✖


Jump to content

Нестабильность потоковой передачи

В планетологии потоковая неустойчивость — это гипотетический механизм образования планетезималей , при котором сопротивление, ощущаемое твердыми частицами, вращающимися в газовом диске, приводит к их самопроизвольной концентрации в сгустки, которые могут гравитационно коллапсировать. [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 волокна, достигающие плотности, достаточной для гравитационного коллапса в планетезимали размером с крупные астероиды, минуя ряд барьеров на пути традиционных механизмов образования. Для образования нестабильностей течения необходимы твердые вещества, умеренно связанные с газом, и локальное соотношение твердого вещества к газу, равное единице или выше. Рост твердых частиц, достаточно крупных для того, чтобы умеренно связываться с газом, более вероятен за пределами линии льда и в регионах с ограниченной турбулентностью. Начальная концентрация твердых частиц по отношению к газу необходима для подавления турбулентности в достаточной степени, чтобы соотношение твердого вещества к газу достигло значения, превышающего единицу в средней плоскости. Было предложено большое разнообразие механизмов для избирательного удаления газа или концентрирования твердых веществ. Во внутренней Солнечной системе формирование нестабильностей потоков требует большей начальной концентрации твердых веществ или роста твердого тела за пределы размера хондр. [2]

Фон

[ редактировать ]

Традиционно считается, что планетезимали и более крупные тела образовались в результате иерархической аккреции, образования крупных объектов в результате столкновений и слияний мелких объектов. Этот процесс начинается со столкновения пыли из-за броуновского движения, в результате чего 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 вместе самогравитацией. Затем рост крупнейших планетезималей ускоряется, поскольку гравитационная фокусировка увеличивает их эффективное поперечное сечение, что приводит к безудержной аккреции, образующей более крупные астероиды . Позднее гравитационное рассеяние на более крупных объектах возбуждает относительные движения, вызывая переход к более медленной олигархической аккреции, заканчивающейся образованием планетарных зародышей. Во внешней части Солнечной системы зародыши планет вырастают достаточно большими, чтобы аккумулировать газ, образуя планеты-гиганты. Во внутренней части Солнечной системы орбиты планетарных зародышей становятся нестабильными, что приводит к гигантским столкновениям и образованию планет земной группы. [3]

Был выявлен ряд препятствий на пути этого процесса: барьеры для роста посредством столкновений, радиальный дрейф более крупных твердых тел и турбулентное перемешивание планетезималей. [2] По мере роста частицы время, необходимое для того, чтобы ее движение отреагировало на изменения движения газа в турбулентных вихрях, увеличивается. Поэтому относительные движения частиц и скорости столкновений возрастают с увеличением массы частиц. В случае силикатов повышенная скорость столкновения приводит к тому, что пылевые агрегаты уплотняются в твердые частицы, которые скорее отскакивают, чем прилипают, прекращая рост при размере хондр примерно 1 мм в диаметре. [4] [5] На ледяные твердые тела может не влиять отскакивающий барьер, но их рост может быть остановлен при больших размерах из-за фрагментации по мере увеличения скорости столкновения. [6] Радиальный дрейф является результатом поддержки давления газа, что позволяет ему вращаться по орбите с более медленной скоростью, чем твердые тела. Твердые тела, вращающиеся в этом газе, теряют угловой момент и вращаются по спирали к центральной звезде со скоростью, которая увеличивается по мере их роста. На высоте 1 а.е. это создает барьер размером в метр, с быстрой потерей крупных объектов всего за ~ 1000 орбит, заканчивающейся их испарением, когда они приближаются слишком близко к звезде. [7] [8] На больших расстояниях рост ледяных тел может стать ограниченным дрейфом при меньших размерах, когда временные рамки их дрейфа становятся короче, чем временные рамки их роста. [9] Турбулентность в протопланетном диске может создавать флуктуации плотности, которые создают крутящие моменты на планетезималях, возбуждая их относительные скорости. За пределами мертвой зоны более высокие случайные скорости могут привести к разрушению более мелких планетезималей и задержке начала безудержного 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 постепенного роста. Во внутреннем поясе астероидов все астероиды с низким альбедо, которые не были идентифицированы как часть столкновительного семейства, имеют размер более 35 км. [10] [11] Изменение наклона распределения астероидов по размерам на высоте примерно 100 км можно воспроизвести в моделях, если минимальный диаметр планетезималей составлял 100 км, а астероиды меньшего размера представляют собой обломки от столкновений. [3] [12] Аналогичное изменение наклона наблюдалось и в распределении размеров объектов пояса Койпера . [13] [14] Небольшое количество мелких кратеров на Плутоне [15] также приводилось в качестве доказательства непосредственного формирования крупнейших ОКБ. [16] Более того, если холодные классические ОПК образовались in situ из диска малой массы, о чем свидетельствует наличие слабосвязанных двойных систем, [17] они вряд ли сформировались посредством традиционного механизма. [18] Пылевая активность комет указывает на низкую прочность на разрыв, которая могла бы быть результатом мягкого процесса образования со столкновениями на скоростях свободного падения . [19] [20]

Описание

[ редактировать ]

Нестабильность потоковой передачи, впервые описанная Эндрю Юдином и Джереми Гудманом, [21] обусловлены различиями в движении газа и твердых частиц в протопланетном диске . Ближе к звезде газ горячее и плотнее, создавая градиент давления, который частично компенсирует гравитацию звезды. Частичная поддержка градиента давления позволяет газу двигаться по орбите со скоростью примерно на 50 м/с ниже кеплеровской скорости на его расстоянии. Однако твердые частицы не поддерживаются градиентом давления и в отсутствие газа вращались бы с кеплеровскими скоростями. 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 скапливаются в газе, реакция локально уменьшает встречный ветер, позволяя кластеру вращаться по орбите быстрее и подвергаться меньшему дрейфу внутрь. Более медленно дрейфующие скопления обгоняются и присоединяются к изолированным частицам, увеличивая локальную плотность и еще больше уменьшая радиальный дрейф, подпитывая экспоненциальный рост исходных кластеров. [2] В симуляциях кластеры образуют массивные нити, которые могут расти или рассеиваться, а также могут сталкиваться, сливаться или разделяться на несколько нитей. Расстояние между волокнами составляет в среднем 0,2 высоты по газовому масштабу , примерно 0,02 а.е. на расстоянии пояса астероидов. [22] Плотность нитей может в тысячу раз превышать плотность газа, что достаточно для запуска гравитационного коллапса и фрагментации нитей на связанные кластеры. [23]

Скопления сжимаются, поскольку энергия рассеивается из-за сопротивления газа и неупругих столкновений , что приводит к образованию планетезималей размером с большие астероиды. [23] Скорость удара ограничена во время коллапса более мелких скоплений, образующих астероиды размером 1–10 км, что уменьшает фрагментацию частиц, что приводит к образованию пористых гальочных планетезималей 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 частиц по размеру: частицы среднего размера образуют пористое ядро, а смесь размеров частиц образует более плотные внешние слои. . [25] Скорость удара и фрагментация частиц увеличиваются с увеличением массы скоплений, уменьшая пористость и увеличивая плотность более крупных объектов, таких как астероид размером 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 пояса Койпера. [27] В симуляциях начальное массовое распределение планетезималей, образовавшихся в результате нестабильности течения, соответствует степенному закону: dn/dM ~ M. −1.6 , [28] [29] это немного круче, чем у небольших астероидов, [30] с экспоненциальным обрезанием при больших массах. [31] [32] Продолжающаяся аккреция хондр с диска может сместить распределение размеров крупнейших объектов в сторону нынешнего пояса астероидов. [31] Во внешней части Солнечной системы самые большие объекты могут продолжать расти за счет нарастания гальки , возможно, образуя ядра планет -гигантов . [33]

