✖


Jump to content

Небулярная гипотеза

(Перенаправлено с Планетарного формирования )
Звездообразование
Классы объектов
Теоретические концепции

Небулярная гипотеза — наиболее широко принятая модель в области космогонии, объясняющая формирование и эволюцию Солнечной системы (а также других планетных систем ). Это предполагает, что Солнечная система сформирована из газа и пыли, вращающихся вокруг Солнца , которые слиплись вместе, образовав планеты. Теория была разработана Иммануилом Кантом и опубликована в его «Всеобщей естественной истории и теории небес» (1755 г.), а затем модифицирована в 1796 г. Пьером Лапласом . Первоначально применённый к Солнечной системе , сейчас считается, что процесс формирования планетной системы происходит по всей Вселенной . Широко принятым современным вариантом небулярной теории является модель солнечного небулярного диска ( SNDM ) или модель солнечного небуляра . [1] Он предложил объяснения множеству свойств Солнечной системы, включая почти круговые и копланарные орбиты планет, а также их движение в том же направлении, что и вращение Солнца. Некоторые элементы первоначальной небулярной теории отражены в современных теориях формирования планет, но большинство элементов были заменены.

Согласно небулярной теории, звезды формируются в массивных и плотных облаках молекулярного водорода — гигантских молекулярных облаках (ГМО). Эти облака гравитационно нестабильны, и материя внутри них объединяется в более мелкие и плотные комки, которые затем вращаются, коллапсируют и образуют звезды. Звездообразование — сложный процесс, в результате которого всегда образуется газообразный протопланетный диск ( проплид вокруг молодой звезды ). Это может привести к рождению планет при определенных обстоятельствах, которые малоизвестны. Таким образом, образование планетных систем считается естественным результатом звездообразования. Для формирования звезды, подобной Солнцу, обычно требуется около 1 миллиона лет, а протопланетный диск превращается в планетную систему в течение следующих 10–100 миллионов лет. [2]

Протопланетный диск — это аккреционный диск , питающий центральную звезду. [3] Первоначально очень горячий, диск позже охлаждается, переходя в так называемую звездную стадию Т Тельца ; образование мелких пылинок из камней здесь возможно и льда. Зерна в конечном итоге могут сгуститься в планетезимали размером в километр . Если диск достаточно массивный, начинается безудержная аккреция, приводящая к быстрому (от 100 000 до 300 000 лет) формированию планетарных зародышей размером с Луну и Марс . Вблизи звезды планетарные зародыши проходят стадию насильственных слияний, в результате чего образуется несколько планет земной группы . Последняя стадия занимает примерно от 100 миллионов до миллиарда лет. [2]

Образование планет-гигантов – более сложный процесс. Считается, что это происходит за линией замерзания , где зародыши планет в основном состоят из различных типов льда. В результате они в несколько раз массивнее, чем во внутренней части протопланетного диска. Что следует за формированием зародыша, до конца не ясно. Некоторые зародыши, по-видимому, продолжают расти и в конечном итоге достигают 5–10 масс Земли — порогового значения, необходимого для начала аккреции газообразного водорода и гелия с диска. [4] Накопление газа ядром первоначально представляет собой медленный процесс, продолжающийся несколько миллионов лет, но после достижения формирующейся протопланетой массы около 30 земных масс ( МЭ ) он ускоряется и протекает безудержно. Считается, что планеты, подобные Юпитеру и Сатурну, накапливают большую часть своей массы всего за 10 000 лет. Аккреция прекращается, когда газ исчерпается. Сформированные планеты могут мигрировать на большие расстояния во время или после своего образования. Ледяные гиганты, такие как Уран и Нептун, считаются неудавшимися ядрами, образовавшимися слишком поздно, когда диск почти исчез. [2]

История

[ редактировать ]
Основная статья: История формирования Солнечной системы и гипотезы эволюции

Есть свидетельства того, что Эмануэль Сведенборг впервые предложил части небулярной теории в 1734 году. [5] [6] Иммануил Кант , знакомый с работами Сведенборга, развил теорию дальше в 1755 году, опубликовав свою собственную «Всеобщую естественную историю и теорию неба» , в которой утверждал, что газообразные облака ( туманности ) медленно вращаются, постепенно разрушаются и сплющиваются под действием гравитации , в конечном итоге образуя звезды. и планеты . [1]

Пьер-Симон Лаплас независимо разработал и предложил аналогичную модель в 1796 году. [1] в его «Экспозиции системы мира» . Он предположил, что Солнце изначально имело протяженную горячую атмосферу по всему объему Солнечной системы. Его теория предполагала сжимающееся и охлаждающееся протосолнечное облако — протосолнечную туманность. По мере того, как он охлаждался и сжимался, он сплющивался и вращался быстрее, выбрасывая (или теряя) ряд газообразных колец материала; и по его словам, планеты конденсировались из этого материала. Его модель была похожа на модель Канта, только более детальна и в меньшем масштабе. [1] Хотя в XIX веке доминировала небулярная модель Лапласа, она столкнулась с рядом трудностей. Основная проблема заключалась в распределении углового момента между Солнцем и планетами. Планеты обладают 99% углового момента, и этот факт не может быть объяснен небулярной моделью. [1] В результате в начале 20 века астрономы в значительной степени отказались от этой теории формирования планет.

По мнению некоторых, серьезная критика исходила в 19 веке от Джеймса Клерка Максвелла (1831–1879), который, как утверждается в некоторых источниках, утверждал, что различное вращение между внутренней и внешней частями кольца не может допускать конденсации материала. [7] Однако в ходе дальнейшего расследования и критика, и приписывание Максвеллу были сочтены неверными, при этом первоначальная ошибка была допущена Георгием Гамовым в некоторых популярных публикациях и с тех пор постоянно распространяется. [8] Астроном сэр Дэвид Брюстер также отверг Лапласа, написав в 1876 году, что «те, кто верят в небулярную теорию, считают несомненным, что наша Земля получила свое твердое вещество и свою атмосферу из кольца, выброшенного из солнечной атмосферы, которое впоследствии сжалось в твердую земную массу. сфера, из которой тем же самым процессом была отброшена Луна». Он утверждал, что согласно такой точке зрения «Луна обязательно должна была унести воду и воздух из водной и воздушной частей Земли и должна иметь атмосферу». [9] Брюстер утверждал, что религиозные убеждения сэра Исаака Ньютона ранее считали небулярные идеи склонными к атеизму, и цитировал его слова, что «рост новых систем из старых без посредничества Божественной силы казался ему явно абсурдным». ". [10]

Осознанные недостатки модели Лапласа побудили ученых найти ей замену. В течение 20-го века эту проблему рассматривали многие теории, в том числе планетезимальная теория Томаса Чемберлина и Фореста Моултона (1901), приливная модель Джеймса Джинса (1917), модель аккреции Отто Шмидта (1944), теория протопланет Уильяма МакКри. (1960) и, наконец, теория захвата Майкла Вулфсона . [1] В 1978 году Эндрю Прентис возродил первоначальные идеи Лапласа о формировании планет и разработал современную теорию Лапласа . [1] Ни одна из этих попыток не оказалась полностью успешной, и многие из предложенных теорий носили описательный характер.

Рождение современной широко распространенной теории формирования планет — модели солнечного небулярного диска (СНДМ) — можно отнести к советскому астроному Виктору Сафронову . [11] Его книга 1969 года «Эволюция протопланетного облака и формирование Земли и планет » [12] который был переведен на английский язык в 1972 году, оказал долгосрочное влияние на то, как ученые думают о формировании планет. [13] В этой книге были сформулированы практически все основные проблемы процесса формирования планет и решены некоторые из них. Идеи Сафронова получили дальнейшее развитие в работах Джорджа Уэзерилла , открывшего безудержную аккрецию . [1] Первоначально SNDM применялся только к Солнечной системе , но впоследствии теоретики считали, что он действует по всей Вселенной; По состоянию на 24 июля 2024 года астрономы обнаружили 7026 внесолнечных планет в нашей галактике . [14]

Модель солнечной туманности: достижения и проблемы

[ редактировать ]

Достижения

[ редактировать ]
Пылевые диски, окружающие близлежащие молодые звезды, более подробно. [15]

Процесс звездообразования закономерно приводит к появлению аккреционных дисков вокруг молодых звездных объектов. [16] В возрасте около 1 миллиона лет такие диски могут иметь 100% звезд. [17] Этот вывод подтверждается открытием газовых и пылевых дисков вокруг протозвезд и звезд Т Тельца, а также теоретическими соображениями. [18] Наблюдения за этими дисками показывают, что пылинки внутри них увеличиваются в размерах за короткие (тысячелетние) временные интервалы, образуя частицы размером в 1 сантиметр. [19]

