✖


Jump to content

Большая гипотеза

Юпитер мог сформировать Солнечную систему на ее грандиозном пути

В планетарной астрономии большая гипотеза предполагает, что Юпитер сформировался на расстоянии 3,5 а.е. от Солнца , затем мигрировал внутрь на расстояние 1,5 а.е., а затем изменил курс из-за захвата Сатурна в орбитальный резонанс и в конечном итоге остановился около своей нынешней орбиты на расстоянии 5,2 а.е. . Обращение планетарной миграции Юпитера вспять можно сравнить с траекторией парусной лодки , меняющей направление ( лавинг ), когда она движется против ветра. [1]

Планезимальный формирования диск усекается на расстоянии 1,0 а.е. в результате миграции Юпитера, что ограничивает количество материала, доступного для Марса . [2] Юпитер дважды пересекает пояс астероидов , разбрасывая астероиды наружу, а затем внутрь. Образовавшийся пояс астероидов имеет небольшую массу, широкий диапазон наклонов и эксцентриситетов, а также население, происходящее как внутри, так и за пределами исходной орбиты Юпитера. [3] раннего поколения планет Обломки, образовавшиеся в результате столкновений планетезималей, пронесшихся перед Юпитером, возможно, привели к столкновению с Солнцем . [4]

Описание

[ редактировать ]

Согласно большой гипотезе, Юпитер после своего формирования претерпел двухфазную миграцию: мигрировал внутрь на расстояние 1,5 а.е. , а затем изменил курс и мигрировал наружу. Формирование Юпитера произошло недалеко от линии льда , примерно на расстоянии 3,5 а.е.

После преодоления разрыва в газовом диске Юпитер подвергся миграции типа II , медленно двигаясь к Солнцу вместе с газовым диском. Если бы эта миграция не была прервана, Юпитер остался бы на близкой орбите вокруг Солнца, подобно горячим Юпитерам в других планетных системах. [5] Сатурн также мигрировал к Солнцу, но, будучи меньшим по размерам, он мигрировал быстрее, претерпевая либо миграцию типа I , либо неуправляемую миграцию. [6] Сатурн сошелся с Юпитером и во время этой миграции попал в резонанс среднего движения с Юпитером 2:3. Затем вокруг Юпитера и Сатурна образовался перекрывающийся разрыв в газовом диске. [7] изменив баланс сил на этих планетах, которые начали мигрировать вместе. Сатурн частично очистил свою часть зазора, уменьшив крутящий момент, действующий на Юпитер со стороны внешнего диска.

Затем чистый крутящий момент планет стал положительным, при этом крутящие моменты, создаваемые внутренними резонансами Линдблада, превысили крутящие моменты внешнего диска, и планеты начали мигрировать наружу. [8] Внешняя миграция могла продолжаться, потому что взаимодействия между планетами позволяли газу течь через разрыв. [9] Во время прохождения газ обменивался угловым моментом с планетами, создавая положительный баланс крутящих моментов, позволяя планетам мигрировать наружу относительно диска; обмен также перенес массу с внешнего диска на внутренний диск. [10] Перенос газа во внутренний диск также замедлил уменьшение массы внутреннего диска по сравнению с внешним диском по мере его аккреции на Солнце, что в противном случае ослабило бы внутренний крутящий момент, положив конец миграции планет-гигантов наружу. [8] [11] В большой гипотезе предполагается, что этот процесс обратил вспять внутреннюю миграцию планет, когда Юпитер находился на расстоянии 1,5 а.е. [6] Миграция Юпитера и Сатурна наружу продолжалась до тех пор, пока они не достигли конфигурации с нулевым крутящим моментом внутри расширяющегося диска. [12] [11] или когда газовый диск рассеялся. [11] Предполагается, что весь процесс закончится, когда Юпитер достигнет своей приблизительной нынешней орбиты. [6]

Область действия гипотезы большого курса

[ редактировать ]

Гипотезу можно применить к множеству явлений в Солнечной системе.

Проблема Марса

[ редактировать ]

« Проблема Марса» - это конфликт между некоторыми моделями формирования планет земной группы , которые заканчиваются наличием планеты с массой 0,5–1,0 M E в ее регионе, что намного больше фактической массы Марса: 0,107 M E , если начать с распределенных планетезималей. по всей внутренней части Солнечной системы. Грандиозный курс Юпитера решает проблему Марса, ограничивая материал, доступный для формирования Марса. [13]

Внутренняя миграция Юпитера меняет это распределение материала. [14] планетезимали перемещаются внутрь, образуя узкую плотную полосу со смесью материалов внутри 1,0 а.е. , [15] и оставляет регион Марса практически пустым. [16] В узкой полосе быстро формируются планетарные зародыши. Большинство этих зародышей сталкиваются и сливаются, образуя более крупные планеты земной группы ( Венеру и Землю ) в течение периода от 60 до 130 миллионов лет. [17] Другие разбросаны за пределами полосы, где они лишены дополнительного материала, замедляя свой рост, и образуют менее массовые планеты земной группы Марс и Меркурий . [18]

Пояс астероидов

[ редактировать ]