Требования

[ редактировать ]

Струечные неустойчивости образуются только при наличии вращения и радиального дрейфа твердых тел. Начальная линейная фаза потоковой неустойчивости, [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. Поэтому газ должен вращаться быстрее вблизи внутреннего края и может вращаться медленнее вблизи внешнего края. [35] Силы Кориолиса , возникающие в результате этих относительных движений, поддерживают повышенное давление, создавая геотропический баланс . [36] Это также влияет на движение твердых тел вблизи областей высокого давления: твердые тела на его внешнем крае сталкиваются с более сильным встречным ветром и подвергаются более быстрому радиальному дрейфу, твердые тела на его внутреннем крае сталкиваются с меньшим встречным ветром и подвергаются более медленному радиальному дрейфу. [35] Этот дифференциальный радиальный дрейф приводит к скоплению твердых частиц в областях более высокого давления. Сопротивление, ощущаемое твердыми частицами, движущимися к этой области, также создает обратную реакцию на газ, которая усиливает повышенное давление, приводящее к неконтролируемому процессу. [36] Поскольку больше твердых частиц переносится в эту 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 частиц, наблюдаемого при нестабильности течения. [35]

Неустойчивости течения образуются, когда твердые частицы умеренно связаны с газом, с числами Стокса 0,01–3; локальное отношение твердого вещества к газу близко к 1 или превышает его; а вертикально интегрированное соотношение твердого вещества и газа в несколько раз превышает солнечное. [37] Число Стокса — это мера относительного влияния инерции и сопротивления газа на движение частицы. В этом контексте это произведение шкалы времени экспоненциального затухания скорости частицы из-за сопротивления и угловой частоты ее орбиты. Маленькие частицы, такие как пыль, сильно связаны и движутся вместе с газом, крупные тела, такие как планетезимали, слабо связаны и вращаются по орбите, практически не подверженной влиянию газа. [9] Умеренно связанные твердые тела, иногда называемые галькой, имеют размер от примерно см до м на расстояниях от пояса астероидов и от мм до дм за пределами 10 а.е. [7] Эти объекты вращаются в газе, как планетезимали, но замедляются из-за встречного ветра и подвергаются значительному радиальному дрейфу. Умеренно связанные твердые тела, которые участвуют в нестабильности течения, - это те, на которые динамически влияют изменения движения газа в масштабах, аналогичных эффекту Кориолиса, что позволяет им захватываться областями высокого давления во вращающемся диске. [2] Умеренно связанные твердые тела также сохраняют влияние на движение газа. Если локальное отношение твердого тела к газу близко или превышает 1, это влияние достаточно сильное, чтобы укрепить области высокого давления, увеличить орбитальную скорость газа и замедлить радиальный дрейф. [36] Для достижения и поддержания этого локального твердого тела и газа в средней плоскости требуется среднее соотношение твердого тела и газа в вертикальном сечении диска, в несколько раз превышающее солнечное. [6] Когда среднее соотношение твердого тела к газу составляет 0,01, что примерно соответствует расчету по измерениям нынешней Солнечной системы, турбулентность в средней плоскости создает волнообразную структуру, которая раздувает слой твердых тел в средней плоскости. Это снижает соотношение твердого вещества и газа в средней плоскости до менее 1, подавляя образование плотных комков. При более высоких средних соотношениях твердого вещества и газа масса твердых частиц гасит эту турбулентность, позволяя сформировать тонкий слой средней плоскости. [38] Звезды с более высокой металличностью с большей вероятностью достигнут минимального соотношения твердого тела и газа, что делает их благоприятными местами для формирования планетезималей и планет. [39]

Высокое среднее отношение твердого вещества к газу может быть достигнуто за счет потери газа или концентрации твердых веществ. [2] Газ может избирательно теряться из-за фотоиспарения в конце эпохи газового диска. [40] заставляя твердые частицы концентрироваться в кольце на краю полости, образующейся в газовом диске, [41] хотя масса образующихся планетезималей может быть слишком мала для образования планет. [42] Соотношение твердого тела и газа также может увеличиваться во внешнем диске из-за фотоиспарения, но в области планет-гигантов образовавшееся в результате 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] Накопление твердых частиц во внутреннем диске может произойти из-за более медленных скоростей радиального дрейфа, поскольку числа Стокса уменьшаются с увеличением плотности газа. [46] Это радиальное скопление усиливается по мере увеличения скорости газа с увеличением поверхностной плотности твердых тел и может привести к образованию полос планетезималей, простирающихся от линий сублимации к острым внешним краям, где соотношение твердого вещества и газа впервые достигает критических значений. [47] [48] [49] Для некоторых диапазонов размера частиц и вязкости газа может возникнуть выход газа наружу, снижающий его плотность и еще больше увеличивающий соотношение твердого вещества и газа. [50] Однако радиальные скопления могут быть ограничены из-за уменьшения плотности газа по мере развития диска. [51] а более короткие сроки роста твердых тел ближе к звезде могут вместо этого привести к потере твердых тел изнутри наружу. [37] Радиальные скопления также возникают в местах, где быстро дрейфующие крупные твердые частицы фрагментируются на более мелкие и медленно дрейфующие твердые частицы, например, внутри линии льда , где силикатные зерна высвобождаются при сублимации ледяных тел . [52] Это скопление также может увеличить локальную скорость газа, расширяя скопление за пределы линии льда, где оно усиливается за счет диффузии наружу и повторной конденсации водяного пара. [53] Однако скопление можно было бы приглушить, если бы ледяные тела были очень пористыми, что замедляло бы их радиальный дрейф. [54] Ледяные твердые частицы могут концентрироваться за пределами линии льда из-за диффузии наружу и повторной конденсации водяного пара. [55] [56] Твердые частицы также концентрируются в радиальных неровностях давления, где давление достигает локального максимума. В этих местах радиальный дрейф сходится как ближе, так и дальше от звезды. [9] На внутреннем крае мертвой зоны присутствуют радиальные удары давления. [57] и может образоваться вследствие магниторотационной неустойчивости . [58] Скачки давления также могут возникать из-за обратной реакции пыли на газ, образующей самоиндуцированные пылевые ловушки. [59] Ледяная линия также была предложена в качестве места удара давления. [60] однако для этого требуется резкий переход вязкости . [61] Если обратная реакция концентрации твердых веществ выравнивает градиент давления, [62] планетезимали, образовавшиеся в результате скачка давления, могут быть меньше, чем предполагалось в других местах. [63] При сохранении градиента давления в месте скачка давления могут образовываться нестабильности течения даже в вязких дисках со значительной турбулентностью. [64] Локальные удары давления также образуются в спиральных рукавах массивного самогравитирующего диска. [65] и в антициклонических вихрях . [66] Распад вихрей также может оставить кольцо твердых тел, из которого может образоваться потоковая неустойчивость. [67] [68] Твердые частицы также могут концентрироваться локально, если ветры диска снижают поверхностную плотность внутреннего диска, замедляя или обращая вспять их дрейф внутрь. [69] или за счет термодиффузии. [70]