Процесс аккреции, в результате которого планетезимали размером 1 км превращаются в тела размером 1000 км, теперь хорошо изучен. [20] Этот процесс развивается внутри любого диска, где плотность планетезималей достаточно высока, и протекает безудержно. Позже рост замедляется и продолжается в виде олигархической аккреции. Конечным результатом является образование планетарных зародышей разных размеров, которые зависят от расстояния от звезды. [20] Различные моделирования показали, что слияние зародышей во внутренней части протопланетного диска приводит к образованию нескольких тел размером с Землю. Таким образом, происхождение планет земной группы сейчас считается почти решенной проблемой. [21]

Текущие проблемы

[ редактировать ]

Физика аккреционных дисков сталкивается с некоторыми проблемами. [22] Самый важный из них — то, как материал, аккрецированный протозвездой, теряет свой угловой момент . Одно из возможных объяснений, предложенное Ханнесом Альфвеном, заключалось в том, что угловой момент был потерян солнечным ветром во время его звездной фазы Т Тельца. Импульс передается к внешним частям диска за счет вязких напряжений. [23] Вязкость создается макроскопической турбулентностью, но точный механизм, вызывающий эту турбулентность, не совсем понятен. Другим возможным процессом потери углового момента является магнитное торможение , при котором вращение звезды передается окружающему диску через магнитное поле этой звезды. [24] Основными процессами, ответственными за исчезновение газа в дисках, являются вязкая диффузия и фотоиспарение. [25] [26]

Множественная звездная система AS 205. [27]

Образование планетезималей — самая большая нерешенная проблема в модели небулярного диска. Как частицы размером 1 см объединяются в планетезимали размером 1 км, остается загадкой. Этот механизм, по-видимому, является ключом к вопросу о том, почему у некоторых звезд есть планеты, а у других нет ничего вокруг, даже пылевых поясов . [28]

Временные рамки формирования планет-гигантов также являются важной проблемой. Старые теории не могли объяснить, как их ядра могли сформироваться достаточно быстро, чтобы накопить значительные количества газа из быстро исчезающего протопланетного диска. [20] [29] Средний срок службы дисков, составляющий менее десяти миллионов (10 7 ) лет оказались короче времени, необходимого для формирования ядра. [17] Большой прогресс был достигнут в решении этой проблемы, и современные модели формирования планет-гигантов теперь способны сформировать Юпитер (или более массивные планеты) примерно за 4 миллиона лет или меньше, что вполне соответствует среднему сроку жизни газовых дисков. [30] [31] [32]

Еще одной потенциальной проблемой формирования планет-гигантов является их орбитальная миграция . Некоторые расчеты показывают, что взаимодействие с диском может вызвать быструю миграцию внутрь, которая, если ее не остановить, приведет к тому, что планета достигнет «центральных регионов, все еще будучи субюпитерианским объектом ». [33] Более поздние расчеты показывают, что эволюция диска во время миграции может смягчить эту проблему. [34]

Образование звезд и протопланетных дисков.

[ редактировать ]

Протозвезды

[ редактировать ]
Основная статья: Протозвезда
Видимый свет (слева) и инфракрасный (справа) вид Трехраздельной туманности — гигантского звездообразующего облака газа и пыли, расположенного на расстоянии 5400 световых лет от нас в созвездии Стрельца.

Считается, что звезды формируются внутри гигантских облаков холодного молекулярного водорода — гигантских молекулярных облаков примерно в 300 000 раз больше массы Солнца ( M ☉ ) и 20 парсеков в диаметре. [2] [35] На протяжении миллионов лет гигантские молекулярные облака склонны к коллапсу и фрагментации. [36] Эти фрагменты затем образуют небольшие плотные ядра, которые, в свою очередь, коллапсируют в звезды. [35] Масса ядер варьируется от долей до нескольких масс Солнца и называется протозвездными (протосолнечными) туманностями. [2] Они имеют диаметр 0,01–0,1 пк (2 000–20 000 а.е.) и плотность частиц примерно от 10 000 до 100 000 см . −3 . [а] [35] [37]

Первоначальный коллапс протозвездной туманности солнечной массы занимает около 100 000 лет. [2] [35] Каждая туманность начинается с определенного углового момента . Газ в центральной части туманности, обладающий относительно небольшим угловым моментом, подвергается быстрому сжатию и образует горячее гидростатическое (не сжимающееся) ядро, содержащее небольшую долю массы исходной туманности. [38] Это ядро ​​образует семя того, что станет звездой. [2] [38] По мере продолжения коллапса сохранение углового момента означает, что вращение падающей оболочки ускоряется. [39] [40] газа что в значительной степени предотвращает прямую аккрецию на центральное ядро. Вместо этого газ вынужден распространяться наружу вблизи своей экваториальной плоскости, образуя диск , который, в свою очередь, срастается с ядром. [2] [39] [40] Ядро постепенно увеличивается в массе, пока не превратится в молодую горячую протозвезду . [38] На этом этапе протозвезда и ее диск сильно скрыты падающей оболочкой и не видны напрямую. [16] оставшейся оболочки На самом деле непрозрачность настолько высока, что даже излучение миллиметровых волн с трудом выходит из нее. [2] [16] Такие объекты наблюдаются как очень яркие сгущения, излучающие преимущественно излучение миллиметрового и субмиллиметрового диапазона . [37] Они классифицируются как протозвезды спектрального класса 0. [16] Коллапс часто сопровождается биполярными истечениями — струями , исходящими вдоль оси вращения предполагаемого диска. Джеты часто наблюдаются в областях звездообразования (см. объекты Хербига – Аро (HH) ). [41] Светимость протозвезд класса 0 высока — протозвезда солнечной массы может излучать до 100 солнечных светимостей. [16] Источником этой энергии является гравитационный коллапс , поскольку их ядра еще недостаточно горячи, чтобы начать ядерный синтез . [38] [42]

Инфракрасное изображение молекулярного истечения из скрытой новорожденной звезды HH 46/47.

По мере того, как падение ее материала на диск продолжается, оболочка в конечном итоге становится тонкой и прозрачной, и молодой звездный объект (YSO) становится видимым сначала в дальнем инфракрасном свете, а затем и в видимом. [37] Примерно в это же время протозвезда начинает синтезировать дейтерий . Если протозвезда достаточно массивна (более 80 масс Юпитера ( МДж ) ), происходит синтез водорода. В противном случае, если его масса слишком мала, объект станет коричневым карликом . [42] Рождение новой звезды происходит примерно через 100 000 лет после начала коллапса. [2] Объекты на этом этапе известны как протозвезды класса I. [16] которые также называют молодыми звездами Т Тельца , развитыми протозвездами или молодыми звездными объектами. [16] К этому времени формирующаяся звезда уже аккрецировала большую часть своей массы: общая масса диска и оставшейся оболочки не превышает 10–20% массы центральной YSO. [37]

На следующем этапе оболочка полностью исчезает, будучи собранной диском, и протозвезда становится классической звездой Т Тельца. [б] Это произойдет примерно через 1 миллион лет. [2] Масса диска вокруг классической звезды Т Тельца составляет около 1–3% от массы звезды, а аккреция происходит со скоростью 10 −7 до 10 −9  М ☉ в год. [45] Обычно также присутствует пара биполярных струй. [46] Аккреция объясняет все своеобразные свойства классических звезд Т Тельца: сильный поток в эмиссионных линиях (до 100% собственной светимости звезды), магнитную активность, фотометрическую переменность и джеты. [47] Эмиссионные линии на самом деле формируются, когда аккрецированный газ попадает на «поверхность» звезды, что происходит вокруг ее магнитных полюсов . [47] Джеты являются побочным продуктом аккреции: они уносят чрезмерный угловой момент. Классическая стадия Т Тельца длится около 10 миллионов лет. [2] Диск в конечном итоге исчезает из-за аккреции на центральную звезду, образования планет, выброса струй и фотоиспарения УФ-излучением центральной звезды и близлежащих звезд. [48] В результате молодая звезда становится слабоочерченной звездой Т Тельца , которая медленно, в течение сотен миллионов лет, эволюционирует в обычную солнцеподобную звезду. [38]

Протопланетные диски

[ редактировать ]
Смотрите также: Протопланетный диск и планетезималь.
Диски обломков обнаружены на архивных изображениях HST молодых звезд HD 141943 и HD 191089 с использованием улучшенных процессов визуализации (24 апреля 2014 г.). [49]