Юпитер и Сатурн сбивают большинство астероидов с их первоначальных орбит во время их миграций, оставляя после себя возбужденные остатки, полученные как внутри, так и за пределами первоначального местоположения Юпитера. До миграции Юпитера в окружающих регионах были астероиды, состав которых менялся в зависимости от расстояния до Солнца. [19] Скалистые астероиды доминировали во внутренней области, в то время как более примитивные и ледяные астероиды доминировали во внешней области за линией льда. [20] Когда Юпитер и Сатурн мигрируют внутрь, ~ 15% внутренних астероидов рассеиваются наружу на орбиты за пределами Сатурна. [2] После изменения курса Юпитер и Сатурн впервые сталкиваются с этими объектами, рассеивая около 0,5% первоначального населения обратно внутрь на стабильные орбиты. [6] Позже, когда Юпитер и Сатурн мигрируют во внешний регион, около 0,5% примитивных астероидов разбрасываются по орбитам внешнего пояса астероидов. [6] Столкновения с Юпитером и Сатурном привели к тому, что многие из захваченных астероидов получили большие эксцентриситеты и наклоны . [16] Они могут быть уменьшены во время нестабильности планет-гигантов, описанной в модели Ниццы, так что распределение эксцентриситета будет напоминать распределение эксцентриситета нынешнего пояса астероидов. [21] Некоторые из ледяных астероидов также остаются на орбитах, пересекающих область, где позже сформировались планеты земной группы, что позволяет доставлять воду к аккрецирующимся планетам, как при столкновении ледяных астероидов с ними. [22] [23]

Отсутствие суперземли

[ редактировать ]

Отсутствие суперземель на близких орбитах в Солнечной системе также может быть результатом внутренней миграции Юпитера. [24] По мере того как Юпитер мигрирует внутрь, планетезимали захватываются резонансами его среднего движения, в результате чего их орбиты сужаются, а эксцентриситет увеличивается. За этим последовал каскад столкновений , когда относительные скорости планетезималей стали достаточно большими, чтобы вызвать катастрофические удары. Образовавшиеся обломки затем по спирали направляются внутрь к Солнцу из-за сопротивления газового диска. Если бы в ранней Солнечной системе существовали суперземли, они бы поймали большую часть этих обломков в резонансах и могли бы быть выброшены на Солнце по мере того, как обломки вращались по спирали внутрь. Нынешние планеты земной группы затем сформировались бы из планетезималей, оставшихся после того, как Юпитер изменил курс. [25] Однако миграции суперземель, находящихся на близкой орбите, к Солнцу можно было бы избежать, если бы обломки объединялись в более крупные объекты, уменьшая сопротивление газа; и если бы у протопланетного диска была внутренняя полость, их миграцию внутрь можно было бы остановить у ее края. [26] Если бы во внутренней Солнечной системе еще не сформировались планеты, разрушение более крупных тел во время каскада столкновений могло бы оставить оставшиеся обломки достаточно маленькими, чтобы их вытолкнул наружу солнечный ветер, который был бы намного сильнее во время ранней Солнечной системы. , оставляя мало что для формирования планет внутри орбиты Меркурия. [27]

Более поздние события

[ редактировать ]

Моделирование формирования планет земной группы с использованием моделей протопланетного диска, включающих вязкий нагрев и миграцию планетарных зародышей, показывает, что миграция Юпитера могла повернуть вспять на расстоянии 2,0 а.е. В симуляциях эксцентриситеты эмбрионов возбуждаются возмущениями Юпитера. Поскольку эти эксцентриситеты демпфируются более плотным газовым диском последних моделей, большие полуоси эмбрионов сжимаются, смещая пиковую плотность твердых тел внутрь. Для моделирования с разворотом миграции Юпитера на расстоянии 1,5 а.е. это привело к тому, что самая большая планета земной группы образовалась вблизи орбиты Венеры, а не на орбите Земли. Моделирование, которое вместо этого обратило вспять миграцию Юпитера на расстоянии 2,0 а.е., дало более близкое соответствие нынешней Солнечной системе. [9]

Когда фрагментация из-за столкновений «удар и бег» включена в моделирование с ранней нестабильностью, орбиты планет земной группы воспроизводятся лучше. Увеличение количества малых тел, образующихся в результате этих столкновений, уменьшает эксцентриситет и наклон орбит растущих планет за счет дополнительных столкновений и динамического трения. Это также приводит к тому, что большая часть массы планет земной группы концентрируется на Венере и Земле и увеличивает время их формирования по сравнению со временем формирования Марса. [28]

Миграция планет-гигантов через пояс астероидов приводит к резкому увеличению скоростей ударов, что может привести к образованию CB-хондритов. CB-хондриты представляют собой богатые металлами углеродистые хондриты, содержащие железо-никелевые конкреции, образовавшиеся в результате кристаллизации ударных расплавов через 4,8 ± 0,3 млн лет после первых твердых частиц. Испарение этих металлов требует ударов со скоростью более 18 км/с, что значительно превышает максимум в 12,2 км/с в стандартных моделях аккреции. Миграция Юпитера через пояс астероидов увеличивает эксцентриситет и наклон астероидов, что приводит к периоду 0,5 млн лет со скоростями удара, достаточными для испарения металлов. Если бы образование хондритов CB было связано с миграцией Юпитера, это произошло бы через 4,5-5 миллионов лет после образования Солнечной системы. [29]

Наличие плотной атмосферы вокруг Титана и ее отсутствие вокруг Ганимеда и Каллисто могут быть связаны со временем их формирования относительно большого галса. Если бы Ганимед и Каллисто образовались до большого поворота, их атмосферы были бы потеряны по мере приближения Юпитера к Солнцу. Однако для того, чтобы Титан смог избежать миграции типа I на Сатурн и чтобы атмосфера Титана сохранилась, он должен был сформироваться после большого поворота курса. [30] [31]