Неустойчивость потока с большей вероятностью образуется в тех областях диска, где: рост твердых частиц благоприятствует, градиент давления мал и турбулентность низкая. [71] [72] Внутри линии льда отскакивающий барьер может препятствовать росту силикатов, достаточно крупных, чтобы участвовать в нестабильности потоков. [6] За пределами линии льда водородная связь позволяет частицам водяного льда слипаться с более высокими скоростями столкновения. [9] возможно, это позволит вырастить большие высокопористые ледяные тела до чисел Стокса, приближающихся к 1, прежде чем их рост замедлится из-за эрозии. [73] Конденсация пара, диффундирующего наружу от сублимирующих ледяных тел, также может способствовать росту компактных ледяных тел размером в дм за пределами линии льда. [74] Подобный рост тел из-за переконденсации воды мог произойти в более широком регионе после события FU Orionis. [75] На больших расстояниях рост твердых частиц снова может быть ограничен, если они покрыты слоем CO 2 или другим льдом, который снижает скорость столкновений, при которых происходит прилипание. [76] Небольшой градиент давления снижает скорость радиального дрейфа, ограничивая турбулентность, создаваемую нестабильностью течения. В этом случае необходимо меньшее среднее соотношение твердого вещества и газа для подавления турбулентности в средней плоскости. Уменьшенная турбулентность также позволяет расти более крупным твердым частицам 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 стадиях эволюции диска по мере снижения скорости аккреции и снижения температуры. [77] Основным источником турбулентности в протопланетном диске является магниторотационная неустойчивость. Воздействие турбулентности, вызванной этой нестабильностью, может ограничить нестабильность потока мертвой зоной, которая, по оценкам, образуется вблизи средней плоскости на расстоянии 1–20 а.е., где скорость ионизации слишком низка, чтобы поддерживать магниторотационную неустойчивость. [2]

Во внутренней части Солнечной системы формирование потоковых нестабильностей требует большего увеличения соотношения твердого вещества и газа, чем за пределами линии льда. Рост силикатных частиц ограничен барьером отражения размером ~ 1 мм, что примерно соответствует размеру хондр, обнаруженных в метеоритах. Во внутренних частицах Солнечной системы такие маленькие частицы имеют числа Стокса ~ 0,001. При этих числах Стокса для формирования нестабильностей течения требуется вертикально интегрированное отношение твердого тела к газу более 0,04, что примерно в четыре раза больше, чем у всего газового диска. [78] Требуемая концентрация может быть уменьшена вдвое, если частицы способны вырасти примерно до сантиметрового размера. [78] Этому росту, возможно, способствуют пыльные диски, поглощающие удары. [79] может произойти в течение 10^5 лет, если часть столкновений приведет к слипанию из-за широкого распределения скоростей столкновений. [80] Или, если турбулентность и скорости столкновений уменьшаются внутри начальных слабых комков, может возникнуть неконтролируемый процесс, при котором комкование способствует росту твердых частиц, а их рост усиливает комкование. [80] Радиальное скопление твердых частиц может также привести к условиям, которые поддерживают нестабильность течения в узком кольце на расстоянии примерно 1 а.е. Однако для этого потребуется неглубокий начальный профиль диска и чтобы рост твердых частиц ограничивался фрагментацией, а не подпрыгиванием, что позволяло бы формироваться твердым частицам размером в см. [47] Рост частиц может быть дополнительно ограничен при высоких температурах, что, возможно, приведет к возникновению внутренней границы образования планетезималей, где температура достигнет 1000 К. [81]

Альтернативы

[ редактировать ]

Вместо того, чтобы активно управлять собственной концентрацией, как в случае потоковой нестабильности, твердые тела могут пассивно концентрироваться до плотности, достаточной для формирования планетезималей, посредством гравитационной нестабильности. [7] В ранних предложениях пыль оседала в средней плоскости до тех пор, пока не была достигнута достаточная плотность, чтобы диск мог гравитационно фрагментироваться и распасться на планетезимали. [82] Однако разница в орбитальных скоростях пыли и газа создает турбулентность, которая препятствует осаждению, не позволяя достичь достаточной плотности. Если среднее соотношение пыли и газа увеличивается на порядок из-за скачка давления или из-за более медленного дрейфа мелких частиц, образующихся в результате фрагментации более крупных тел, [83] [84] эту турбулентность можно подавить, что приведет к образованию планетезималей. [85]

Холодные классические объекты пояса Койпера, возможно, сформировались в диске малой массы, в котором преобладали объекты размером в сантиметр или меньше. В этой модели эпоха газового диска заканчивается объектами размером в км, возможно, образовавшимися в результате гравитационной неустойчивости, заключенными в диск из небольших объектов. Диск остается динамически холодным из-за неупругих столкновений между объектами размером в см. Медленные скорости сближения приводят к эффективному росту, при этом значительная часть массы заканчивается на крупных объектах. [86] Динамическое трение малых тел также будет способствовать образованию двойных систем. [87] [88]

Планетезимали также могут образовываться в результате концентрации хондр между вихрями в турбулентном диске. В этой модели частицы разделяются неравномерно, когда большие вихри фрагментируются, увеличивая концентрацию некоторых сгустков. Поскольку этот процесс распространяется на более мелкие водовороты, часть этих сгустков может достичь плотности, достаточной для гравитационного связывания, и медленно коллапсировать на планетезимали. [89] Однако недавние исследования показывают, что могут быть необходимы более крупные объекты, такие как конгломераты хондр, и что концентрации, образующиеся из хондр, вместо этого могут действовать как семена нестабильности потока. [90]

Частицы льда с большей вероятностью прилипнут и будут сопротивляться сжатию при столкновениях, что может привести к росту крупных пористых тел. Если рост этих тел является фрактальным , а их пористость увеличивается по мере столкновения более крупных пористых тел, временные рамки их радиального дрейфа становятся продолжительными, что позволяет им расти до тех пор, пока они не сожмутся сопротивлением газа и самогравитацией, образуя небольшие планетезимали. [91] [92] В качестве альтернативы, если локальная плотность твердого тела диска достаточна, они могут образовать тонкий диск, который фрагментируется из-за гравитационной нестабильности, образуя планетезимали размером с большие астероиды, когда они вырастают достаточно большими, чтобы отделиться от газа. [93] Подобный фрактальный рост возможен и для пористых силикатов, если они состоят из зерен нанометрового размера, образовавшихся в результате испарения и переконденсации пыли. [94] Однако фрактальный рост высокопористых твердых тел может быть ограничен заполнением их ядер мелкими частицами, образующимися при столкновениях из-за турбулентности; [95] эрозией по мере увеличения скорости удара из-за относительных скоростей радиального дрейфа крупных и мелких тел; [73] и за счет спекания по мере приближения к линиям льда, снижая их способность поглощать удары, что приводит к отскоку 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. Этот процесс требует первоначальной популяции «счастливых» частиц, которые стали больше, чем большинство частиц. [97] Эти частицы могут образовываться, если скорости столкновений имеют широкое распределение, причем небольшая часть возникает при скоростях, которые позволяют объектам за пределами отскакивающего барьера прилипать. Однако рост посредством массопереноса медленный по сравнению с временными рамками радиального дрейфа, хотя он может происходить локально, если радиальный дрейф останавливается локально из-за скачка давления, позволяющего сформировать планетезимали за 10^5 лет. [98]