При определенных обстоятельствах диск, который теперь можно назвать протопланетным, может породить планетную систему . [2] Протопланетные диски наблюдались вокруг очень большой части звезд в молодых звездных скоплениях . [17] [50] Они существуют с начала формирования звезды, но на самых ранних стадиях ненаблюдаемы из-за непрозрачности окружающей оболочки. [16] диск протозвезды Считается, что класса 0 массивный и горячий. Это аккреционный диск , питающий центральную протозвезду. [39] [40] Температура может легко превысить 400 К внутри 5 а.е. и 1000 К внутри 1 а.е. [51] Нагрев диска вызван, прежде всего, в нем и вязкой диссипацией турбулентности падением газа из туманности. [39] [40] Высокая температура внутреннего диска приводит к тому, что большая часть летучих материалов — воды, органических веществ и некоторых камней — испаряется, оставляя только наиболее тугоплавкие элементы, такие как железо . Лед может сохраниться только во внешней части диска. [51]

формируется протопланетный диск. В туманности Ориона

Основная проблема физики аккреционных дисков — возникновение турбулентности и механизм, ответственный за высокую эффективную вязкость . [2] Считается, что турбулентная вязкость ответственна за перенос массы к центральной протозвезде и импульса к периферии диска. Это жизненно важно для аккреции, потому что газ может аккрецироваться центральной протозвездой только в том случае, если она потеряет большую часть своего углового момента, который должен быть унесен небольшой частью газа, дрейфующей наружу. [39] [52] Результатом этого процесса является рост как протозвезды, так и радиуса диска , который может достигать 1000 а.е., если начальный угловой момент туманности достаточно велик. [40] Большие диски регулярно наблюдаются во многих областях звездообразования, таких как туманность Ориона . [18]

Duration: 27 seconds.
Впечатление художника от диска и газовых потоков вокруг молодой звезды HD 142527 . [53]

Срок жизни аккреционных дисков составляет около 10 миллионов лет. [17] К тому времени, когда звезда достигает классической стадии Т-Тельца, диск становится тоньше и остывает. [45] Менее летучие материалы начинают конденсироваться ближе к его центру, образуя пылинки размером 0,1–1 мкм, содержащие кристаллические силикаты . [19] Транспорт материала с внешнего диска может смешивать эти вновь образовавшиеся пылинки с первичными , содержащими органические вещества и другие летучие вещества. Это смешение может объяснить некоторые особенности состава тел Солнечной системы, такие как наличие межзвездных зерен в примитивных метеоритах и ​​тугоплавких включений в кометах. [51]

Различные формирования планет процессы , включая экзокометы и другие планетезимали , вокруг Беты Живописца , очень молодой звезды типа AV ( НАСА ). концепция художника

Частицы пыли имеют тенденцию слипаться друг с другом в плотной среде диска, что приводит к образованию более крупных частиц размером до нескольких сантиметров. [54] следы переработки и коагуляции пыли. В инфракрасных спектрах молодых дисков наблюдаются [19] Дальнейшая агрегация может привести к образованию планетезималей диаметром 1 км и более, которые являются строительными блоками планет . [2] [54] Образование планетезималей — еще одна нерешенная проблема физики дисков, поскольку простое прилипание становится неэффективным по мере увеличения частиц пыли. [28]

Одна из гипотез – образование в результате гравитационной нестабильности . Частицы размером несколько сантиметров и более медленно оседают вблизи средней плоскости диска, образуя очень тонкий — менее 100 км — и плотный слой. Этот слой гравитационно нестабилен и может распадаться на многочисленные комки, которые, в свою очередь, распадаются на планетезимали. [2] [28] Однако разные скорости газового диска и твердых тел вблизи средней плоскости могут создавать турбулентность, которая не позволяет слою стать достаточно тонким для фрагментации из-за гравитационной нестабильности. [55] Это может ограничить образование планетезималей из-за гравитационной нестабильности определенными местами диска, где концентрация твердых веществ повышена. [56]

Другим возможным механизмом образования планетезималей является потоковая неустойчивость , при которой сопротивление, ощущаемое частицами, вращающимися по орбитам в газе, создает эффект обратной связи, вызывающий рост локальных концентраций. Эти локальные концентрации отталкивают газ, создавая область, где встречный ветер, ощущаемый частицами, меньше. Таким образом, концентрация может вращаться быстрее и подвергаться меньшему радиальному дрейфу. Изолированные частицы присоединяются к этим концентрациям по мере того, как их догоняют или когда они дрейфуют внутрь, вызывая рост массы. В конечном итоге эти концентрации образуют массивные нити, которые фрагментируются и подвергаются гравитационному коллапсу, образуя планетезимали размером с более крупные астероиды. [57]

Формирование планет также может быть спровоцировано гравитационной нестабильностью внутри самого диска, что приводит к его фрагментации на сгустки. Некоторые из них, если они достаточно плотные, разрушятся , [52] что может привести к быстрому образованию газовых планет-гигантов и даже коричневых карликов в масштабе 1000 лет. [58] Если эти сгустки мигрируют внутрь по мере продолжения коллапса, приливные силы звезды могут привести к значительной потере массы, оставив после себя тело меньшего размера. [59] Однако это возможно только в массивных дисках — массивнее 0,3 M ☉ . Для сравнения, типичная масса диска составляет 0,01–0,03 M ☉ . Поскольку массивные диски редки, этот механизм формирования планет считается нечастым. [2] [22] С другой стороны, он может играть важную роль в формировании коричневых карликов . [60]

Столкновение астероидов – построение планет (художественная концепция).

Окончательное рассеивание протопланетных дисков вызывается рядом различных механизмов. Внутренняя часть диска либо аккрецирована звездой, либо выброшена биполярными джетами . [45] [46] тогда как внешняя часть может испаряться звезды под мощным УФ -излучением на стадии Т Тельца. [61] или близлежащими звездами. [48] Газ в центральной части может либо аккрецироваться, либо выбрасываться растущими планетами, тогда как мелкие частицы пыли выбрасываются радиационным давлением центральной звезды. В конечном итоге останется либо планетная система, остатки пылевого диска без планет, либо ничего, если планетезимали не смогли сформироваться. [2]

Поскольку планетезимали очень многочисленны и распространены по всему протопланетному диску, некоторые из них переживают формирование планетной системы. Под астероидами понимают оставшиеся планетезимали, постепенно измельчающие друг друга на все более и более мелкие кусочки, тогда как кометы обычно представляют собой планетезимали из дальних уголков планетной системы. Метеориты — это образцы планетезималей, которые достигают поверхности планеты и предоставляют много информации о формировании Солнечной системы. Метеориты примитивного типа представляют собой куски расколовшихся планетезималей малой массы, в которых не термическая дифференциация , а метеориты обработанного типа представляют собой куски расколовшихся массивных планетезималей. произошла [62] Межзвездные объекты могли быть захвачены и стать частью молодой Солнечной системы. [63]

Формирование планет

[ редактировать ]

Скалистые планеты

[ редактировать ]

Согласно модели солнечного небулярного диска, скалистые планеты формируются во внутренней части протопланетного диска, в пределах линии замерзания , где температура достаточно высока, чтобы предотвратить конденсацию водяного льда и других веществ в зерна. [64] Это приводит к коагуляции чисто каменистых зерен и позднее к образованию каменистых планетезималей. [с] [64] Считается, что такие условия существуют во внутренней части диска солнцеподобной звезды размером 3–4 а.е. [2]

После того, как тем или иным образом образовались небольшие планетезимали — около 1 км в диаметре, безудержная аккреция . начинается [20] Его называют убегающим, потому что скорость роста массы пропорциональна R. 4 ~М 4/3 , где R и M — радиус и масса растущего тела соответственно. [65] Удельный (деленный на массу) рост ускоряется по мере увеличения массы. Это приводит к преимущественному росту более крупных тел за счет более мелких. [20] Безудержная аккреция длится от 10 000 до 100 000 лет и заканчивается, когда диаметр самых крупных тел превышает примерно 1000 км. [20] Замедление аккреции вызвано гравитационными возмущениями со стороны крупных тел на остальных планетезималях. [20] [65] Кроме того, влияние более крупных тел останавливает дальнейший рост более мелких тел. [20]