Встречи с другими эмбрионами могут дестабилизировать диск, вращающийся вокруг Марса, уменьшив массу спутников, образующихся вокруг Марса. После того, как Марс вылетел из кольца в результате столкновений с другими планетами, он продолжает встречаться с другими объектами до тех пор, пока планеты не очистят материал внутренней части Солнечной системы. Хотя эти столкновения позволяют орбите Марса отделиться от других планет и оставаться на стабильной орбите, они также могут возмутить диск материала, из которого формируются спутники Марса. Эти возмущения заставляют материал покидать орбиту Марса или воздействовать на его поверхность, уменьшая массу диска, что приводит к образованию спутников меньшего размера. [32]

Потенциальные проблемы

[ редактировать ]

Большая часть аккреции Марса, должно быть, произошла за пределами узкого кольца материала, образованного большой галсой, если Марс имеет другой состав, чем Земля и Венера. Планеты, растущие в кольце, созданном большой галсой, заканчиваются сходным составом. Если бы большой поворот произошел раньше, когда эмбрион, ставший Марсом, был относительно небольшим, мог бы образоваться Марс с другим составом, если бы он вместо этого был рассеян наружу, а затем внутрь, как астероиды. Вероятность этого составляет примерно 2%. [33] [34]

Более поздние исследования показали, что сходящаяся орбитальная миграция Юпитера и Сатурна в угасающей солнечной туманности вряд ли приведет к возникновению резонанса среднего движения 3:2. Вместо того, чтобы поддерживать более быструю неуправляемую миграцию, условия туманности приводят к более медленной миграции Сатурна и его захвату в резонанс среднего движения 2:1. [11] [35] [36] Захват Юпитера и Сатурна в резонансе среднего движения 2:1 обычно не меняет направление миграции, но были идентифицированы определенные конфигурации туманностей, которые могут стимулировать миграцию наружу. [37] Юпитера и Сатурна Однако эти конфигурации имеют тенденцию повышать эксцентриситет орбит до значений, в два-три раза превышающих их фактические значения. [37] [38] Кроме того, если температура и вязкость газа позволят Сатурну создать более глубокий зазор, результирующий чистый крутящий момент может снова стать отрицательным, что приведет к миграции системы внутрь. [11]

Сценарий «большого курса» игнорирует продолжающуюся аккрецию газа как на Юпитере, так и на Сатурне. [39] Фактически, чтобы стимулировать внешнюю миграцию и приблизить планеты к их нынешним орбитам, солнечная туманность должна была содержать достаточно большой резервуар газа вокруг орбит двух планет. Однако этот газ станет источником аккреции, что повлияет на рост Юпитера и Сатурна и соотношение их масс. [11] Тип плотности туманностей, необходимый для захвата в резонанс среднего движения 3:2, особенно опасен для выживания двух планет, поскольку может привести к значительному росту массы и последующему рассеянию планет между планетами. Но условия, приводящие к возникновению резонансных систем со средним движением 2:1, также могут подвергнуть планеты опасности. [40] Аккреция газа на обеих планетах также имеет тенденцию уменьшать приток газа к внутреннему диску, снижая скорость аккреции к Солнцу. Этот процесс несколько истощает внутреннюю часть диска орбиты Юпитера, ослабляя крутящие моменты на Юпитере, возникающие из-за внутренних резонансов Линдблада, и потенциально прекращая миграцию планет наружу. [11]

Альтернативы

[ редактировать ]

Было предложено множество гипотез, объясняющих небольшую массу Марса. Маленький Марс, возможно, был событием с низкой вероятностью, поскольку он происходит в небольшой, но ненулевой части симуляций, которые начинаются с планетезималей, распределенных по всей внутренней части Солнечной системы. [41] [42] [43] Маленький Марс мог быть результатом того, что его регион был в значительной степени пустым из-за того, что твердый материал дрейфовал дальше внутрь до того, как сформировались планетезимали. [44] [45] Большая часть массы также могла бы быть удалена из региона Марса до его формирования, если бы нестабильность планеты-гиганта, описанная в модели Ниццы, произошла раньше. [46] [47] Если большая часть роста планетезималей и эмбрионов в планеты земной группы происходила за счет нарастания гальки , маленький Марс мог быть результатом того, что этот процесс был менее эффективным с увеличением расстояния от Солнца. [48] [49] Конвергентная миграция планетарных зародышей в газовом диске на расстояние 1 а.е. привела бы к образованию планет земной группы только вблизи этого расстояния, оставив Марс в виде застрявшего эмбриона. [50] Широкие вековые резонансы во время очистки газового диска также могли вызывать наклоны и эксцентриситеты, увеличивая относительные скорости, так что столкновения приводили к фрагментации, а не к аккреции. [51] Ряд этих гипотез также мог бы объяснить низкую массу пояса астероидов.

Был также предложен ряд гипотез, объясняющих эксцентриситет и наклон орбит астероидов, а также низкую массу пояса астероидов. Если бы область пояса астероидов изначально была пустой из-за образовавшегося там небольшого количества планетезималей, она могла быть заселена ледяными планетезималями, разбросанными внутрь во время газовой аккреции Юпитера и Сатурна. [52] и каменными астероидами, которые были рассеяны образующимися планетами земной группы. [53] [54] Рассеянные внутрь ледяные планетезимали также могли доставлять воду в земной регион. [55] Эксцентриситет и наклон орбит изначально маломассивного пояса астероидов мог бы возбуждаться вековыми резонансами, если бы резонансные орбиты Юпитера и Сатурна стали хаотичными до нестабильности модели Ниццы. [56] [57] Эксцентриситеты и наклоны астероида также могли возбуждаться во время нестабильности планеты-гиганта, достигая наблюдаемых уровней, если бы она продолжалась несколько сотен тысяч лет. [58] Гравитационное взаимодействие между астероидами и зародышами в изначально массивном поясе астероидов усилило бы эти эффекты, изменив большие полуоси астероидов, выведя многие астероиды на нестабильные орбиты, откуда они были удалены из-за взаимодействия с планетами, что привело бы к потере более чем 99% его массы. [59] Вековое резонансное движение во время рассеяния газового диска могло возбудить орбиты астероидов и удалить многие из них, когда они двигались по спирали к Солнцу из-за сопротивления газа после возбуждения их эксцентриситета. [60]