Аккреция планетезималей могла бы воспроизвести распределение астероидов по размерам, если бы она началась со 100-метровых планетезималей. В этой модели столкновительное затухание и сопротивление газа динамически охлаждают диск, а искривление распределения по размерам вызвано переходом между режимами роста. [99] [100] Однако для этого требуется низкий уровень турбулентности в газе и какой-то механизм для образования 100-метровых планетезималей. [2] Очистка планетезималей в зависимости от размера из-за векового резонанса также может привести к удалению небольших тел, что приведет к разрыву в распределении астероидов по размерам. Вековые резонансы, проносящиеся внутрь пояса астероидов по мере рассеивания газового диска, будут возбуждать эксцентриситет планетезималей. Поскольку их эксцентриситет демпфировался из-за сопротивления газа и приливного взаимодействия с диском, самые большие и самые маленькие объекты будут потеряны, поскольку их большие полуоси сузятся, оставив после себя планетезимали среднего размера. [101]

[ редактировать ]

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ Саймон, Джейкоб Б.; Блюм, Юрген; Бирнстил, Тил; Несворный, Дэвид (2023). «Кометы и образование планетезималей». arXiv : 2212.04509 .
  2. ^ Перейти обратно: а б с д и ж г час Йохансен, А.; Жаке, Э.; Куцци, Дж. Н.; Морбиделли, А.; Гунель, М. (2015). «Новые парадигмы формирования астероидов». В Мишеле, П.; ДеМео, Ф.; Боттке, В. (ред.). Астероиды IV . Серия «Космическая наука». Издательство Университета Аризоны. п. 471. arXiv : 1505.02941 . Бибкод : 2015aste.book..471J . дои : 10.2458/azu_uapress_9780816532131-ch025 . ISBN  978-0-8165-3213-1 . S2CID   118709894 .
  3. ^ Перейти обратно: а б Морбиделли, Алессандро; Боттке, Уильям Ф.; Несворный, Давид; Левисон, Гарольд Ф. (2009). «Астероиды рождались большими». Икар . 204 (2): 558–573. arXiv : 0907.2512 . Бибкод : 2009Icar..204..558M . дои : 10.1016/j.icarus.2009.07.011 . S2CID   12632943 .
  4. ^ Жом, А.; Ормель, CW; Гюттлер, К.; Блюм, Дж.; Даллемонд, CP (2010). «Результат роста протопланетной пыли: галька, валуны или планетезимали? II. Представляем прыгающий барьер». Астрономия и астрофизика . 513 : А57. arXiv : 1001.0488 . Бибкод : 2010A&A...513A..57Z . дои : 10.1051/0004-6361/200912976 .
  5. ^ Кюффмайер, Михаэль (27 января 2016 г.). «Прыгающий барьер силикатов и льдов» . Астробиты . Проверено 4 декабря 2016 г.
  6. ^ Перейти обратно: а б с д Дронжковска, Ю.; Даллемонд, CP (2014). «Может ли коагуляция пыли вызвать нестабильность потока?» (PDF) . Астрономия и астрофизика . 572 : А78. arXiv : 1410.3832 . Бибкод : 2014A&A...572A..78D . дои : 10.1051/0004-6361/201424809 . S2CID   118510809 .
  7. ^ Перейти обратно: а б с Йохансен, А.; Блюм, Дж.; Танака, Х.; Ормель, К.; Биззарро, М.; Рикман, Х. (2014). «Многогранный процесс формирования планетезималей». В Бойтере, Х.; Клессен, РС; Даллемонд, CP; Хеннинг, Т. (ред.). Протозвезды и планеты VI . Издательство Университета Аризоны. стр. 547–570. arXiv : 1402.1344 . Бибкод : 2014prpl.conf..547J . дои : 10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch024 . ISBN  978-0-8165-3124-0 . S2CID   119300087 .
  8. ^ Кюффмайер, Михаэль (3 апреля 2015 г.). «Каков барьер размера метра?» . астробиты . Проверено 3 декабря 2016 г.
  9. ^ Перейти обратно: а б с д Бирнстил, Т.; Фанг, М.; Йохансен, А. (2016). «Эволюция пыли и образование планетезималей». Обзоры космической науки . 205 (1–4): 41–75. arXiv : 1604.02952 . Бибкод : 2016ССРв..205...41Б . дои : 10.1007/s11214-016-0256-1 . S2CID   255075691 .
  10. ^ Дельбо, Марко; Уолш, Кевин; Болин, Брайс; Авделлиду, Криса; Морбиделли, Алессандро (2017). «Идентификация первичного семейства астероидов ограничивает первоначальную популяцию планетезималей» . Наука . 357 (6355): 1026–1029. Бибкод : 2017Sci...357.1026D . дои : 10.1126/science.aam6036 . ПМИД   28775212 .
  11. ^ Темминг, Мария. «Возможно, все самые ранние астероиды Солнечной системы были массивными» . Новости науки . Проверено 5 августа 2017 г.
  12. ^ Битти, Келли (25 августа 2009 г.). «Были ли астероиды рождены большими?» . Небо и телескоп . Проверено 3 декабря 2016 г.
  13. ^ Фрейзер, Уэсли К.; Браун, Майкл Э.; Морбиделли, Алессандро; Паркер, Алекс; Батыгин, Константин (2014). «Распределение объектов пояса Койпера по абсолютной величине». Астрофизический журнал . 782 (2): 100. arXiv : 1401.2157 . Бибкод : 2014ApJ...782..100F . дои : 10.1088/0004-637X/782/2/100 . S2CID   2410254 .
  14. ^ Фрэнсис, Мэтью (16 января 2014 г.). «Некоторые объекты пояса Койпера, похожие на планеты, не играют «хорошо» » . Вселенная сегодня . Проверено 4 декабря 2016 г.
  15. ^ Роббинс, Стюарт Дж.; и еще 28 (2017 г.). «Кратеры системы Плутон-Харон». Икар . 287 : 187–206. Бибкод : 2017Icar..287..187R . дои : 10.1016/j.icarus.2016.09.027 . {{cite journal}}: CS1 maint: числовые имена: список авторов ( ссылка )
  16. ^ «На Плутоне «Новые горизонты» обнаруживают геологию всех возрастов, возможные ледяные вулканы, понимание происхождения планет» . ООО «Лаборатория прикладной физики Университета Джонса Хопкинса» . Проверено 3 января 2016 г.
  17. ^ Аткинсон, Нэнси (5 октября 2010 г.). «Нептун оправдан по одному пункту обвинения в преследовании» . Вселенная сегодня . Проверено 3 декабря 2016 г.
  18. ^ Паркер, Алекс Х.; Кавелаарс, Джей Джей; Пети, Жан-Марк; Джонс, Линн; Глэдман, Бретт; Паркер, Джоэл (2011). «Характеристика семи сверхшироких транснептуновых двойных систем». Астрофизический журнал . 743 (1): 1. arXiv : 1108.2505 . Бибкод : 2011ApJ...743....1P . дои : 10.1088/0004-637X/743/1/1 . S2CID   119287342 .