Следующий этап называется олигархической аккрецией . [20] Для него характерно доминирование нескольких сотен крупнейших тел-олигархов, которые продолжают медленно аккрецировать планетезимали. [20] Никто, кроме олигархов, не может расти. [65] На этом этапе скорость аккреции пропорциональна R 2 , который получен из геометрического сечения олигарха. [65] Удельная скорость аккреции пропорциональна M −1/3 ; и она уменьшается с увеличением массы тела. Это позволяет более мелким олигархам догнать более крупных. Олигархи держатся на расстоянии около 10·H r ( H r = a(1-e)(M/3M s ) 1/3 – радиус Хилла , где a – большая полуось , e – эксцентриситет орбиты , а M s – масса центральной звезды) друг от друга за счет влияния остальных планетезималей. [20] Их орбитальные эксцентриситеты и наклонения остаются небольшими. Олигархи продолжают накапливаться до тех пор, пока планетезимали в диске вокруг них не иссякнут. [20] Иногда соседние олигархи сливаются. Конечная масса олигарха зависит от расстояния до звезды и поверхностной плотности планетезималей и называется изоляционной массой. [65] каменистых планет она составляет до 0,1 МЭ Для , или одной Марса . массы [2] Конечным результатом олигархической стадии является образование примерно 100 планетарных зародышей размером от Луны до Марса, равномерно расположенных на расстоянии около 10·H r . [21] Считается, что они находятся внутри промежутков в диске и разделены кольцами оставшихся планетезималей. Считается, что этот этап продлится несколько сотен тысяч лет. [2] [20]

Последняя стадия формирования каменистых планет — стадия слияния . [2] Оно начинается, когда остается лишь небольшое количество планетезималей и зародыши становятся достаточно массивными, чтобы возмущать друг друга, что приводит к тому, что их орбиты становятся хаотичными . [21] На этом этапе эмбрионы выбрасывают оставшиеся планетезимали и сталкиваются друг с другом. Результатом этого процесса, продолжающегося от 10 до 100 миллионов лет, является образование ограниченного числа тел размером с Землю. Моделирование показывает, что количество выживших планет составляет в среднем от 2 до 5. [2] [21] [62] [66] В Солнечной системе они могут быть представлены Землей и Венерой . [21] Для формирования обеих планет потребовалось слияние примерно 10–20 зародышей, при этом равное их количество было выброшено за пределы Солнечной системы. [62] Считается, что некоторые из эмбрионов, зародившихся в поясе астероидов , принесли воду на Землю. [64] Марс и Меркурий можно рассматривать как оставшиеся эмбрионы, пережившие это соперничество. [62] Скалистые планеты, которым удалось объединиться, в конечном итоге выходят на более или менее стабильные орбиты, что объясняет, почему планетные системы обычно заполнены до предела; или, другими словами, почему они всегда оказываются на грани нестабильности. [21]

Гигантские планеты

[ редактировать ]
Пылевой диск вокруг Фомальгаута — самой яркой звезды созвездия Австрийских Рыб. Асимметрия диска может быть вызвана планетой-гигантом (или планетами), вращающимися вокруг звезды.

Образование планет-гигантов — выдающаяся проблема планетологии . [22] В рамках модели солнечной небулярности существуют две теории их образования. Первая — это модель дисковой неустойчивости , согласно которой планеты-гиганты образуются в массивном протопланетном диске в результате его гравитационного фрагментирования (см. выше). [58] Вторая возможность – это модель аккреции ядра , которая также известна как модель зародышевой нестабильности . [22] [34] Последний сценарий считается наиболее перспективным, поскольку он может объяснить образование планет-гигантов в дисках относительно малой массы (менее 0,1 M ☉ ). [34] В этой модели формирование планет-гигантов разделено на два этапа: а) аккреция ядра размером примерно 10 М Е и б) аккреция газа из протопланетного диска. [2] [22] [67] Любой метод может также привести к созданию коричневых карликов . [31] [68] Поиски 2011 года показали, что аккреция ядра, вероятно, является доминирующим механизмом формирования. [68]

Считается, что формирование ядра гигантской планеты происходит примерно по тому же принципу, что и формирование планет земной группы. [20] Все начинается с планетезималей, которые подвергаются безудержному росту, за которым следует более медленная олигархическая стадия. [65] Гипотезы не предсказывают стадию слияния из-за малой вероятности столкновений планетных зародышей во внешней части планетных систем. [65] Дополнительным отличием является состав планетезималей , которые у планет-гигантов формируются за так называемой линией инея и состоят в основном изо льда — соотношение льда и породы примерно 4 к 1. [29] Это увеличивает массу планетезималей в четыре раза. Однако туманность минимальной массы, способная к образованию планет земной группы, может образовать только 1–2 ядра M E на расстоянии Юпитера (5 а.е.) в течение 10 миллионов лет. [65] Последнее число представляет собой среднее время жизни газовых дисков вокруг звезд типа Солнца. [17] Среди предлагаемых решений — увеличение массы диска — достаточно десятикратного увеличения; [65] миграция протопланет, которая позволяет эмбриону прирастать больше планетезималей; [29] и, наконец, усиление аккреции из-за сопротивления газа в газовых оболочках эмбрионов. [29] [32] [69] Некоторая комбинация вышеупомянутых идей может объяснить образование ядер газовых планет-гигантов, таких как Юпитер и, возможно, даже Сатурн . [22] Образование таких планет, как Уран и Нептун, является более проблематичным, поскольку ни одна теория не способна обеспечить образование их ядер in situ на расстоянии 20–30 а.е. от центральной звезды. [2] Одна из гипотез состоит в том, что первоначально они аккрецировались в районе Юпитер-Сатурн, затем рассеялись и мигрировали в свое нынешнее место. [70] Другое возможное решение — рост ядер планет-гигантов посредством нарастания гальки . При аккреции гальки объекты диаметром от сантиметра до метра, падающие на массивное тело, достаточно замедляются сопротивлением газа, чтобы они могли по спирали двигаться к нему и срастаться. Рост за счет прироста гальки может быть в 1000 раз быстрее, чем за счет прироста планетезималей. [71]

Как только ядра приобретут достаточную массу (5–10 M E ), они начнут собирать газ из окружающего диска. [2] Первоначально это медленный процесс, приводящий к увеличению массы ядра до 30 M E за несколько миллионов лет. [29] [69] После этого темпы аккреции резко возрастают и оставшиеся 90% массы накапливаются примерно за 10 000 лет. [69] Аккреция газа прекращается, когда запасы диска исчерпаны. [67] Это происходит постепенно, за счет образования разрыва плотности в протопланетном диске и его рассредоточения. [34] [72] В этой модели ледяные гиганты — Уран и Нептун — представляют собой неудавшиеся ядра, которые начали аккрецию газа слишком поздно, когда почти весь газ уже исчез. Стадия послеубегающей газовой аккреции характеризуется миграцией вновь образовавшихся планет-гигантов и продолжающейся медленной газовой аккрецией. [72] Миграция вызвана взаимодействием планеты, сидящей в разрыве, с оставшимся диском. Он прекращается, когда протопланетный диск исчезает или когда достигается конец диска. Последний случай соответствует так называемым горячим Юпитерам , которые, вероятно, прекратили свою миграцию, когда достигли внутренней дыры в протопланетном диске. [72]

В замысле этого художника планета вращается через поляну (разрыв) в пыльном диске соседней звезды, образующем планету.

Планеты-гиганты могут существенно влиять на формирование планет земной группы . Присутствие гигантов имеет тенденцию к увеличению эксцентриситетов и наклонов (см. Механизм Козаи ) планетезималей и зародышей в области планет земной группы (внутри 4 а.е. в Солнечной системе). [62] [66] Если планеты-гиганты формируются слишком рано, они могут замедлить или предотвратить аккрецию внутренних планет. Если они образуются ближе к концу олигархической стадии, как, как полагают, произошло в Солнечной системе, они будут влиять на слияния планетарных зародышей, делая их более жестокими. [62] В результате количество планет земной группы уменьшится, и они станут более массивными. [73] Кроме того, размеры системы сократятся, поскольку планеты земной группы будут формироваться ближе к центральной звезде. Считается , что влияние планет-гигантов в Солнечной системе, особенно Юпитера , ограничено, поскольку они относительно удалены от планет земной группы. [73]

Иным образом окажет влияние регион планетной системы, прилегающий к планетам-гигантам. [66] В такой области эксцентриситеты эмбрионов могут стать настолько большими, что эмбрионы пройдут вплотную к планете-гиганту, что может привести к их выбросу из системы. [д] [62] [66] Если удалить все зародыши, то в этом регионе не образуется ни одной планеты. [66] Дополнительным последствием является то, что останется огромное количество мелких планетезималей, поскольку планеты-гиганты не способны уничтожить их всех без помощи эмбрионов. Общая масса оставшихся планетезималей будет невелика, поскольку совокупное действие зародышей перед их выбросом и планет-гигантов еще достаточно сильное, чтобы удалить 99% малых тел. [62] Такая область со временем превратится в пояс астероидов , который является полным аналогом пояса астероидов Солнечной системы, расположенного на расстоянии от 2 до 4 а.е. от Солнца. [62] [66]

Экзопланеты

[ редактировать ]

За последние двадцать лет были идентифицированы тысячи экзопланет, и, по крайней мере, еще миллиарды в нашей наблюдаемой Вселенной еще предстоит открыть. [74] Орбиты многих из этих планет и систем планет существенно отличаются от планет Солнечной системы. Открытые экзопланеты включают горячие Юпитеры, теплые Юпитеры, суперземли и системы плотно расположенных внутренних планет.