Было также предложено несколько гипотез об отсутствии суперземли на близкой орбите и небольшой массе Меркурия . Если бы ядро ​​Юпитера образовалось недалеко от Солнца, его миграция наружу через внутреннюю Солнечную систему могла бы вытолкнуть вещество наружу в своих резонансах, оставив область внутри орбиты Венеры истощенной. [61] [26] В протопланетном диске, который развивался под действием дискового ветра, планетарные зародыши могли мигрировать наружу, прежде чем слиться с образованием планет, в результате чего Солнечная система осталась бы без планет на орбите Меркурия. [62] [63] Конвергентная миграция планетарных зародышей в газовом диске к 1 а.е. также привела бы к образованию крупных планет земной группы вблизи этого расстояния, оставив Меркурий в виде застрявшего эмбриона. [50] Раннее поколение внутренних планет могло быть потеряно из-за катастрофических столкновений во время нестабильности, в результате чего обломки были настолько мелкими, что были потеряны из-за сопротивления Пойнтинга-Робертсона. [64] [65] Если бы образование планетезималей произошло только раньше, внутренний край планетезимального диска мог бы располагаться в это время на линии конденсации силиката. [66] Формирование планетезималей ближе к орбите Меркурия, возможно, потребовало, чтобы магнитное поле звезды было совмещено с вращением диска, что позволило истощить газ так, чтобы соотношение твердого тела и газа достигло значений, достаточных для нестабильности потоков . возникновения [67] [68] Для формирования суперземли может потребоваться более высокий поток дрейфующих внутрь гальки, чем это было в ранней Солнечной системе. [69] Планетезимали, вращающиеся в протопланетном диске на расстоянии ближе 0,6 а.е., возможно, разрушились из-за встречного ветра. [70] Ранняя Солнечная система, которая была в значительной степени обеднена материалом, могла привести к образованию небольших планет, которые были потеряны или разрушены в результате ранней нестабильности, оставив только Меркурий или образовав только Меркурий. [71] [72]

См. также

[ редактировать ]