  19. ^ Блюм, Дж.; Гундлах, Б.; Мюле, С.; Триго-Родригес, Ж.М. (2014). «Кометы образовались в условиях нестабильности солнечной туманности! - Экспериментальная и модельная попытка связать активность комет с процессом их формирования». Икар . 235 : 156–169. arXiv : 1403.2610 . Бибкод : 2014Icar..235..156B . дои : 10.1016/j.icarus.2014.03.016 . S2CID   118337148 .
  20. ^ Блюм, Юрген; и др. (2017). «Доказательства образования кометы 67P/Чурюмова-Герасименко в результате гравитационного коллапса связанной гальки». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 469 : S755–S773. arXiv : 1710.07846 . дои : 10.1093/mnras/stx2741 .
  21. ^ Юдин, Эндрю; Гудман, Джереми (2005). «Потоковые нестабильности в протопланетных дисках». Астрофизический журнал . 620 (1): 459–469. arXiv : astro-ph/0409263 . Бибкод : 2005ApJ...620..459Y . дои : 10.1086/426895 . S2CID   9586787 .
  22. ^ Ян, К.-К.; Йохансен, А. (2014). «О зоне питания формирования планетезималей потоковой неустойчивостью». Астрофизический журнал . 792 (2): 86. arXiv : 1407.5995 . Бибкод : 2014ApJ...792...86Y . дои : 10.1088/0004-637X/792/2/86 . S2CID   119269321 .
  23. ^ Перейти обратно: а б Йохансен, А.; Юдин, АН; Литвик, Ю. (2012). «Добавление столкновений частиц к образованию астероидов и объектов пояса Койпера посредством потоковой нестабильности» (PDF) . Астрономия и астрофизика . 537 : А125. arXiv : 1111.0221 . Бибкод : 2012A&A...537A.125J . дои : 10.1051/0004-6361/201117701 . S2CID   54176646 .
  24. ^ Уолберг Янссон, К.; Йохансен, А. (2014). «Образование галечно-грудных планетезималей» (PDF) . Астрономия и астрофизика . 570 : А47. arXiv : 1408.2535 . Бибкод : 2014A&A...570A..47W . дои : 10.1051/0004-6361/201424369 . S2CID   119105944 .
  25. ^ Уолберг Янссон, Карл; Йохансен, Андерс (2017). «Моделирование коллапса галечных облаков в протопланетных дисках с радиальным разрешением». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 469 : S149–S157. arXiv : 1706.03655 . Бибкод : 2017MNRAS.469S.149W . дои : 10.1093/mnras/stx1470 .
  26. ^ 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 . Бибкод : 2017ApJ...835..109W . дои : 10.3847/1538-4357/835/1/109 . S2CID   118563238 .
  27. ^ Несворный, Д.; Юдин, АН; Ричардсон, округ Колумбия (2010). «Формирование двойных систем пояса Койпера в результате гравитационного коллапса». Астрономический журнал . 140 (3): 785–793. arXiv : 1007.1465 . Бибкод : 2010AJ....140..785N . дои : 10.1088/0004-6256/140/3/785 . S2CID   118451279 .
  28. ^ Саймон, Джейкоб Б.; Армитидж, Филип Дж.; Ли, Риксин; Юдин, Эндрю Н. (2016). «Распределение массы и размеров планетезималей, образованных потоковой неустойчивостью. I. Роль самогравитации» . Астрофизический журнал . 822 (1): 55. arXiv : 1512.00009 . Бибкод : 2016ApJ...822...55S . дои : 10.3847/0004-637X/822/1/55 . S2CID   118512664 .
  29. ^ Саймон, Джейкоб Б.; Армитидж, Филип Дж.; Юдин, Эндрю Н.; Ли, Риксин (2017). «Доказательства универсальности начальной функции массы планетезималей» . Письма астрофизического журнала . 847 (2): Л12. arXiv : 1705.03889 . Бибкод : 2017ApJ...847L..12S . дои : 10.3847/2041-8213/aa8c79 . S2CID   118969826 .
  30. ^ Цирвулис, Георгиос; Морбиделли, Алессандро; Дельбо, Марко; Циганис, Клеоменис (2017). «Реконструкция распределения размеров первичного Главного пояса». Икар . 34 : 14–23. arXiv : 1706.02091 . Бибкод : 2018Icar..304...14T . дои : 10.1016/j.icarus.2017.05.026 . S2CID   118957910 .
  31. ^ Перейти обратно: а б Йохансен, Андерс; Мак Лоу, Мордехай-Марк; Ласерда, Педро; Биззарро, Мартин (2015). «Рост астероидов, планетарных эмбрионов и объектов пояса Койпера путем аккреции хондр» . Достижения науки . 1 (3): 1500109. arXiv : 1503.07347 . Бибкод : 2015SciA....1E0109J . дои : 10.1126/sciadv.1500109 . ПМЦ   4640629 . ПМИД   26601169 .
  32. ^ Шефер, Урс; Ян, Чао-Чин; Йохансен, Андерс (2017). «Начальная функция масс планетезималей, образованная потоковой неустойчивостью». Астрономия и астрофизика . 597 : А69. arXiv : 1611.02285 . Бибкод : 2017A&A...597A..69S . дои : 10.1051/0004-6361/201629561 . S2CID   118425732 .
  33. ^ Ламбрехтс, М.; Йохансен, А. (2012). «Быстрый рост ядер газовых гигантов за счет нарастания гальки». Астрономия и астрофизика . 544 : А32. arXiv : 1205.3030 . Бибкод : 2012A&A...544A..32L . дои : 10.1051/0004-6361/201219127 . S2CID   53961588 .
  34. ^ Армитидж, Филип Дж. (2015). «Физические процессы в протопланетных дисках». arXiv : 1509.06382 [ астро-ф.SR ].
  35. ^ Перейти обратно: а б с Йохансен, А.; Оиси, Дж.С.; Мак Лоу, М.-М.; Клар, Х.; Хеннинг, Т.; Юдин, А. (2007). «Быстрое формирование планетезималей в турбулентных околозвездных дисках». Природа . 448 (7157): 1022–1025. arXiv : 0708.3890 . Бибкод : 2007Natur.448.1022J . дои : 10.1038/nature06086 . ПМИД   17728751 . S2CID   4417583 .
  36. ^ Перейти обратно: а б с Жаке, Эммануэль; Бальбус, Стивен; Последний, Хенрик (2011). «О линейных неустойчивостях пылегазовых потоков в протопланетных дисках». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 415 (4): 3591–3598. arXiv : 1104.5396 . Бибкод : 2011MNRAS.415.3591J . дои : 10.1111/j.1365-2966.2011.18971.x . S2CID   119200938 .
  37. ^ Перейти обратно: а б Крайт, С.; Ормель, CW; Доминик, К.; Тиленс, AGGM (2016). «Паноптическая модель формирования планетезималей и доставки гальки». Астрономия и астрофизика . 586 : А20. arXiv : 1511.07762 . Бибкод : 2016A&A...586A..20K . дои : 10.1051/0004-6361/201527533 . S2CID   119097386 .
  38. ^ Йохансен, Андерс; Юдин, Эндрю; Мак Лоу, Мордехай-Марк (2009). «Слипание частиц и образование планетезималей сильно зависят от металличности». Письма астрофизического журнала . 704 (2): L75–L79. arXiv : 0909.0259 . Бибкод : 2009ApJ...704L..75J . дои : 10.1088/0004-637X/704/2/L75 . S2CID   2097171 .