Считается, что горячие и теплые юпитеры мигрировали на свои нынешние орбиты во время или после их формирования. Был предложен ряд возможных механизмов этой миграции. Миграция типа I или типа II может плавно уменьшить большую полуось орбиты планеты, что приведет к образованию теплого или горячего Юпитера. Гравитационное рассеяние другими планетами на эксцентричные орбиты с перигелием вблизи звезды с последующей циркуляризацией ее орбиты за счет приливных взаимодействий со звездой может оставить планету на близкой орбите. Если на наклонной орбите присутствовала массивная планета-компаньон или звезда, замена наклона на эксцентриситет посредством механизма Козаи, повышающего эксцентриситет и опускающего перигелий с последующей циркуляризацией, также может привести к замыканию орбиты. Многие из планет размером с Юпитер имеют эксцентричные орбиты, что может указывать на то, что между планетами произошли гравитационные столкновения, хотя миграция в условиях резонанса также может вызывать эксцентриситет. [75] Также было предложено выращивание горячих юпитеров in situ на близко вращающихся суперземлях. Ядра в этой гипотезе могли образоваться локально или на большем расстоянии и мигрировать близко к звезде. [76]

Считается, что суперземли и другие планеты, вращающиеся по близкой орбите, сформировались либо in situ, либо ex situ, то есть мигрировали внутрь из своего первоначального местоположения. [77] Для формирования in situ близко вращающихся суперземель потребуется массивный диск, миграция планетарных зародышей с последующими столкновениями и слияниями или радиальный дрейф небольших твердых тел из дальних частей диска. Миграция суперземель или зародышей, которые столкнулись, чтобы образовать их, вероятно, была типом I из-за их меньшей массы. Резонансные орбиты некоторых систем экзопланет указывают на то, что в этих системах произошла некоторая миграция, в то время как расстояние между орбитами во многих других системах, не находящихся в резонансе, указывает на то, что нестабильность, вероятно, произошла в этих системах после рассеяния газового диска. Отсутствие Суперземель и близко вращающихся планет в Солнечной системе может быть связано с тем, что предыдущее формирование Юпитера блокировало их внутреннюю миграцию. [78]

Количество газа, которое приобретает супер-Земля, сформировавшаяся in situ, может зависеть от того, когда планетарные зародыши слились из-за гигантских ударов относительно рассеяния газового диска. Если слияния произойдут после того, как газовый диск рассеется, то могут образоваться планеты земной группы, если в переходном диске, то может образоваться супер-Земля с газовой оболочкой, содержащей несколько процентов ее массы. Если слияния произойдут слишком рано, может произойти неконтролируемое приращение газа, что приведет к образованию газового гиганта. Слияния начинаются, когда динамическое трение, вызванное газовым диском, становится недостаточным для предотвращения столкновений - процесс, который начнется раньше в диске с более высокой металличностью. [79] В качестве альтернативы аккреция газа может быть ограничена из-за того, что оболочки не находятся в гидростатическом равновесии, вместо этого газ может течь через оболочку, замедляя его рост и задерживая начало неконтролируемой аккреции газа до тех пор, пока масса ядра не достигнет 15 масс Земли. [80]

Значение приращения

[ редактировать ]

Использование термина « аккреционный диск » для протопланетного диска приводит к путанице в отношении процесса планетарной аккреции .Протопланетный диск иногда называют аккреционным диском, потому что, пока молодая протозвезда, подобная Т Тельца, все еще сжимается, газообразный материал все еще может падать на нее, срастаясь на ее поверхности с внутреннего края диска. [40] В аккреционном диске существует чистый поток массы от больших радиусов к меньшим. [23]

Однако это значение не следует путать с процессом аккреции, образующей планеты. В этом контексте аккреция относится к процессу охлаждения, затвердевания частиц пыли и льда, вращающихся вокруг протозвезды в протопланетном диске, сталкивающихся, слипающихся друг с другом и постепенно растущих, вплоть до высокоэнергетических столкновений между крупными планетезималями . [20]

Кроме того, планеты-гиганты, вероятно, имели собственные аккреционные диски в первом значении этого слова. [81] Облака захваченного газообразного водорода и гелия сжимались, вращались, сплющивались и откладывали газ на поверхности каждой гигантской протопланеты , в то время как твердые тела внутри этого диска аккрецировались в обычные спутники гигантской планеты. [82]

См. также

[ редактировать ]

Примечания

[ редактировать ]
  1. ^ Сравните с плотностью частиц воздуха на уровне моря — 2,8 × 10. 19 см −3 .
  2. ^ Звезды T Тельца — молодые звезды с массой менее 2,5 M ☉, демонстрирующие повышенный уровень активности. Их разделяют на два класса: слаболинованные и классические звезды Т Тельца. [43] Последние имеют аккреционные диски и продолжают аккрецировать горячий газ, что проявляется в сильных эмиссионных линиях в их спектре. Первые не обладают аккреционными дисками. Классические звезды Т Тельца превращаются в звезды Т Тельца со слабыми линиями. [44]
  3. ^ Планетезимали . вблизи внешнего края области планет земной группы — на расстоянии от 2,5 до 4 а.е. от Солнца — могут накапливать некоторое количество льда Однако камни по-прежнему будут доминировать, как и во внешнем главном поясе Солнечной системы. [64]
  4. ^ Как вариант, они могут столкнуться с центральной звездой или планетой-гигантом.

