Nebulaarinen hypoteesi

Nebulaarinen hypoteesi on  tiedeyhteisön laajimmin hyväksymä kosmogoninen teoria aurinkokunnan muodostumisen ja kehityksen selittämiseksi. Teorian mukaan aurinkokunta muodostui sumusta. Hypoteesin laatija oli Immanuel Kant , joka julkaisi sen vuonna 1755 julkaistussa teoksessaan Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels ("Yleinen luonnonhistoria ja taivaan teoria"). Aluksi sovellettiin vain aurinkokuntaan , tämä muodostumisen hypoteesi. planeettajärjestelmien katsotaan olevan laajalti sovellettavissa koko muuhun maailmankaikkeuteen . [1] Nebulaarisen hypoteesin moderni versio on laajalti hyväksytty -Nebulaarinen kiekkoaurinkomalli tai yksinkertaisemmin: Aurinkosumumalli . [2] Nebulaarinen hypoteesi tarjoaa selityksen useille aurinkokunnan ominaisuuksille, mukaan lukien kiertoradat, jotka ovat lähellä ympyrän muotoisia ja sijaitsevat samassa tasossa, sekä planeettojen pyöriminen auringon pyörimissuunnassa sen akselin ympäri. Monet nebulaarisen hypoteesin elementit heijastuvat nykyaikaisissa planeettojen muodostumisteorioissa, mutta useimmat niistä ovat muuttuneet.

Nebulaarisen hypoteesin mukaan tähdet muodostuvat massiivisiin ja tiheisiin molekyylivetypilviin  - molekyylipilviin . Nämä pilvet ovat gravitaatioltaan epävakaita, ja niissä oleva aine kerääntyy möykkyiksi, pyörii, supistuu ja muodostaa sitten tähtiä. Tähtien muodostuminen on monimutkainen ja pitkä prosessi, joka luo aina kaasumaisen protoplaneetan levyn nuoren tähden ympärille . Tämä prosessi johtaa usein planeettojen muodostumiseen olosuhteissa, joita ei tunneta hyvin. Näin ollen planeettajärjestelmän muodostuminen on luonnollinen seuraus tähtien muodostumisesta. Auringon kaltaiset tähdet muodostuvat noin miljoonan vuoden aikana ja protoplanetaarinen kiekko seuraavien 10-100 miljoonan vuoden aikana. [yksi]

Protoplanetaarinen kiekko on akkretiolevy , joka ruokkii keskustähteä. Aluksi erittäin kuuma levy jäähtyy vähitellen tyypiltään samanlaiseen vaiheeseen kuin T Tauri -tähtijärjestelmät ; sitten pölyjyvien muodostuminen johtaa kivien ja jääpalojen ilmaantumiseen. Lohkot törmäävät ja tarttuvat yhteen muodostaen monta kilometriä planetesimaalia . Jos levy on tarpeeksi massiivinen, ohimenevä kasautuminen planetesimaalien ympärille johtaa Kuun tai Marsin kokoisten protoplaneettojen muodostumiseen 100-300 tuhannen vuoden sisällä . Lähellä tähteä planeettojen alkiot, jotka ovat läpäisseet fuusioiden ja yritysostojen vaiheen, muodostavat useita maaryhmän planeettoja . Viimeinen vaihe kestää 100 miljoonasta miljardiin vuoteen. [yksi]

Jättiplaneettojen muodostuminen  on monimutkaisempi prosessi. Niiden uskotaan muodostuvan niin sanotun lumirajan taakse , jossa planeetan alkiot koostuvat enimmäkseen erityyppisestä jäästä. Tämän seurauksena ne ovat useita kertoja massiivisempia kuin protoplanetaarisen levyn sisäosa. Mitä protoplaneetan muodostumisen jälkeen tapahtuu, ei ole täysin selvää. Huomattava osa tällaisista protoplaneetoista jatkaa kasvuaan saavuttaen 5-10 Maan massaa - kynnysarvon, joka mahdollistaa vety - heliumkaasun kertymisen levyltä. Kaasun kerääntyminen ytimeen on aluksi hidas prosessi, joka kestää miljoonia vuosia, mutta saavuttaessaan 30 Maan massan se alkaa kiihtyä voimakkaasti. Planeettojen, kuten Jupiterin ja Saturnuksen , uskotaan keränneen massansa vain 10 000 vuoden aikana. Kasvu pysähtyy kaasuvarantojen ehtyessä. Muodostuneet planeetat voivat vaeltaa pitkiä matkoja muodostumisen aikana tai sen jälkeen. Uranuksen ja Neptunuksen kaltaisten jääjättiläisten uskotaan olevan epäonnistuneita protoplanetaarisia ytimiä, jotka muodostuivat, kun kiekko oli melkein lopussa. [yksi]

Historia

On näyttöä siitä, että Emanuel Swedenborg esitti osittain sumuisen hypoteesin vuonna 1734 . [3] [4] Immanuel Kant , joka tunsi hyvin Swedenborgin työt, kehitti teorian vuoteen 1755 mennessä ja julkaisi sen Universal Natural History and Theory of the Sky -julkaisussa , jossa hän keskusteli sumuista , jotka hitaasti pyöriessään vähitellen supistui ja litistyi painovoiman vaikutuksesta muodostaen vähitellen tähtiä ja planeettoja . [2]

