Йенс; Янковский, Тим; Вурм, Герхард (2016). «Столкновения зерен льда CO2 при формировании планет». Астрофизический журнал . 818 (1): 16. arXiv : 1601.04854 . Bibcode : 2016ApJ ... 818 ... 16М . DOI : 10,3847 / 0004-637X / 818/1/16 .
- ^ Битч, Бертрам; Йохансен, Андерс; Lambrechts, Michiel; Морбиделли, Алессандро (2015). «Строение протопланетных дисков вокруг развивающихся молодых звезд». Астрономия и астрофизика . 575 : A28. arXiv : 1411,3255 . Bibcode : 2015A & A ... 575A..28B . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201424964 .
- ^ а б Ян, Чао-Чин; Йохансен, Андерс; Каррера, Даниэль (2017). «Концентрация мелких частиц в протопланетных дисках из-за потоковой нестабильности». Астрономия и астрофизика . 606 : A80. arXiv : 1611.07014 . Bibcode : 2017A&A ... 606A..80Y . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201630106 .
- ^ Ормель, CW; Куцци, Дж. Н.; Тиленс, AGGM (2008). «Соаккреция хондр и пыли в солнечной туманности». Астрофизический журнал . 679 (2): 1588–1610. arXiv : 0802.4048 . Bibcode : 2008ApJ ... 679.1588O . DOI : 10.1086 / 587836 .
- ^ а б Carrera, D .; Johansen, A .; Дэвис, МБ (2015). «Как сформировать планетезимали из хондр размером в миллиметр и агрегатов хондр». Астрономия и астрофизика . 579 : A43. arXiv : 1501.05314 . Bibcode : 2015A & A ... 579A..43C . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201425120 .
- ^ Демирчи, Тунахан; Тайзер, Йенс; Стейнпильц, Тобиас; Ландерс, Иоахим; Саламон, Сома; Венде, Хейко; Вурм, Герхард (2017). «Есть ли температурный предел в формировании планет на уровне 1000 К?». Астрофизический журнал . 846 : 48. arXiv : 1710.00606 . DOI : 10.3847 / 1538-4357 / aa816c .
- ^ Гольдрайх, Питер; Уорд, Уильям Р. (1973). «Формирование планетезималей». Астрофизический журнал . 183 : 1051–1062. Bibcode : 1973ApJ ... 183.1051G . DOI : 10.1086 / 152291 .
- ^ Сироно, Син-ити (2011). «Планетезимальное образование, вызванное спеканием» . Письма в астрофизический журнал . 733 (2): L41. Bibcode : 2011ApJ ... 733L..41S . DOI : 10.1088 / 2041-8205 / 733/2 / L41 .
- ^ Ida, S .; Гийо, Т. (2016). «Формирование богатых пылью планетезималей из сублимированной гальки внутри линии снега». Астрономия и астрофизика . 596 : L3. arXiv : 1610.09643 . Bibcode : 2016A & A ... 596L ... 3I . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201629680 .
- ^ Юдин, Эндрю Н .; Шу, Фрэнк Х. (2002). «Планетезимальное образование при гравитационной неустойчивости». Астрофизический журнал . 580 (1): 494–505. arXiv : astro-ph / 0207536 . Bibcode : 2002ApJ ... 580..494Y . DOI : 10.1086 / 343109 .
- ^ Шеннон, Эндрю; Ву, Янкин; Литвик, Йорам (2016). «Формирование холодного классического пояса Койпера в легком диске». Астрофизический журнал . 818 (2): 175. arXiv : 1510.01323 . Bibcode : 2016ApJ ... 818..175S . DOI : 10,3847 / 0004-637X / 818 / 2/175 .
- ^ Fraser, Wesley C .; и 21 другой (2017 г.). «Все планетезимали, рожденные около пояса Койпера, образовались как двойные». Природа Астрономия . 1 (4): 0088. arXiv : 1705.00683 . Bibcode : 2017NatAs ... 1E..88F . DOI : 10.1038 / s41550-017-0088 .
- ^ Гольдрайх, Питер; Литвик, Йорам; Сари, Реем (2002). «Формирование двойных систем пояса Койпера путем динамического трения и трехчастичных столкновений». Природа . 420 (6916): 643– + 646. arXiv : astro-ph / 0208490 . Bibcode : 2002Natur.420..643G . DOI : 10,1038 / природа01227 . PMID 12478286 .