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ Jump up to: а б с д и ж г час Вульфсон, ММ (1993). «Солнечная система – ее происхождение и эволюция». QJR Астрон. Соц . 34 : 1–20. Бибкод : 1993QJRAS..34....1W . Подробнее о позиции Канта см. Стивен Палмквист, «Переоценка космогонии Канта», Исследования по истории и философии науки 18:3 (сентябрь 1987 г.), стр. 255–269.
  2. ^ Jump up to: а б с д и ж г час я дж к л м н тот п д р с т в v В х и С Монмерль, Тьерри; Ожеро, Жан-Шарль; Шоссидон, Марк; и др. (2006). «Формирование Солнечной системы и ранняя эволюция: первые 100 миллионов лет». Земля, Луна и планеты . 98 (1–4): 39–95. Бибкод : 2006EM&P...98...39M . дои : 10.1007/s11038-006-9087-5 . S2CID   120504344 .
  3. ^ Эндрюс, Робин Джордж (10 августа 2022 г.). «Астрономы, возможно, нашли самую молодую планету в Галактике. Телескоп Уэбба скоро поможет измерить мир, что может дать представление о том, как сформировалась наша планета» . Нью-Йорк Таймс . Проверено 11 августа 2022 г.
  4. ^ Д'Анджело, Дж.; Боденхаймер, П. (2013). «Трехмерные радиационно-гидродинамические расчеты оболочек молодых планет, встроенных в протопланетные диски». Астрофизический журнал . 778 (1): 77 (29 стр.). arXiv : 1310.2211 . Бибкод : 2013ApJ...778...77D . дои : 10.1088/0004-637X/778/1/77 . S2CID   118522228 .
  5. ^ Сведенборг, Эмануэль (1734). (Principia) Латынь: Opera Philosophica et Mineralia (английский: Философские и минералогические труды) . Том. Я.
  6. ^ Бейкер, Грегори Л. «Эмануэль Свенборг - космолог XVIII века». Учитель физики . Октябрь 1983 г., стр. 441–446.
  7. ^ Джордж Х.А. Коул (2013). Планетарная наука: наука о планетах вокруг звезд, второе издание, Майкл М. Вулфсон, с. 190
  8. ^ Петцольд, Чарльз (февраль 2005 г.). «Максвелл, молекулы и эволюция» . Проверено 03 января 2023 г.
  9. ^ Брестер, Дэвид (1876), «Больше миров, чем один: Кредо философа и надежда христианина», Чатто и Виндус, Пикадилли, стр. 153
  10. ^ Как цитирует Дэвид Брюстер: «Больше миров, чем один: кредо философа и надежда христианина», Неподвижные звезды и бинарные системы. п. 233
  11. ^ Хенбест, Найджел (1991). «Рождение планет: Земля и соседние с ней планеты, возможно, пережили времена, когда планеты рикошетили вокруг Солнца, как шарикоподшипники на столе для игры в пинбол» . Новый учёный . Проверено 18 апреля 2008 г.
  12. ^ Сафронов, Виктор Сергеевич (1972). Эволюция протопланетного облака и образование Земли и планет . Израильская программа научных переводов. ISBN  978-0-7065-1225-0 .
  13. ^ Уэтерилл, Джордж В. (1989). «Награда Леонардской медали Виктору Сергеевичу Сафронову» . Метеоритика . 24 (4): 347. Бибкод : 1989Metic..24..347W . дои : 10.1111/j.1945-5100.1989.tb00700.x .
  14. ^ Шнайдер, Жан (10 сентября 2011 г.). «Интерактивный каталог внесолнечных планет» . Энциклопедия внесолнечных планет . Проверено 10 сентября 2011 г.
  15. ^ «СФЕРА» представляет собой удивительный зоопарк дисков вокруг молодых звезд . www.eso.org . Проверено 11 апреля 2018 г.
  16. ^ Jump up to: а б с д и ж г час Андре, Филипп; Монмерль, Тьерри (1994). «Из звезд Т Тельца протозвезды: околозвездное вещество и молодые звездные объекты в облаке ρ Змееносца» . Астрофизический журнал . 420 : 837–862. Бибкод : 1994ApJ...420..837A . дои : 10.1086/173608 .
  17. ^ Jump up to: а б с д и Хайш, Карл Э.; Лада, Елизавета Александровна; Лада, Чарльз Дж. (2001). «Дисковые частоты и время жизни в молодых скоплениях». Астрофизический журнал . 553 (2): Л153–Л156. arXiv : astro-ph/0104347 . Бибкод : 2001ApJ...553L.153H . дои : 10.1086/320685 . S2CID   16480998 .
  18. ^ Jump up to: а б Пэджетт, Дебора Л.; Бранднер, Вольфганг; Стапельфельдт, Карл Л.; и др. (1999). «Космический телескоп Хаббл/Никмос: изображения дисков и оболочек вокруг очень молодых звезд». Астрономический журнал . 117 (3): 1490–1504. arXiv : astro-ph/9902101 . Бибкод : 1999AJ....117.1490P . дои : 10.1086/300781 . S2CID   16498360 .
  19. ^ Jump up to: а б с Кесслер-Силаччи, Жаклин; Ожеро, Жан-Шарль; Даллемонд, Корнелис П.; и др. (2006). «c2d SPITZER IRS-спектры дисков вокруг звезд T Тельца. I. Силикатная эмиссия и рост зерен». Астрофизический журнал . 639 (3): 275–291. arXiv : astro-ph/0511092 . Бибкод : 2006ApJ...639..275K . дои : 10.1086/499330 . S2CID   118938125 .
  20. ^ Jump up to: а б с д и ж г час я дж к л м н тот Кокубо, Эйитиро; Ида, Сигеру (2002). «Формирование протопланетных систем и разнообразие планетных систем». Астрофизический журнал . 581 (1): 666–680. Бибкод : 2002ApJ...581..666K . дои : 10.1086/344105 .
  21. ^ Jump up to: а б с д и ж Раймонд, Шон Н.; Куинн, Томас; Лунин, Джонатан И. (2006). «Моделирование окончательной сборки землеподобных планет 1 с высоким разрешением: земная аккреция и динамика». Икар . 183 (2): 265–282. arXiv : astro-ph/0510284 . Бибкод : 2006Icar..183..265R . дои : 10.1016/j.icarus.2006.03.011 . S2CID   119069411 .
  22. ^ Jump up to: а б с д и ж Вурхтерль, Г. (2004). «Формирование планеты» . У П. Эренфройнда; и др. (ред.). Формирование планет для оценки обитаемости в Галактике . Астробиология: перспективы будущего . Библиотека астрофизики и космических наук. Академическое издательство Клувер. стр. 67–96. дои : 10.1007/1-4020-2305-7 . ISBN  9781402023040 .
  23. ^ Jump up to: а б Линден-Белл, Д.; Прингл, Дж. Э. (1974). «Эволюция вязких дисков и происхождение небулярных переменных» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 168 (3): 603–637. Бибкод : 1974MNRAS.168..603L . дои : 10.1093/mnras/168.3.603 .
  24. ^ Девитт, Терри (31 января 2001 г.). «Что тормозит безумно вращающиеся звезды?» . Университет Висконсин-Мэдисон . Проверено 9 апреля 2013 г.
  25. ^ Даллемонд, К.; Холленбах, Д.; Камп, И.; Д'Алессио, П. (2007). «Модели строения и эволюции протопланетных дисков». В Рейпурте, Б.; Джуитт, Д.; Кейл, К. (ред.). Протозвезды и планеты V . Тусон, Аризона: Издательство Университета Аризоны. стр. 555–572. arXiv : astro-ph/0602619 . Бибкод : 2007prpl.conf..555D . ISBN  978-0816526543 .
  26. ^ Кларк, К. (2011). «Рассеивание дисков вокруг молодых звезд». В Гарсиа, П. (ред.). Физические процессы в околозвездных дисках вокруг молодых звезд . Чикаго, Иллинойс: Издательство Чикагского университета. стр. 355–418 . ISBN  9780226282282 .
  27. ^ «Миры со многими солнцами» . www.eso.org . Проверено 11 февраля 2019 г.
  28. ^ Jump up to: а б с Юдин, Эндрю Н.; Шу, Фрэнк Н. (2002). «Образование 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 .
  29. ^ Jump up to: а б с д и Инаба, С.; Уэтерилл, Джорджия; Икома, М. (2003). «Формирование планет-газовых гигантов: модели аккреции ядра с фрагментацией и планетарной оболочкой» (PDF) . Икар . 166 (1): 46–62. Бибкод : 2003Icar..166...46I . дои : 10.1016/j.icarus.2003.08.001 . Архивировано из оригинала (PDF) 12 сентября 2006 г.
  30. ^ Лиссауэр, Джей Джей; Губицкий О.; Д'Анджело, Дж.; Боденхаймер, П. (2009). «Модели роста Юпитера с учетом тепловых и гидродинамических ограничений». Икар . 199 (2): 338–350. arXiv : 0810.5186 . Бибкод : 2009Icar..199..338L . дои : 10.1016/j.icarus.2008.10.004 . S2CID   18964068 .