  39. ^ Американский музей естественной истории. «Грязные звезды — хорошие хозяева Солнечной системы» . ScienceDaily . Проверено 6 декабря 2016 г.
  40. ^ Горти, У.; Холленбах, Д.; Даллемонд, CP (2015). «Влияние эволюции пыли и фотоиспарения на распространение диска». Астрофизический журнал . 804 (1): 29. arXiv : 1502.07369 . Бибкод : 2015ApJ...804...29G . дои : 10.1088/0004-637X/804/1/29 . S2CID   36371330 .
  41. ^ Александр, доктор медицинских наук; Армитидж, Пи Джей (2007). «Динамика пыли при очистке протопланетного диска». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 375 (2): 500–512. arXiv : astro-ph/0611821 . Бибкод : 2007MNRAS.375..500A . дои : 10.1111/j.1365-2966.2006.11341.x . S2CID   119457321 .
  42. ^ Эрколано, Барбара ; Дженнингс, Джефф; Розотти, Джованни; Бирнстил, Тилман (2017). «Ограниченный успех рентгеновского фотоиспарения в формировании планетезималей из-за потоковой нестабильности». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 472 (4): 4117–4125. arXiv : 1709.00361 . Бибкод : 2017MNRAS.472.4117E . дои : 10.1093/mnras/stx2294 .
  43. ^ Каррера, Дэниел; Горти, Ума; Йохансен, Андерс; Дэвис, Мелвин Б. (2017). «Образование планетезималей в результате потоковой неустойчивости в фотоиспаряющем диске» . Астрофизический журнал . 839 (1): 16. arXiv : 1703.07895 . Бибкод : 2017ApJ...839...16C . дои : 10.3847/1538-4357/aa6932 . S2CID   119472343 .
  44. ^ Саймон, Джейкоб Б. (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 .
  45. ^ Хаммер, Майкл (12 августа 2016 г.). «Почему Меркурий так далеко от Солнца?» . астробиты . Проверено 17 ноября 2016 г. .
  46. ^ Юдин, Эндрю Н.; Чан, Юджин И. (2004). «Скопления частиц и образование планетезималей». Астрофизический журнал . 601 (2): 1109–1119. arXiv : astro-ph/0309247 . Бибкод : 2004ApJ...601.1109Y . дои : 10.1086/379368 . S2CID   7320458 .
  47. ^ Перейти обратно: а б 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 .
  48. ^ Хаммер, Майкл (19 сентября 2016 г.). «Почему Марс такой маленький?» . астробиты . Проверено 20 июня 2017 г.
  49. ^ Армитидж, Филип Дж.; Эйснер, Джош А.; Саймон, Джейкоб Б. (2016). «Скорое формирование планетезималей за снеговой линией» . Письма астрофизического журнала . 828 (1): Л2. arXiv : 1608.03592 . Бибкод : 2016ApJ...828L...2A . дои : 10.3847/2041-8205/828/1/L2 . S2CID   55886038 .
  50. ^ Канагава, Казухиро Д.; Уэда, Такахиро; Муто, Такаюки; Окузуми, Сатоши (2017). «Влияние радиального дрейфа пыли на вязкую эволюцию газового диска» . Астрофизический журнал . 844 (2): 142. arXiv : 1706.08975 . Бибкод : 2017ApJ...844..142K . дои : 10.3847/1538-4357/aa7ca1 . S2CID   119240000 .
  51. ^ Хьюз, Анна Л.Х.; Армитидж, Филип Дж. (2012). «Глобальные изменения соотношения пыли и газа в развивающихся протопланетных дисках». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 423 (1): 389–405. arXiv : 1203.2940 . Бибкод : 2012MNRAS.423..389H . дои : 10.1111/j.1365-2966.2012.20892.x . S2CID   118496591 .
  52. ^ Сайто, Эцуко; Сироно, Син-ити (2011). «Формирование планетезималей путем сублимации» . Астрофизический журнал . 728 (1): 20. Бибкод : 2011ApJ...728...20S . дои : 10.1088/0004-637X/728/1/20 . S2CID   119446694 .
  53. ^ Дразковска, Джоанна; Алиберт, Янн (2017). «Формирование планетезималей начинается на линии снега». Астрономия и астрофизика . 608 : А92. arXiv : 1710.00009 . дои : 10.1051/0004-6361/201731491 . S2CID   119396838 .
  54. ^ Эстрада, PR; Куцци, Дж. Н. «Фрактальный рост и радиальная миграция твердых тел: роль пористости и уплотнения в развивающейся туманности» (PDF) . 47-я конференция по науке о Луне и планетах.
  55. ^ Шуненберг, Джореке; Ормел, Крис В. (2017). «Планетезимальное образование возле снежной линии: внутри или снаружи?». Астрономия и астрофизика . 602 : А21. arXiv : 1702.02151 . Бибкод : 2017A&A...602A..21S . дои : 10.1051/0004-6361/201630013 . S2CID   73590617 .
  56. ^ Хаммер, Майкл (16 июня 2017 г.). «Арбузная пыль — лучшая пыль: образование планетезималей вблизи линии снега» . астробиты . Проверено 20 июня 2017 г.
  57. ^ Кретке, Калифорния; Лин, Национальный комитет Демократической партии; Гаро, П .; Тернер, Нью-Джерси (2009). «Сборка строительных блоков планет-гигантов вокруг звезд промежуточных масс». Астрофизический журнал . 690 (1): 407–415. arXiv : 0806.1521 . Бибкод : 2009ApJ...690..407K . дои : 10.1088/0004-637X/690/1/407 . S2CID   17298782 .
  58. ^ Диттрих, К.; Клар, Х.; Йохансен, А. (2013). «Гравотурбулентное планетезимальное образование: положительный эффект долгоживущих зональных потоков». Астрофизический журнал . 763 (2): 117. arXiv : 1211.2095 . Бибкод : 2013ApJ...763..117D . дои : 10.1088/0004-637X/763/2/117 . S2CID   119293669 .
  59. ^ Гонсалес, Ж.-Ф.; Лайбе, Г.; Мэддисон, ST (2017). «Самоиндуцированные пылевые ловушки: преодоление барьеров планетообразования». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 467 (2): 1984–1996. arXiv : 1701.01115 . Бибкод : 2017МНРАС.467.1984Г . дои : 10.1093/mnras/stx016 .
  60. ^ Кретке, Кэтрин А.; Лин, Национальный комитет Демократической партии (2007). «Удержание зерна и образование планетезималей вблизи линии снега в турбулентных протопланетных дисках, управляемых МРТ». Астрофизический журнал . 664 (1): L55–L58. arXiv : 0706.1272 . Бибкод : 2007ApJ...664L..55K . дои : 10.1086/520718 . S2CID   16822412 .
  61. ^ Битч, Бертрам; Морбиделли, Алессандро; Лега, Елена; Кретке, Кэтрин; Крида, Орельен (2014). «Звездные облученные диски и влияние на миграцию внедренных планет. III. Переходы вязкости». Астрономия и астрофизика . 570 : А75. arXiv : 1408.1016 . Бибкод : 2014A&A...570A..75B . дои : 10.1051/0004-6361/201424015 . S2CID   119026521 .