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ Зубрицкий, Елизавета. «Юношеские путешествия Юпитера изменили определение Солнечной системы» . НАСА . Архивировано из оригинала 1 марта 2017 года . Проверено 4 ноября 2015 г.
  2. ^ Jump up to: а б Битти, Келли (16 октября 2010 г.). «Наша «Новая, улучшенная» Солнечная система» . Небо и телескоп . Проверено 4 ноября 2015 г.
  3. ^ Сандерс, Рэй (23 августа 2011 г.). «Как Юпитер сформировал нашу Солнечную систему?» . Вселенная сегодня . Проверено 4 ноября 2015 г.
  4. ^ Чой, Чарльз К. (23 марта 2015 г.). «Сокрушительная миграция Юпитера может объяснить нашу странную Солнечную систему» ​​. Space.com . Проверено 4 ноября 2015 г.
  5. ^ Фезенмайер, Кимм (23 марта 2015 г.). «Новые исследования показывают, что Солнечная система когда-то могла содержать суперземли» . Калтех . Проверено 5 ноября 2015 г.
  6. ^ Jump up to: а б с д и Уолш, Кевин Дж.; Морбиделли, Алессандро; Раймонд, Шон Н.; О'Брайен, Дэвид П.; Манделл, Ави М. (2011). «Низкая масса Марса из-за ранней газовой миграции Юпитера». Природа . 475 (7355): 206–209. arXiv : 1201.5177 . Бибкод : 2011Natur.475..206W . дои : 10.1038/nature10201 . ПМИД   21642961 . S2CID   4431823 .
  7. ^ «Новые исследования показывают, что в Солнечной системе когда-то могли быть суперземли» . Астробиология . Проверено 5 ноября 2015 г.
  8. ^ Jump up to: а б Морбиделли, Алессандро; Крида, Орельен (2007). «Динамика Юпитера и Сатурна в газовом протопланетном диске». Икар . 191 (1): 158–171. arXiv : 0704.1210 . Бибкод : 2007Icar..191..158M . дои : 10.1016/j.icarus.2007.04.001 . S2CID   17672873 .
  9. ^ Jump up to: а б Брассер, Р.; Мацумура, С.; Ида, С.; Мойжис, С.Дж.; Вернер, Южная Каролина (2016). «Анализ формирования планет земной группы по модели Grand Tack: архитектура системы и расположение галса» . Астрофизический журнал . 821 (2): 75. arXiv : 1603.01009 . Бибкод : 2016ApJ...821...75B . дои : 10.3847/0004-637X/821/2/75 . S2CID   119207767 .
  10. ^ Массет, Ф.; Снеллгроув, М. (2001). «Обратная миграция типа II: резонансный захват более легкой гигантской протопланеты» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 320 (4): L55–L59. arXiv : astro-ph/0003421 . Бибкод : 2001MNRAS.320L..55M . дои : 10.1046/j.1365-8711.2001.04159.x . S2CID   119442503 .
  11. ^ Jump up to: а б с д и ж г Д'Анджело, Дж.; Марзари, Ф. (2012). «Внешняя миграция Юпитера и Сатурна в эволюционировавших газовых дисках». Астрофизический журнал . 757 (1): 50 (23 стр.). arXiv : 1207.2737 . Бибкод : 2012ApJ...757...50D . дои : 10.1088/0004-637X/757/1/50 . S2CID   118587166 .
  12. ^ Пиренс, А.; Раймонд, С.Н. (2011). «Двухфазная миграция Юпитера и Сатурна внутрь и наружу в газовой солнечной туманности». Астрономия и астрофизика . 533 : А131. arXiv : 1107.5656 . Бибкод : 2011A&A...533A.131P . дои : 10.1051/0004-6361/201117451 . S2CID   67818537 .
  13. ^ Раймонд, Шон Н.; О'Брайен, Дэвид П.; Морбиделли, Алессандро; Каиб, Натан А. (2009). «Строительство планет земной группы: ограниченная аккреция во внутренней части Солнечной системы». Икар . 203 (2): 644–662. arXiv : 0905.3750 . Бибкод : 2009Icar..203..644R . дои : 10.1016/j.icarus.2009.05.016 . S2CID   15578957 .
  14. ^ Лихтенберг, Тим (2 ноября 2015 г.). «Разрыв астероидов на части, чтобы объяснить странность Земли» . Астробиты . Проверено 6 ноября 2015 г.
  15. ^ Картер, Филип Дж.; Лейнхардт, Зои М.; Эллиотт, Тим; Уолтер, Майкл Дж.; Стюарт, Сара Т. (2015). «Эволюция состава во время аккреции скалистых протопланет». Астрофизический журнал . 813 (1): 72. arXiv : 1509.07504 . Бибкод : 2015ApJ...813...72C . дои : 10.1088/0004-637X/813/1/72 . S2CID   53354566 .
  16. ^ Jump up to: а б Уолш, Кевин. «Большой Такс» . Юго-Западный научно-исследовательский институт . Проверено 6 ноября 2015 г.
  17. ^ Джейкобсон, ЮАР; Морбиделли, А., А. (2014). «Формирование Луны и планет земной группы в сценарии Grand Tack» . Фил. Пер. Р. Сок. А. ​ 372 (2024): 174. arXiv : 1406.2697 . Бибкод : 2014RSPTA.37230174J . дои : 10.1098/rsta.2013.0174 . ПМЦ   4128261 . ПМИД   25114304 .
  18. ^ Хансен, Брэд М.С. (2009). «Формирование планет земной группы из узкого кольца». Астрофизический журнал . 703 (1): 1131–1140. arXiv : 0908.0743 . Бибкод : 2009ApJ...703.1131H . дои : 10.1088/0004-637X/703/1/1131 . S2CID   14226690 .
  19. ^ Дэвидссон, доктор Бьорн-младший (9 марта 2014 г.). «Тайны пояса астероидов» . История Солнечной системы . Проверено 7 ноября 2015 г.
  20. ^ Раймонд, Шон (2 августа 2013 г.). «Большой Такс» . ПланетаПланета . Проверено 7 ноября 2015 г.
  21. ^ Дейенно, Рожерио; Гомес, Родни С.; Уолш, Кевин Дж.; Морбиделли, Алессандро; Несворный, Давид (2016). «Совместима ли модель Grand Tack с орбитальным распределением астероидов главного пояса?». Икар . 272 : 114–124. arXiv : 1701.02775 . Бибкод : 2016Icar..272..114D . дои : 10.1016/j.icarus.2016.02.043 . S2CID   119054790 .