  31. ^ Jump up to: а б Боденхаймер, П.; Д'Анджело, Дж.; Лиссауэр, Джей Джей; Фортни, Джей-Джей; и др. (2013). «Горение дейтерия на массивных планетах-гигантах и ​​маломассивных коричневых карликах, образовавшихся в результате аккреции с ядром». Астрофизический журнал . 770 (2): 120 (13 стр.). arXiv : 1305.0980 . Бибкод : 2013ApJ...770..120B . дои : 10.1088/0004-637X/770/2/120 . S2CID   118553341 .
  32. ^ Jump up to: а б Д'Анджело, Дж.; Вайденшиллинг, С.Дж.; Лиссауэр, Джей Джей; Боденхаймер, П. (2014). «Рост Юпитера: усиление аккреции ядра за счет объемной оболочки малой массы». Икар . 241 : 298–312. arXiv : 1405.7305 . Бибкод : 2014Icar..241..298D . дои : 10.1016/j.icarus.2014.06.029 . S2CID   118572605 .
  33. ^ Папалоизу, 2007, стр. 10.
  34. ^ Jump up to: а б с д Д'Анджело, Дж.; Дурисен, Р.Х.; Лиссауэр, Джей Джей (2011). «Формирование гигантской планеты» . В С. Сигере. (ред.). Экзопланеты . Университет Аризоны Пресс, Тусон, Аризона. стр. 319–346. arXiv : 1006.5486 . Бибкод : 2010exop.book..319D .
  35. ^ Jump up to: а б с д Пудриц, Ральф Э. (2002). «Кластерное звездообразование и происхождение звездных масс» . Наука . 295 (5552): 68–75. Бибкод : 2002Sci...295...68P . дои : 10.1126/science.1068298 . ПМИД   11778037 . S2CID   33585808 .
  36. ^ Кларк, Пол С.; Боннелл, Ян А. (2005). «Начало коллапса в турбулентно поддерживаемых молекулярных облаках» . Пн. Нет. Р. Астрон. Соц . 361 (1): 2–16. Бибкод : 2005MNRAS.361....2C . дои : 10.1111/j.1365-2966.2005.09105.x .
  37. ^ Jump up to: а б с д Мотт, Ф.; Андре, П.; Нери, Р. (1998). «Начальные условия звездообразования в главном облаке ρ Змееносца: картирование широкопольного миллиметрового континуума». Астрон. Астрофизика . 336 : 150–172. Бибкод : 1998A&A...336..150M .
  38. ^ Jump up to: а б с д и Сталер, Стивен В.; Шу, Фрэнк Х.; Таам, Рональд Э. (1980). «Эволюция протозвезд: II Гидростатическое ядро» . Астрофизический журнал . 242 : 226–241. Бибкод : 1980ApJ...242..226S . дои : 10.1086/158459 .
  39. ^ Jump up to: а б с д и Накамото, Тайши; Накагава, Юсицугу (1994). «Формирование, ранняя эволюция и гравитационная стабильность протопланетных дисков». Астрофизический журнал . 421 : 640–650. Бибкод : 1994ApJ...421..640N . дои : 10.1086/173678 .
  40. ^ Jump up to: а б с д и ж Йорк, Гарольд В.; Боденхаймер, Питер (1999). «Формирование протозвездных дисков. III. Влияние гравитационно-индуцированного переноса углового момента на структуру и внешний вид дисков» . Астрофизический журнал . 525 (1): 330–342. Бибкод : 1999ApJ...525..330Y . дои : 10.1086/307867 .
  41. ^ Ли, Чин-Фей; Манди, Ли Г.; Рейпурт, Бо; и др. (2000). «Истечение CO из молодых звезд: столкновение моделей струи и ветра» . Астрофизический журнал . 542 (2): 925–945. Бибкод : 2000ApJ...542..925L . дои : 10.1086/317056 . S2CID   118351543 .
  42. ^ Jump up to: а б Сталер, Стивен В. (1988). «Дейтерий и звездная линия рождения». Астрофизический журнал . 332 : 804–825. Бибкод : 1988ApJ...332..804S . дои : 10.1086/166694 .
  43. ^ Моханти, Субханджой; Джаявардхана, Рэй; Басри, Гибор (2005). «Фаза Т Тельца до почти планетарных масс: спектры Эшель 82 звезд очень малой массы и коричневых карликов». Астрофизический журнал . 626 (1): 498–522. arXiv : astro-ph/0502155 . Бибкод : 2005ApJ...626..498M . дои : 10.1086/429794 . S2CID   8462683 .
  44. ^ Мартин, Эл.; Реболо, Р.; Магаццу, А.; Павленко, Я. В. (1994). «Горение лития перед главной последовательностью». Астрон. Астрофизика . 282 : 503–517. arXiv : astro-ph/9308047 . Бибкод : 1994A&A...282..503M .
  45. ^ Jump up to: а б с Хартманн, Ли; Кальвет, Нурия ; Галлбринг, Эрик; Д'Алессио, Паула (1998). «Аккреция и эволюция дисков Т Тельца» . Астрофизический журнал . 495 (1): 385–400. Бибкод : 1998ApJ...495..385H . дои : 10.1086/305277 .
  46. ^ Jump up to: а б Шу, Фрэнк Х.; Шан, Сянь; Глассголд, Альфред Э.; Ли, Тайфун (1997). «Рентгеновские лучи и колебания X-ветров от протозвезд» . Наука . 277 (5331): 1475–1479. Бибкод : 1997Sci...277.1475S . дои : 10.1126/science.277.5331.1475 .
  47. ^ Jump up to: а б Мюзероль, Джеймс; Кальвет, Нурия ; Хартманн, Ли (2001). «Диагностика эмиссионных линий магнитосферной аккреции Т Тельца. II. Улучшенные модельные тесты и понимание физики аккреции» . Астрофизический журнал . 550 (2): 944–961. Бибкод : 2001ApJ...550..944M . дои : 10.1086/319779 .
  48. ^ Jump up to: а б Адамс, Фред К.; Холленбах, Дэвид; Лафлин, Грегори; Горти, Ума (2004). «Фотоиспарение околозвездных дисков из-за внешнего дальнего ультрафиолетового излучения в звездных агрегатах». Астрофизический журнал . 611 (1): 360–379. arXiv : astro-ph/0404383 . Бибкод : 2004ApJ...611..360A . дои : 10.1086/421989 . S2CID   16093937 .
  49. ^ Харрингтон, доктор юридических наук; Виллар, Рэй (24 апреля 2014 г.). «РЕЛИЗ 14–114 Астрономическая криминалистика обнаружила планетарные диски в архиве НАСА Хаббла» . НАСА . Архивировано из оригинала 25 апреля 2014 г. Проверено 25 апреля 2014 г.
  50. ^ Мегит, Северная Каролина; Хартманн, Л.; Луманн, КЛ; Фацио, Г.Г. (2005). «Фотометрия Spitzer/IRAC ассоциации ρ Chameleontis». Астрофизический журнал . 634 (1): Л113–Л116. arXiv : astro-ph/0511314 . Бибкод : 2005ApJ...634L.113M . дои : 10.1086/498503 . S2CID   119007015 .
  51. ^ Jump up to: а б с Чик, Кеннет М.; Кассен, Патрик (1997). «Термическая обработка межзвездной пыли в примитивной солнечной среде» . Астрофизический журнал . 477 (1): 398–409. Бибкод : 1997ApJ...477..398C . дои : 10.1086/303700 .
  52. ^ Jump up to: а б Клар, Х.Х.; Боденхаймер, П. (2003). «Турбулентность в аккреционных дисках: генерация завихренности и перенос углового момента посредством глобальной бароклинной неустойчивости». Астрофизический журнал . 582 (2): 869–892. arXiv : astro-ph/0211629 . Бибкод : 2003ApJ...582..869K . дои : 10.1086/344743 . S2CID   119362731 .
  53. ^ «ALMA проливает свет на газовые потоки, образующие планеты» . Пресс-релиз ESO . Проверено 10 января 2013 г.
  54. ^ Jump up to: а б Мичикоси, Сюго; Инуцука, Шуитиро (2006). «Двухжидкостный анализ неустойчивости Кельвина-Гельмгольца в пылевом слое протопланетного диска: возможный путь к образованию планетезималей посредством гравитационной неустойчивости». Астрофизический журнал . 641 (2): 1131–1147. arXiv : astro-ph/0412643 . Бибкод : 2006ApJ...641.1131M . дои : 10.1086/499799 . S2CID   15477674 .
  55. ^ Йохансен, Андерс; Хеннинг, Томас; Клар, Хуберт (2006). «Отложение пыли и самоподдерживающаяся турбулентность Кельвина-Гельмгольца в средних плоскостях протопланетного диска». Астрофизический журнал . 643 (2): 1219–1232. arXiv : astro-ph/0512272 . Бибкод : 2006ApJ...643.1219J . дои : 10.1086/502968 . S2CID   15999094 .
  56. ^ 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 .
  57. ^ 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 .
  58. ^ Jump up to: а б Босс, Алан П. (2003). «Быстрое образование внешних планет-гигантов из-за нестабильности диска» . Астрофизический журнал . 599 (1): 577–581. Бибкод : 2003ApJ...599..577B . дои : 10.1086/379163 .
  59. ^ Наякшин, Сергей (2010). «Формирование планет путем приливного уменьшения размеров зародышей гигантских планет» . Ежемесячные уведомления о письмах Королевского астрономического общества . 408 (1): L36–L40. arXiv : 1007.4159 . Бибкод : 2010MNRAS.408L..36N . дои : 10.1111/j.1745-3933.2010.00923.x . S2CID   53409577 .