Samanlaisen mallin kehitti ja ehdotti vuonna 1796 Pierre-Simon Laplace . [2] Kirjassaan Exposition of the World System hän ehdotti, että auringossa oli muinaisina aikoina laajentunut tähtien ilmapiiri, joka peitti koko aurinkokunnan nykyisen kohteen. Hänen teoriansa tunnisti protosolaaripilven - protosolaarisumun - supistumisen ja jäähtymisen. Kun sumu jäähtyi ja supistui, se litistyi ja pyöri nopeammin ja irrotti (tai menetti) kaasumaisia ​​ainerenkaita, minkä jälkeen tällaisten renkaiden aineesta muodostui planeettoja. Hänen mallinsa muistutti Kantin mallia, lukuun ottamatta yksityiskohtia ja pienemmässä mittakaavassa. [2] Vaikka Laplacen sumumalli hallitsi koko 1800-luvun, se kohtasi useita vaikeuksia. Suurin ongelma oli vääntömomentin siirtyminen Auringon ja planeettojen välillä. Planeetat saivat 99% vääntömomentista, eikä tätä tosiasiaa voitu selittää sumumallilla. [2] Tämän seurauksena tätä planeettojen muodostumisen teoriaa tarkistettiin suurelta osin 1900-luvun alussa.

Suurin kritiikki 1800-luvulla tuli James Maxwellilta , joka väitti, että erilainen pyöriminen renkaan sisä- ja ulkoosan välillä estäisi aineen tiivistymisen. [5] Hypoteesia on kritisoinut myös tähtitieteilijä David Brewster , joka kirjoitti: "Ne, jotka uskovat sumuhypoteesiin, ovat varmoja siitä, että maapallomme sai kiinteän aineen ja ilmakehän renkaasta, joka lähti auringon ilmakehästä, joka sitten tiivistyi amfibiopallo, josta sitten kuu purkautui samalla tavalla. Hän väitti, että tällaisessa näyssä "Kuun olisi pitänyt kantaa vettä ja ilmaa mukanaan maasta ja sillä olisi ollut ilmakehä." [6] Brewster väitti, että Isaac Newtonin aikaiset uskonnolliset uskomukset pitivät sumuisia ideoita taipumuksena ateismiin, ja lainasi häntä: "Uusien ideoiden kasvattaminen vanhoista, ilman jumalallisen voiman välitystä, näyttää minusta absurdilta." [7]

Laplacen mallin romahtaminen sai tutkijat etsimään korvaavaa. 1900-luvun aikana on ehdotettu monia teorioita, mukaan lukien Thomas Chamberlainin ja Forest Moultonin planetesimaaliteoria (1901), Jeansin vuorovesimalli (1917), Otto Schmidtin akkretiomalli ( 1944), William McCrean protoplanetaarinen teoria (1960 ). ) ja Michael Woolfsonin vangitsemisteoria . [2] Vuonna 1978 Andrew Prentice muistutti Laplacen esittämät alkuperäiset ideat ja loi modernin Laplacen teorian . [2] Yksikään yrityksistä luoda täysimittaista teoriaa ei onnistunut, ja monet niistä olivat vain kuvaannollisia.

Nykyaikaisen ja yleisesti hyväksytyn planeettakiekon muodostumista koskevan teorian - Nebulaarisen levyn aurinkomallin  - synty voidaan lukea Neuvostoliiton tähtitieteilijän Viktor Safronovin ansioksi . [8] Hänen kirjallaan The Evolution of the Preplanetary Cloud and the Formation of the Earth and Planets , [9] käännetty englanniksi vuonna 1972, oli pysyvä vaikutus planeettojen muodostumista koskevaan tieteelliseen ajatteluun. [10] Kirjassa muotoiltiin melkein kaikki planeettojen muodostumisen ongelmat, ja monet niistä ratkaistiin. Safronovin työtä jatkettiin George Wetrellin työssä , joka löysi ohimenevän kasautuman . [2] Alunperin aurinkokuntaan soveltuva aurinkosumumalli on teoreetikot alkanut pitää soveltuvana muihin maailmankaikkeuden planeetoihin, joista 3422 tunnetaan galaksissamme 1. kesäkuuta 2016 mennessä. [11 ]

The Solar Nebular Model: Achievements and Challenges

Saavutukset

Tähtien muodostumisprosessi johtaa luonnollisesti accretion kiekon ilmestymiseen "nuorten tähtiobjektien" ympärille. [12] Kun tähdet saavuttavat noin miljoonan vuoden iän, 100 %:lla tähdistä on tällainen levy. [13] Johtopäätöstä tukevat kaasu- ja pölypilvien löydöt prototähtien ja T Tauri -tähtien ympäriltä sekä teoreettiset näkökohdat. [14] Levyjen havainnot viittaavat siihen, että niiden sisällä olevat pölyhiukkaset kasvavat vuosituhansien aikana ja muuttuvat noin 1 senttimetrin kokoisiksi hiukkasiksi. [viisitoista]