- ^ Куцци, Дж. Н., Дж. Н.; Hogan, RC, RC "Первичная аккреция турбулентной концентрацией: скорость планетезимального образования и роль вихревых трубок" (PDF) . 43-я Конференция по изучению Луны и планет.
- ^ Куцци, Дж. Н.; Hartlep, T .; Эстрада, PR "Планетезимальные начальные массовые функции и скорость образования при турбулентной концентрации с использованием масштабно-зависимых каскадов" (PDF) . 47-я Конференция по изучению Луны и планет.
- ^ Окузуми, Сатоши; Танака, Хидеказу; Кобаяши, Хироши; Вада, Кодзи (2012). «Быстрая коагуляция агрегатов пористой пыли за пределами линии снега: путь к успешному ледяному планетезимальному образованию». Астрофизический журнал . 752 (2): 106. arXiv : 1204.5035 . Bibcode : 2012ApJ ... 752..106O . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 752/2/106 .
- ^ Катаока, Акимаса; Танака, Хидеказу; Окузуми, Сатоши; Вада, Кодзи (2013). «Пушистая пыль в результате статического сжатия образует ледяные планетезимали». Астрономия и астрофизика . 557 : L4. arXiv : 1307,7984 . Bibcode : 2013A & A ... 557L ... 4K . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201322151 .
- ^ Митикоши, Шуго; Кокубо, Эйитиро (2016). "Планетезимальное образование гравитационной неустойчивостью пористого пылевого диска". Письма в астрофизический журнал . 825 (2): L28. arXiv : 1606.06824 . Bibcode : 2016ApJ ... 825L..28M . DOI : 10.3847 / 2041-8205 / 825/2 / L28 .
- ^ Аракава, Сота; Накамото, Тайси (2016). «Скалистая планетезимальная формация через пушистые агрегаты нанозерен». Письма в астрофизический журнал . 832 (2): L19. arXiv : 1611.03859 . Bibcode : 2016ApJ ... 832L..19A . DOI : 10.3847 / 2041-8205 / 832/2 / L19 .
- ^ Доминик, Карстен; Пашун, Доминик; Борель, Герман (2016). «Структура пылевых агрегатов в иерархической коагуляции». arXiv : 1611.00167 [ astro-ph.EP ].
- ^ Сироно, Син-ити (2011). «Область спекания агрегатов ледяной пыли в протопланетной туманности» . Астрофизический журнал . 735 (2): 131. Bibcode : 2011ApJ ... 735..131S . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 735/2/131 .
- ^ Windmark, F .; Birnstiel, T .; Güttler, C .; Blum, J .; Даллемон, CP; Henning, Th. (2012). «Планетезимальное образование путем подметания: как подпрыгивающий барьер может быть полезен для роста». Астрономия и астрофизика . 540 : A73. arXiv : 1201,4282 . Bibcode : 2012A & A ... 540A..73W . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201118475 .
- ^ Drążkowska, J .; Windmark, F .; Даллемон, CP (2013). «Планетезимальное образование за счет заметного роста на внутреннем крае мертвых зон». Астрономия и астрофизика . 556 : A37. arXiv : 1306.3412 . Bibcode : 2013A&A ... 556A..37D . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201321566 .
- ^ Weidenschilling, SJ, SJ (2011). «Первоначальные размеры планетезималей и аккреция астероидов». Икар . 214 (2): 671–684. Bibcode : 2011Icar..214..671W . DOI : 10.1016 / j.icarus.2011.05.024 .
- ^ Weidenschilling, SJ, SJ "Были ли астероиды рождены большими? Альтернативный сценарий" (PDF) . 41-я Конференция по изучению Луны и планет, проходившая 1–5 марта 2010 г.
- ^ Чжэн, Сяочэнь; Лин, Дуглас NC; Кувенховен, МБН (2016). «Планетезимальное очищение и зависящее от размера удержание астероидов за счет векового резонансного колебания во время истощения солнечной туманности». Астрофизический журнал . 836 (2): 207. arXiv : 1610.09670 . Bibcode : 2017ApJ ... 836..207Z . DOI : 10.3847 / 1538-4357 / 836/2/207 .