  60. ^ Стамателлос, Димитрис; Хаббер, Дэвид А.; Уитворт, Энтони П. (2007). «Образование коричневых карликов в результате гравитационной фрагментации массивных протяженных протозвездных дисков» . Ежемесячные уведомления о письмах Королевского астрономического общества . 382 (1): Л30–Л34. arXiv : 0708.2827 . Бибкод : 2007MNRAS.382L..30S . дои : 10.1111/j.1745-3933.2007.00383.x . S2CID   17139868 .
  61. ^ Шрифт, Андреа С.; Маккарти, Ян Г.; Джонстон, Дуг; Баллантайн, Дэвид Р. (2004). «Фотоиспарение околозвездных дисков вокруг молодых звезд». Астрофизический журнал . 607 (2): 890–903. arXiv : astro-ph/0402241 . Бибкод : 2004ApJ...607..890F . дои : 10.1086/383518 . S2CID   15928892 .
  62. ^ Jump up to: а б с д и ж г час я Боттке, Уильям Ф.; Дурда, Дэниел Д.; Несворни, Дэвид; и др. (2005). «Связь истории столкновений главного пояса астероидов с его динамическим возбуждением и истощением» (PDF) . Икар . 179 (1): 63–94. Бибкод : 2005Icar..179...63B . дои : 10.1016/j.icarus.2005.05.017 .
  63. ^ Гришин, Евгений; Перец, Хагай Б.; Авни, Яэль (11 августа 2019 г.). «Засеивание планет посредством захвата межзвездных объектов с помощью газа» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 487 (3): 3324–3332. arXiv : 1804.09716 . дои : 10.1093/mnras/stz1505 . ISSN   0035-8711 . S2CID   119066860 .
  64. ^ Jump up to: а б с д Раймонд, Шон Н.; Куинн, Томас; Лунин, Джонатан И. (2007). «Моделирование окончательной сборки планет земного типа 2 в высоком разрешении: доставка воды и обитаемость планет». Астробиология . 7 (1): 66–84. arXiv : astro-ph/0510285 . Бибкод : 2007AsBio...7...66R . дои : 10.1089/ast.2006.06-0126 . ПМИД   17407404 . S2CID   10257401 .
  65. ^ Jump up to: а б с д и ж г час я Томмс, EW; Дункан, MJ; Левисон, Х.Ф. (2003). «Олигархический рост планет-гигантов». Икар . 161 (2): 431–455. arXiv : astro-ph/0303269 . Бибкод : 2003Icar..161..431T . дои : 10.1016/S0019-1035(02)00043-X . S2CID   16522991 .
  66. ^ Jump up to: а б с д и ж Пети, Жан-Марк; Морбиделли, Алессандро (2001). «Первоначальное возбуждение и очистка пояса астероидов» (PDF) . Икар . 153 (2): 338–347. Бибкод : 2001Icar..153..338P . дои : 10.1006/icar.2001.6702 . Архивировано из оригинала (PDF) 21 февраля 2007 г. Проверено 18 марта 2008 г.
  67. ^ Jump up to: а б Д'Анджело, Дж.; Лиссауэр, Джей Джей (2018). «Образование планет-гигантов». В Диг Х., Бельмонте Дж. (ред.). Справочник экзопланет . Springer International Publishing AG, часть Springer Nature. стр. 2319–2343. arXiv : 1806.05649 . Бибкод : 2018haex.bookE.140D . дои : 10.1007/978-3-319-55333-7_140 . ISBN  978-3-319-55332-0 . S2CID   116913980 .
  68. ^ Jump up to: а б Янсон, М.; Бонавита, М.; Клар, Х.; Лафреньер, Д.; и др. (2011). «Поиск планет и коричневых карликов вокруг самых массивных звезд в окрестностях Солнца с помощью высококонтрастных изображений». Астрофиз. Дж . 736 (89): 89. arXiv : 1105.2577 . Бибкод : 2011ApJ...736...89J . дои : 10.1088/0004-637x/736/2/89 . S2CID   119217803 .
  69. ^ Jump up to: а б с Фортье, А.; Бенвенуто, AG (2007). «Олигархическая планетезимальная аккреция и образование планет-гигантов». Астрон. Астрофизика . 473 (1): 311–322. arXiv : 0709.1454 . Бибкод : 2007A&A...473..311F . дои : 10.1051/0004-6361:20066729 . S2CID   14812137 .
  70. ^ Томмс, Эдвард В.; Дункан, Мартин Дж.; Левисон, Гарольд Ф. (1999). «Формирование Урана и Нептуна в регионе Юпитер-Сатурн Солнечной системы» (PDF) . Природа . 402 (6762): 635–638. Бибкод : 1999Natur.402..635T . дои : 10.1038/45185 . ПМИД   10604469 . S2CID   4368864 .
  71. ^ Ламбрехтс, М.; Йохансен, А. (август 2012 г.). «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 .
  72. ^ Jump up to: а б с Папалоизу, JCB; Нельсон, Р.П.; Клей, В.; и др. (2007). «Взаимодействие диска и планеты во время формирования планеты». В Бо Рейпурте; Дэвид Джуитт; Клаус Кейл (ред.). Протозвезды и планеты V . Аризона Пресс. п. 655. arXiv : astro-ph/0603196 . Бибкод : 2007prpl.conf..655P .
  73. ^ Jump up to: а б Левисон, Гарольд Ф.; Агнор, Крейг (2003). «Роль планет-гигантов в формировании планет земной группы» (PDF) . Астрономический журнал . 125 (5): 2692–2713. Бибкод : 2003AJ....125.2692L . дои : 10.1086/374625 . S2CID   41888579 .
  74. ^ «Одиноки ли мы? Открытие миллиардов планет, похожих на Землю, может дать ответ» . СайТехДейли . 8 июля 2020 г.
  75. ^ Баруто, К.; Крида, А.; Паардекупер, С.-Дж.; Массет, Ф.; Гиле, Ж.; Битч, Б.; Нельсон, Р.; Клей, В.; Папалоизу, Дж. (2014). «Взаимодействие планеты и диска и ранняя эволюция планетных систем». Протозвезды и планеты VI . стр. 667–689. arXiv : 1312.4293 . Бибкод : 2014prpl.conf..667B . дои : 10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch029 . ISBN  9780816531240 . S2CID   67790867 .
  76. ^ Батыгин Константин; Боденхаймер, Питер Х.; Лафлин, Грегори П. (2016). «Формирование in situ и динамическая эволюция систем горячего Юпитера» . Астрофизический журнал . 829 (2): 114. arXiv : 1511.09157 . Бибкод : 2016ApJ...829..114B . дои : 10.3847/0004-637X/829/2/114 . S2CID   25105765 .
  77. ^ Д'Анджело, Дж.; Боденхаймер, П. (2016). «Модели формирования in situ и ex situ планет Кеплера 11» . Астрофизический журнал . 828 (1): там же. 33 (32 стр.). arXiv : 1606.08088 . Бибкод : 2016ApJ...828...33D . дои : 10.3847/0004-637X/828/1/33 . S2CID   119203398 .
  78. ^ Морбиделли, Алессандро; Раймонд, Шон (2016). «Проблемы формирования планет». Журнал геофизических исследований: Планеты . 121 (10): 1962–1980. arXiv : 1610.07202 . Бибкод : 2016JGRE..121.1962M . дои : 10.1002/2016JE005088 . S2CID   119122001 .
  79. ^ Ли, Ева Дж .; Чан, Юджин (2016). «Размножение СуперЗемли и рождение Суперпухов в Переходных Дисках» . Астрофизический журнал . 817 (2): 90. arXiv : 1510.08855 . Бибкод : 2016ApJ...817...90L . дои : 10.3847/0004-637X/817/2/90 . S2CID   118456061 .
  80. ^ Ламбрехтс, Мишель; Лега, Элана (2017). «Уменьшение аккреции газа на суперземлях и ледяных гигантах». Астрономия и астрофизика . 606 : А146. arXiv : 1708.00767 . Бибкод : 2017A&A...606A.146L . дои : 10.1051/0004-6361/201731014 . S2CID   118979289 .
  81. ^ Д'Анджело, Дж.; Подолак, М. (2015). «Захват и эволюция планетезималей в околозвездных дисках». Астрофизический журнал . 806 (1): 29 стр. arXiv : 1504.04364 . Бибкод : 2015ApJ...806..203D . дои : 10.1088/0004-637X/806/2/203 . S2CID   119216797 .
  82. ^ Кануп, Робин М .; Уорд, Уильям Р. (2002). «Формирование галилеевых спутников: условия аккреции» (PDF) . Астрономический журнал . 124 (6): 3404–3423. Бибкод : 2002AJ....124.3404C . дои : 10.1086/344684 . S2CID   47631608 .
[ редактировать ]

Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Nebular_hypothesis&oldid=1237360132"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: dcc17477790544c35ee8a019581ff980__1722241860
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/dc/80/dcc17477790544c35ee8a019581ff980.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Nebular 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.)