  22. ^ О'Брайен, Дэвид П.; Уолш, Кевин Дж.; Морбиделли, Алессандро; Раймонд, Шон Н.; Манделл, Ави М. (2014). «Доставка воды и гигантские воздействия в сценарии «Grand Tack»». Икар . 239 : 74–84. arXiv : 1407.3290 . Бибкод : 2014Icar..239...74O . дои : 10.1016/j.icarus.2014.05.009 . S2CID   51737711 .
  23. ^ Мацумура, Соко; Брассер, Рамон; Ида, Сигэру (2016). «Влияние динамической эволюции планет-гигантов на доставку атмосферофильных элементов при формировании планет земной группы» . Астрофизический журнал . 818 (1): 15. arXiv : 1512.08182 . Бибкод : 2016ApJ...818...15M . дои : 10.3847/0004-637X/818/1/15 . S2CID   119205579 .
  24. ^ Батыгин Константин; Лафлин, Грег (2015). «Решающая роль Юпитера в ранней эволюции внутренней Солнечной системы» . Труды Национальной академии наук . 112 (14): 4214–4217. arXiv : 1503.06945 . Бибкод : 2015PNAS..112.4214B . дои : 10.1073/pnas.1423252112 . ПМЦ   4394287 . ПМИД   25831540 .
  25. ^ Пресс-релиз Калифорнийского университета в Санта-Крус. «Блуждающий Юпитер смёл суперземли, создав нашу необычную Солнечную систему» . Астрономия сейчас . Полярная Звезда Публикации Лтд . Проверено 3 ноября 2015 г.
  26. ^ Jump up to: а б Раймонд, Шон Н.; Изидоро, Андре; Битч, Бертрам; Якобсен, Сет А. (2016). «Разве ядро ​​Юпитера сформировалось в самых внутренних частях протопланетного диска Солнца?» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 458 (3): 2962–2972. arXiv : 1602.06573 . Бибкод : 2016MNRAS.458.2962R . дои : 10.1093/mnras/stw431 .
  27. ^ Сполдинг, Кристофер (2018). «Первичный солнечный ветер как скульптор формирования планет земной группы» . Письма астрофизического журнала . 869 (1): Л17. arXiv : 1811.11697 . Бибкод : 2018ApJ...869L..17S . дои : 10.3847/2041-8213/aaf478 . S2CID   119382211 .
  28. ^ Клемент, Мэтью С.; Каиб, Натан А.; Раймонд, Шон Н.; Чемберс, Джон Э.; Уолш, Кевин Дж. (2019). «Сценарий ранней нестабильности: формирование планет земной группы во время нестабильности планет-гигантов и эффект столкновительной фрагментации». Икар . 321 : 778–790. arXiv : 1812.07590 . Бибкод : 2019Icar..321..778C . дои : 10.1016/j.icarus.2018.12.033 . S2CID   119063847 .
  29. ^ Джонсон, Британская Колумбия; Уолш, К.Дж.; Минтон, Д.А.; Крот, АН; Левисон, ХФ (2016). «Время формирования и миграции планет-гигантов, ограниченное хондритами CB» . Достижения науки . 2 (12): e1601658. Бибкод : 2016SciA....2E1658J . дои : 10.1126/sciadv.1601658 . ПМК   5148210 . ПМИД   27957541 .
  30. ^ Хеллер, Р.; Марло, Ж.-Д; Пудриц, Р.Э. (2015). «Формирование галилеевых спутников и Титана в сценарии Grand Tack». Астрономия и астрофизика . 579 : Л4. arXiv : 1506.01024 . Бибкод : 2015A&A...579L...4H . дои : 10.1051/0004-6361/201526348 . S2CID   119211657 .
  31. ^ Уилсон, Дэвид (9 июня 2015 г.). «Держитесь за свои луны! Лед, атмосфера и главный курс» . астробиты . Проверено 20 ноября 2016 г. .
  32. ^ Хансен, Брэдли М.С. (2018). «Динамический контекст происхождения Фобоса и Деймоса» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 475 (2): 2452–2466. arXiv : 1801.07775 . Бибкод : 2018MNRAS.475.2452H . дои : 10.1093/mnras/stx3361 .
  33. ^ Брассер, Р.; Мойжис, С.Дж.; Мацумура, С.; Ида, С. (2017). «Прохладное и далекое образование Марса». Письма о Земле и планетологии . 468 : 85–93. arXiv : 1704.00184 . Бибкод : 2017E&PSL.468...85B . дои : 10.1016/j.epsl.2017.04.005 . S2CID   15171917 .
  34. ^ Самнер, Томас (5 мая 2017 г.). «Марс, возможно, не родился рядом с другими каменистыми планетами» . Новости науки . Проверено 23 июня 2017 г.
  35. ^ Чаметла, Рауль О. (2020). «Захват и миграция Юпитера и Сатурна в резонансе среднего движения в газовом протопланетном диске» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 492 (4): 6007–6018. arXiv : 2001.09235 . дои : 10.1093/mnras/staa260 .
  36. ^ Гриво, П.; Крида А.; Лега Э. (2023). «Миграция пар планет-гигантов в дисках малой вязкости». Астрономия и астрофизика . 672 : А190. arXiv : 2303.04652 . Бибкод : 2023A&A...672A.190G . дои : 10.1051/0004-6361/202245208 .
  37. ^ Jump up to: а б Пиренс, Арно; Раймонд, Шон Н.; Несворни, Дэвид; Морбиделли, Алессандро (2014). «Внешняя миграция Юпитера и Сатурна в резонансе 3:2 или 2:1 в радиационных дисках: последствия для моделей Гранд Тэк и Ниццы». Письма астрофизического журнала . 795 (1): Л11. arXiv : 1410.0543 . Бибкод : 2014ApJ...795L..11P . дои : 10.1088/2041-8205/795/1/L11 . S2CID   118417097 .
  38. ^ Марзари, Ф.; Д'Анджело, Дж.; Пиконья, Г. (2019). «Околозвездное распределение пыли в системах с двумя резонансными планетами» . Астрономический журнал . 157 (2): там же. 45 (12 стр.). arXiv : 1812.07698 . Бибкод : 2019AJ....157...45M . дои : 10.3847/1538-3881/aaf3b6 . S2CID   119454927 .