  62. ^ Като, Монтана; Фудзимото, М.; Ида, С. (2012). «Планетезимальное образование на границе между устойчивым супер/субкеплеровским потоком, созданным неоднородным ростом магниторотационной нестабильности». Астрофизический журнал . 747 (1): 11. arXiv : 1112.5264 . Бибкод : 2012ApJ...747...11K . дои : 10.1088/0004-637X/747/1/11 . S2CID   119249887 .
  63. ^ Таки, Тецуо; Фудзимото, Масаки; Ида, Сигэру (2016). «Эволюция плотности пыли и газа при радиальном скачке давления в протопланетных дисках». Астрономия и астрофизика . 591 : А86. arXiv : 1605.02744 . Бибкод : 2016A&A...591A..86T . дои : 10.1051/0004-6361/201527732 . S2CID   119202965 .
  64. ^ Ауффингер, Жереми; Лайбе, Гийом (2017). «Линейный рост нестабильности потока при скачках давления». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 473 : 796–805. arXiv : 1709.08660 . дои : 10.1093/mnras/stx2395 .
  65. ^ Райс, WKM; Лодато, Г.; Прингл, Дж. Э.; Армитидж, ПиДжей; Боннелл, Айова (2004). «Ускоренный рост планетезималей в самогравитирующих протопланетных дисках». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 355 (2): 543–552. arXiv : astro-ph/0408390 . Бибкод : 2004MNRAS.355..543R . дои : 10.1111/j.1365-2966.2004.08339.x . S2CID   2605554 .
  66. ^ Реттиг, Натали; Клар, Хуберт; Лира, Владимир (2015). «Захват частиц и нестабильность потоков в вихрях в протопланетных дисках». Астрофизический журнал . 804 (1): 35. arXiv : 1501.05364 . Бибкод : 2015ApJ...804...35R . дои : 10.1088/0004-637X/804/1/35 . hdl : 10211.3/173113 . S2CID   20205024 .
  67. ^ Сюрвиль, Клеман; Майер, Лусио; Лин, Дуглас, Северная Каролина (2016). «Улавливание пыли и долгоживущее повышение плотности, вызванное вихрями в 2D-протопланетных дисках» . Астрофизический журнал . 831 (1): 82. arXiv : 1601.05945 . Бибкод : 2016ApJ...831...82S . дои : 10.3847/0004-637X/831/1/82 . S2CID   119236890 .
  68. ^ Сюрвиль, Клеман; Майер, Лусио (2018). «Пылевая вихревая неустойчивость в режиме хорошо связанных зерен» . Астрофизический журнал . 883 (2): 176. arXiv : 1801.07509 . дои : 10.3847/1538-4357/ab3e47 . S2CID   119474231 .
  69. ^ Сузуки, Такеру К.; Огихара, Масахиро; Морбиделли, Алессандро; Крида, Орельен; Гийо, Тристан (2016). «Эволюция протопланетных дисков с магнитными дисковыми ветрами». Астрономия и астрофизика . 596 : А74. arXiv : 1609.00437 . Бибкод : 2016A&A...596A..74S . дои : 10.1051/0004-6361/201628955 . S2CID   118549097 .
  70. ^ Хаббард, Александр (2015). «Турбулентная термодиффузия: способ концентрации пыли в протопланетных дисках». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 456 (3): 3079–3089. arXiv : 1512.02538 . Бибкод : 2016MNRAS.456.3079H . дои : 10.1093/mnras/stv2895 .
  71. ^ Бай, Сюэ-Нин; Стоун, Джеймс М. (2010). «Динамика твердых тел в средней плоскости протопланетных дисков: последствия для формирования планетезималей». Астрофизический журнал . 722 (2): 1437–1459. arXiv : 1005.4982 . Бибкод : 2010ApJ...722.1437B . дои : 10.1088/0004-637X/722/2/1437 . S2CID   119231567 .
  72. ^ Бай, Сюэ-Нин; Стоун, Джеймс М. (2010). «Влияние градиента радиального давления в протопланетных дисках на формирование планетезималей». Письма астрофизического журнала . 722 (2): Л220–Л223. arXiv : 1005.4981 . Бибкод : 2010ApJ...722L.220B . дои : 10.1088/2041-8205/722/2/L220 . S2CID   119286714 .
  73. ^ Перейти обратно: а б Крайт, С.; Ормель, CW; Доминик, К.; Тиленс, AGGM (2015). «Эрозия и пределы роста планетезималей». Астрономия и астрофизика . 574 : А83. arXiv : 1412.3593 . Бибкод : 2015A&A...574A..83K . дои : 10.1051/0004-6361/201425222 . S2CID   29547121 .
  74. ^ Рос, К.; Йохансен, А. (2013). «Конденсация льда как механизм формирования планет». Астрономия и астрофизика . 552 : А137. arXiv : 1302.3755 . Бибкод : 2013A&A...552A.137R . дои : 10.1051/0004-6361/201220536 . S2CID   21727166 .
  75. ^ 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 . Бибкод : 2017MNRAS.465.1910H . дои : 10.1093/mnras/stw2882 .
  76. ^ Мусиолик, Гжегож; Тайзер, Йенс; Янковски, Тим; Вурм, Герхард (2016). «Столкновения ледяных зерен CO2 при формировании планет» . Астрофизический журнал . 818 (1): 16. arXiv : 1601.04854 . Бибкод : 2016ApJ...818...16M . дои : 10.3847/0004-637X/818/1/16 . S2CID   119088797 .
  77. ^ Битч, Бертрам; Йохансен, Андерс; Ламбрехтс, Мишель; Морбиделли, Алессандро (2015). «Структура протопланетных дисков вокруг развивающихся молодых звезд». Астрономия и астрофизика . 575 : А28. arXiv : 1411.3255 . Бибкод : 2015A&A...575A..28B . дои : 10.1051/0004-6361/201424964 . S2CID   73588069 .
  78. ^ Перейти обратно: а б Ян, Чао-Чин; Йохансен, Андерс; Каррера, Дэниел (2017). «Концентрация мелких частиц в протопланетных дисках за счет потоковой неустойчивости». Астрономия и астрофизика . 606 : А80. arXiv : 1611.07014 . Бибкод : 2017A&A...606A..80Y . дои : 10.1051/0004-6361/201630106 . S2CID   119446303 .
  79. ^ Ормель, CW; Куцци, Дж. Н.; Тиленс, AGGM (2008). «Совместная аккреция хондр и пыли в Солнечной туманности». Астрофизический журнал . 679 (2): 1588–1610. arXiv : 0802.4048 . Бибкод : 2008ApJ...679.1588O . дои : 10.1086/587836 . S2CID   16630361 .
  80. ^ Перейти обратно: а б Каррера, Д.; Йохансен, А.; Дэвис, МБ (2015). «Как сформировать планетезимали из хондр и агрегатов хондр размером в мм». Астрономия и астрофизика . 579 : А43. arXiv : 1501.05314 . Бибкод : 2015A&A...579A..43C . дои : 10.1051/0004-6361/201425120 . S2CID   118527321 .
  81. ^ Демирчи, Тунахан; Тайзер, Йенс; Боровик, Тобиас; Ландерс, Иоахим; Саламон, Сома; Венде, Хайко; Вурм, Герхард (2017). «Существует ли температурный предел формирования планет в 1000 К?» . Астрофизический журнал . 846 : 48. arXiv : 1710.00606 . дои : 10.3847/1538-4357/aa816c . S2CID   119412274 .