  39. ^ Д'Анджело, Дж.; Марзари, Ф. (2015). «Устойчивая аккреция газовых гигантов, окруженных околопланетными дисками с низкой турбулентностью». Американское астрономическое общество, собрание DPS № 47 . ид.418.06: 418.06. Бибкод : 2015ДПС....4741806Д .
  40. ^ Марзари, Ф.; Д'Анджело, Г. (2013). «Массовый рост и эволюция планет-гигантов на резонансных орбитах». Американское астрономическое общество, собрание DPS № 45 . ид.113.04: 113.04. Бибкод : 2013ДПС....4511304М .
  41. ^ Чемберс, Дж. Э. (2013). «Поздняя стадия планетарной аккреции, включая столкновения и фрагментацию». Икар . 224 (1): 43–56. Бибкод : 2013Icar..224...43C . дои : 10.1016/j.icarus.2013.02.015 .
  42. ^ Фишер, РА; Чесла, Ф.Дж. (2014). «Динамика планет земной группы на основе большого количества симуляций N-тел». Письма о Земле и планетологии . 392 : 28–38. Бибкод : 2014E&PSL.392...28F . дои : 10.1016/j.epsl.2014.02.011 .
  43. ^ Барклай, Томас; Кинтана, Элиза В. (2015). «Формирование марсоподобных планет на месте - результаты сотен симуляций N тел, включающих столкновительное фрагментирование». Американское астрономическое общество, собрание DPS № 47 . #507.06: 507.06. Бибкод : 2015ДПС....4750706Б .
  44. ^ Изидоро, Андре; Раймонд, Шон Н.; Морбиделли, Алессандро; Зима, Отон К. (2015). «Ограниченное Марсом образование планет земной группы и строение пояса астероидов» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 453 (4): 3619–3634. arXiv : 1508.01365 . Бибкод : 2015MNRAS.453.3619I . дои : 10.1093/mnras/stv1835 . hdl : 11449/177633 .
  45. ^ Дронжковска, Ю.; Альберт, Ю.; Мур, Б. (2016). «Близкое образование планетезималей из скопления дрейфующих камешков». Астрономия и астрофизика . 594 : А105. arXiv : 1607.05734 . Бибкод : 2016A&A...594A.105D . дои : 10.1051/0004-6361/201628983 . S2CID   55846864 .
  46. ^ Клемент, Мэтью С.; Каиб, Натан А.; Раймонд, Шон Н.; Уолш, Кевин Дж. (2018). «Рост Марса остановился из-за нестабильности ранней гигантской планеты». Икар . 311 : 340–356. arXiv : 1804.04233 . Бибкод : 2018Icar..311..340C . дои : 10.1016/j.icarus.2018.04.008 . S2CID   53070809 .
  47. ^ Раймонд, Шон (29 мая 2018 г.). «Рост Марса замедлился!» . планетапланета . Проверено 31 января 2019 г.
  48. ^ «Ученые предсказывают, что каменистые планеты образовались из «камешков» » . Юго-Западный научно-исследовательский институт. 26 октября 2015 г. Проверено 22 ноября 2015 г.
  49. ^ Левисон, Гарольд Ф.; Кретке, Кэтрин А.; Уолш, Кевин; Боттке, Уильям (2015). «Выращивание планет земной группы за счет постепенного накопления объектов размером менее метра» . ПНАС . 112 (46): 14180–14185. arXiv : 1510.02095 . Бибкод : 2015PNAS..11214180L . дои : 10.1073/pnas.1513364112 . ПМЦ   4655528 . ПМИД   26512109 .
  50. ^ Jump up to: а б М. Брож, М.; Хренко О.; Несворный, Д.; Дауфас, Н. (2021). «Раннее формирование планет земной группы в результате конвергентной миграции планетарных эмбрионов, вызванной крутящим моментом». Природная астрономия . 5 (9): 898–902. arXiv : 2109.11385 . Бибкод : 2021НатАс...5..898Б . дои : 10.1038/s41550-021-01383-3 . S2CID   236317507 .
  51. ^ Бромли, Бенджамин К.; Кеньон, Скотт Дж. (2017). «Формирование планет земной группы: динамическая встряска и малая масса Марса» . Астрономический журнал . 153 (5): 216. arXiv : 1703.10618 . Бибкод : 2017AJ....153..216B . дои : 10.3847/1538-3881/aa6aaa . S2CID   119446914 .
  52. ^ Раймонд, Шон Н.; Изидоро, Андре (2017). «Происхождение воды во внутренней части Солнечной системы: планетезимали, разбросанные внутрь во время быстрой газовой аккреции Юпитера и Сатурна». Икар . 297 : 134–148. arXiv : 1707.01234 . Бибкод : 2017Icar..297..134R . дои : 10.1016/j.icarus.2017.06.030 . S2CID   119031134 .
  53. ^ Раймонд, Шон Н.; Изидоро, Андре (2017). «Пустой первозданный пояс астероидов» . Достижения науки . 3 (9): e1701138. arXiv : 1709.04242 . Бибкод : 2017SciA....3E1138R . дои : 10.1126/sciadv.1701138 . ПМЦ   5597311 . ПМИД   28924609 .
  54. ^ Раймонд, Шон (13 сентября 2017 г.). «Пояс астероидов: лагерь космических беженцев?» . планетапланета . Проверено 14 сентября 2017 г.
  55. ^ Раймонд, Шон (5 июля 2017 г.). «Откуда взялась вода на Земле (и в поясе астероидов)?» . планетапланета . Проверено 7 июля 2017 г.
  56. ^ Изидоро, Андре; Раймонд, Шон Н.; Пиренс, Арно; Морбиделли, Алессандро; Зима, Отон К.; Несворный, Дэвид (2016). «Пояс астероидов как реликт хаотичной ранней Солнечной системы» . Письма астрофизического журнала . 833 (1): 40. arXiv : 1609.04970 . Бибкод : 2016ApJ...833...40I . дои : 10.3847/1538-4357/833/1/40 . S2CID   118486946 .
  57. ^ Лихтенберг, Тим (ноябрь 2016 г.). «Скромный хаос в ранней Солнечной системе» . астробиты . Проверено 21 ноября 2016 г.