  82. ^ Гольдрейх, Питер; Уорд, Уильям Р. (1973). «Образование планетезималей» . Астрофизический журнал . 183 : 1051–1062. Бибкод : 1973ApJ...183.1051G . дои : 10.1086/152291 .
  83. ^ Сироно, Син-ити (2011). «Планетезимальное образование, вызванное спеканием» . Письма астрофизического журнала . 733 (2): Л41. Бибкод : 2011ApJ...733L..41S . дои : 10.1088/2041-8205/733/2/L41 .
  84. ^ Ида, С.; Гийо, Т. (2016). «Образование богатых пылью планетезималей из сублимированной гальки внутри снежной линии». Астрономия и астрофизика . 596 : Л3. arXiv : 1610.09643 . Бибкод : 2016A&A...596L...3I . дои : 10.1051/0004-6361/201629680 . S2CID   58889066 .
  85. ^ Юдин, Эндрю Н.; Шу, Фрэнк Х. (2002). «Формирование планетезималей в результате гравитационной нестабильности». Астрофизический журнал . 580 (1): 494–505. arXiv : astro-ph/0207536 . Бибкод : 2002ApJ...580..494Y . дои : 10.1086/343109 . S2CID   299829 .
  86. ^ Шеннон, Эндрю; Ву, Янквин; Литвик, Йорам (2016). «Формирование холодного классического пояса Койпера в легком диске» . Астрофизический журнал . 818 (2): 175. arXiv : 1510.01323 . Бибкод : 2016ApJ...818..175S . дои : 10.3847/0004-637X/818/2/175 . S2CID   118603263 .
  87. ^ Фрейзер, Уэсли К.; и еще 21 человек (2017 г.). «Все планетезимали, родившиеся вблизи пояса Койпера, сформировались как двойные». Природная астрономия . 1 (4): 0088. arXiv : 1705.00683 . Бибкод : 2017NatAs...1E..88F . дои : 10.1038/s41550-017-0088 . S2CID   256713769 . {{cite journal}}: CS1 maint: числовые имена: список авторов ( ссылка )
  88. ^ Гольдрейх, Питер; Литвик, Йорам; Сари, Реем (2002). «Формирование двойных систем пояса Койпера в результате динамического трения и столкновений трех тел». Природа . 420 (6916): 643–+646. arXiv : astro-ph/0208490 . Бибкод : 2002Natur.420..643G . дои : 10.1038/nature01227 . ПМИД   12478286 . S2CID   4386134 .
  89. ^ Куцци, JN, JN; Хоган, Р.К., Р.К. «Первичная аккреция за счет турбулентной концентрации: скорость образования планетезималей и роль вихревых трубок» (PDF) . 43-я конференция по науке о Луне и планетах.
  90. ^ Куцци, Дж. Н.; Хартлеп, Т.; Эстрада, П.Р. «Начальные функции масс планетезималей и скорость создания при турбулентной концентрации с использованием масштабно-зависимых каскадов» (PDF) . 47-я конференция по науке о Луне и планетах.
  91. ^ Окузуми, Сатоши; Танака, Хидекадзу; Кобаяши, Хироши; Вада, Кодзи (2012). «Быстрая коагуляция пористых пылевых агрегатов за пределами снеговой линии: путь к успешному формированию ледяных планетезималей». Астрофизический журнал . 752 (2): 106. arXiv : 1204.5035 . Бибкод : 2012ApJ...752..106O . дои : 10.1088/0004-637X/752/2/106 . S2CID   119244313 .
  92. ^ Катаока, Акимаса; Танака, Хидекадзу; Окзуми, Сатоши; Вада, Кодзи (2013). «Пушистая пыль за счет статического сжатия образует ледяные планетезимали». Астрономия и астрофизика . 557 : Л4. arXiv : 1307.7984 . Бибкод : 2013A&A...557L...4K . дои : 10.1051/0004-6361/201322151 . S2CID   118516580 .
  93. ^ Мичикоси, Сюго; Кокубо, Эйитиро (2016). «Формирование планетезималей в результате гравитационной нестабильности пористого пылевого диска» . Письма астрофизического журнала . 825 (2): Л28. arXiv : 1606.06824 . Бибкод : 2016ApJ...825L..28M . дои : 10.3847/2041-8205/825/2/L28 . S2CID   118396736 .
  94. ^ Аракава, Сота; Накамото, Тайши (2016). «Образование каменистых планетезималей посредством рыхлых агрегатов нанозерен» . Письма астрофизического журнала . 832 (2): Л19. arXiv : 1611.03859 . Бибкод : 2016ApJ...832L..19A . дои : 10.3847/2041-8205/832/2/L19 . S2CID   119061230 .
  95. ^ Доминик, Карстен; Пасун, Доминик; Борель, Герман (2016). «Строение пылевых агрегатов при иерархической коагуляции». arXiv : 1611.00167 [ astro-ph.EP ].
  96. ^ Сироно, Син-ити (2011). «Область спекания ледяных пылевых агрегатов в протопланетной туманности» . Астрофизический журнал . 735 (2): 131. Бибкод : 2011ApJ...735..131S . дои : 10.1088/0004-637X/735/2/131 .
  97. ^ Виндмарк, Ф.; Бирнстил, Т.; Гюттлер, К.; Блюм, Дж.; Даллемонд, CP; Хеннинг, Т. (2012). «Формирование планетезималей путем подъема: как прыгающий барьер может быть полезен для роста». Астрономия и астрофизика . 540 : А73. arXiv : 1201.4282 . Бибкод : 2012A&A...540A..73W . дои : 10.1051/0004-6361/201118475 . S2CID   54211635 .
  98. ^ Дронжковска, Ю.; Виндмарк, Ф.; Даллемонд, CP (2013). «Формирование планетезималей путем стремительного роста на внутреннем крае мертвых зон». Астрономия и астрофизика . 556 : А37. arXiv : 1306.3412 . Бибкод : 2013A&A...556A..37D . дои : 10.1051/0004-6361/201321566 . S2CID   119284033 .
  99. ^ Вайденшиллинг, SJ, SJ (2011). «Начальные размеры планетезималей и аккреция астероидов». Икар . 214 (2): 671–684. Бибкод : 2011Icar..214..671W . дои : 10.1016/j.icarus.2011.05.024 .
  100. ^ Вайденшиллинг, С. Дж., С. Дж. «Были ли астероиды рождены большими? Альтернативный сценарий» (PDF) . 41-я конференция по науке о Луне и планетах, состоявшаяся 1–5 марта 2010 г.
  101. ^ Чжэн, Сяочэнь; Лин, Дуглас, Северная Каролина; Кувенховен, МБН (2016). «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   250882893 .
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Streaming_instability&oldid=1177476621"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: a947a67e26f90290909c30e7043487d0__1695829680
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/a9/d0/a947a67e26f90290909c30e7043487d0.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Streaming instability - 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.)