  58. ^ Дейенно, Рожерио; Изидоро, Андре; Морбиделли, Алессандро; Гомес, Родни С.; Несворни, Дэвид; Раймонд, Шон Н. (2018). «Возбуждение первичного холодного пояса астероидов как следствие планетарной нестабильности» . Астрофизический журнал . 864 (1): 50. arXiv : 1808.00609 . Бибкод : 2018ApJ...864...50D . дои : 10.3847/1538-4357/aad55d . S2CID   118947612 .
  59. ^ Клемент, Мэтью С.; Раймонд, Шон Н.; Каиб, Натан А. (2019). «Возбуждение и истощение пояса астероидов в сценарии ранней нестабильности» . Астрономический журнал . 157 (1): 38. arXiv : 1811.07916 . Бибкод : 2019AJ....157...38C . дои : 10.3847/1538-3881/aaf21e . S2CID   119495020 .
  60. ^ Чжэн, Сяочэнь; Лин, Дуглас, Северная Каролина; Кувенховен, МБН (2017). «Очищение планетезималей и удержание астероидов в зависимости от размера за счет векового резонанса во время истощения Солнечной туманности» . Астрофизический журнал . 836 (2): 207. arXiv : 1610.09670 . Бибкод : 2017ApJ...836..207Z . дои : 10.3847/1538-4357/836/2/207 . S2CID   119260501 .
  61. ^ Раймонд, Шон (21 февраля 2016 г.). «Сформировалась ли Солнечная система изнутри наружу?» . ПланетаПланета . Проверено 23 февраля 2016 г.
  62. ^ Огихара, Масахиро; Кобаяши, Хироши; Инуцука, Шуитиро; Сузуки, Такеру К. (2015). «Формирование планет земной группы в дисках, развивающихся под действием дисковых ветров, и последствия для происхождения планет земной группы Солнечной системы». Астрономия и астрофизика . 579 : А65. arXiv : 1505.01086 . Бибкод : 2015A&A...579A..65O . дои : 10.1051/0004-6361/201525636 . S2CID   119110384 .
  63. ^ Огихара, Масахиро; Кокубо, Эйитиро; Сузуки, Такеру К.; Морбиделли, Алессандро (2018). «Формирование планет земной группы в Солнечной системе на расстоянии около 1 а.е. за счет радиальной концентрации планетезималей». Астрономия и астрофизика . 612 : Л5. arXiv : 1804.02361 . Бибкод : 2018A&A...612L...5O . дои : 10.1051/0004-6361/201832654 . S2CID   54494720 .
  64. ^ Редд, Нола Тейлор. «Меркурий — единственный выживший среди планет, вращающихся по близкой орбите» . Журнал «Астробиология» . Проверено 14 января 2017 г.
  65. ^ Волк, Кэтрин; Глэдман, Бретт (2015). «Объединение и сокрушение экзопланет: это произошло здесь?». Письма астрофизического журнала . 806 (2): Л26. arXiv : 1502.06558 . Бибкод : 2015ApJ...806L..26V . дои : 10.1088/2041-8205/806/2/L26 . S2CID   118052299 .
  66. ^ Морбиделли, А.; Битч, Б.; Крида, А.; Гунель, М.; Гийо, Т.; Якобсен, С.; Йохансен, А.; Ламбрехтс, М.; Лега, Э. (2016). «Окаменелые линии конденсации в протопланетном диске Солнечной системы». Икар . 267 : 368–376. arXiv : 1511.06556 . Бибкод : 2016Icar..267..368M . дои : 10.1016/j.icarus.2015.11.027 . S2CID   54642403 .
  67. ^ Хаммер, Майкл (12 августа 2016 г.). «Почему Меркурий так далеко от Солнца?» . астробиты . Проверено 29 ноября 2016 г.
  68. ^ Саймон, Джейкоб (2016). «Влияние геометрии магнитного поля на формирование близких экзопланет» . Письма астрофизического журнала . 827 (2): Л37. arXiv : 1608.00573 . Бибкод : 2016ApJ...827L..37S . дои : 10.3847/2041-8205/827/2/L37 . S2CID   118420788 .
  69. ^ Ламбрехтс, Мишель; Морбиделли, Алессандро; Джейкобсон, Сет А.; Йохансен, Андерс; Битч, Бертрам; Изидоро, Андре; Раймонд, Шон Н. (2019). «Формирование планетных систем путем аккреции и миграции гальки: как радиальный поток гальки определяет режим роста планеты земной группы или суперземли». Астрономия и астрофизика . A83 : 627. arXiv : 1902.08694 . Бибкод : 2019A&A...627A..83L . дои : 10.1051/0004-6361/201834229 . S2CID   119470314 .
  70. ^ Цеденблад, Люк; Шаффер, Наоми; Йохансен, Андерс; Мелиг, Б.; Митра, Друбадитья (2021). «Планетезимали на эксцентрических орбитах быстро разрушаются» . Астрофизический журнал . 921 (2): 123. arXiv : 2011.14431 . Бибкод : 2021ApJ...921..123C . дои : 10.3847/1538–4357/ac1e88 . S2CID   238227254 .
  71. ^ Клемент, Мэтью С.; Чемберс, Джон Э.; Джексон, Алан П. (2021). «Динамические пути происхождения Меркурия. I. Единственный выживший из изначального поколения короткопериодических протопланет» . Астрономический журнал . 161 (5): 240. arXiv : 2104.11246 . Бибкод : 2021AJ....161..240C . дои : 10.3847/1538-3881/abf09f . S2CID   233387902 .
  72. ^ Клемент, Мэтью С.; Чембер, Джон Э. (2021). «Динамические пути происхождения Меркурия. II. Формирование in situ во внутреннем земном диске» . Астрономический журнал . 162 (1): 3. arXiv : 2104.11252 . Бибкод : 2021AJ....162....3C . дои : 10.3847/1538-3881/abfb6c . S2CID   233388200 .
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Grand_tack_hypothesis&oldid=1234917523"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: 0682ca37d9b85457d2f9ba3f7653de79__1721149860
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/06/79/0682ca37d9b85457d2f9ba3f7653de79.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Grand tack hypothesis - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)