Kasvuprosessi, jossa kilometrien pituiset planetesimaalit kasvavat 1000 km:n taivaankappaleiksi, on nyt hyvin ymmärretty. [16] Tämä prosessi alkaa missä tahansa levyssä, kun planetesimaalien tiheys kasvaa tarpeeksi suureksi, ja etenee hallitsemattomasti ja ohimenevästi. Myöhemmin kasvu hidastuu ja jatkuu ajoittain. Lopputuloksena on erikokoisia ja eri etäisyyksillä tähdestä olevia protoplaneettoja . [16] Tämän prosessin erilaiset simulaatiot ovat yhtä mieltä yhdestä asiasta - protoplaneettojen yhdistyminen protoplaneetan levyn sisäosassa johtaa useiden maan kokoisten taivaankappaleiden muodostumiseen. Siten maanpäällisen ryhmän planeettojen alkuperää pidetään käytännössä vakiintuneena ja kiistattomana. [17]

Ajankohtaiset ongelmat

Akkretiolevyjen fysiikka herättää monia kysymyksiä. [18] Yksi mielenkiintoisimmista mysteereistä on se, kuinka tähden keräämä aine menettää pyörimismomenttinsa ? Mahdollisen vastauksen löysi Hannes Alfven , jonka mukaan vääntömomenttia hidastaa aurinkotuuli T Taurus -vaiheessa . Sitten vääntömomentti välittyy levyn ulkoalueille "viskoosisen sironnan" vuoksi. [19] Viskositeetti syntyy makroskooppisista turbulenssista, mutta itse turbulenssia aiheuttavaa mekanismia ei tunneta hyvin. Toinen mahdollinen pyörimismomenttia hidastava prosessi on magneettijarrutus , kun tähden pyöriminen välittyy magneettikentän kautta ympäröivälle protoplaneettalevylle. [20] Tärkeimmät prosessit, jotka ovat vastuussa kaasun katoamisesta kiekosta, ovat viskoosi sironta ja valohaihdutus. [21] [22]

Planetesimaalien muodostuminen on toinen aurinkosumumallin mysteeri. Kuinka 1 cm:n kokoiset hiukkaset tarttuvat yhteen 1 km:n päässä planetesimaalista? Tämän mekanismin purkaminen on eräänlainen avain ymmärtämään, miksi joillakin tähdillä on planeettoja, kun taas toisilla ei ole edes pölylevyjä . [23]

Aikajanan muodostaminen jättimäisille planeetoille oli kerran ongelma. Vanhat teoriat eivät pystyneet selittämään, kuinka niiden ytimet olisivat voineet muodostua tarpeeksi nopeasti vetääkseen sisään suuria määriä kaasua nopeasti katoavasta protoplaneettalevystä. [16] [24] Tällaisen levyn keskimääräinen käyttöikä (joskus alle 10 miljoonaa (10 7 ) vuotta) todettiin lyhyemmäksi kuin ytimen muodostumiseen tarvittava aika. [13] Nykyinen malli perustuu siihen tosiasiaan, että Jupiterin kaltainen planeetta (tai massiivisemmat planeetat) voi muodostua alle 4 miljoonassa vuodessa, mikä sopii hyvin kaasumaisten kiekkojen keskimääräiseen käyttöikään. [25] [26] [27]

Toinen teorian ongelma on kiertoradan siirtymät . Monet laskelmat väittävät, että vuorovaikutus levyn kanssa voi johtaa jättiläisplaneettojen lyhytaikaisiin siirtymiin järjestelmän sisäalueille, mikä, jos sitä ei valvota, voi johtaa "järjestelmän keskusalueiden saavuttamiseen, jotka jäävät järjestelmän muotoon". proto-Jupiter (planeetta, joka on massaltaan pienempi kuin Jupiter ja Saturnus, mutta silti jättimäinen planeetta). [28] Nykyaikaisemmat laskelmat ottavat huomioon protoplanetaaristen levyjen evoluution ja laajenemisen, mikä sulkee pois tällaiset teoreettiset törmäykset. [29]

Tähtien ja protoplanetaaristen levyjen muodostuminen

Protostähdet

Tähtien uskotaan tällä hetkellä muodostuvan jättimäisissä kylmän vetypilvissä , joiden massa on noin 300 000 kertaa Auringon massa ja noin 20 parsekkia . [1] [30] Miljoonien vuosien aikana pilvet romahtavat ja sirpaloituvat. [31] Sirpaleista tulee sitten pieniä, tiheitä palloja, jotka puristuvat edelleen tähtikokoisiksi. [30] Fraktiosta riippuen pallot voivat saavuttaa jopa useita auringon massoja, ja niitä kutsutaan prototähtisumuiksi (alkusolaarisumuiksi). [1] Niiden halkaisija voi olla 0,01-0,1 parsekkia (2 000-20 000 tähtitieteellistä yksikköä ) ja niiden hiukkastiheys vaihtelee välillä 10 000 - 100 000 cm -3 . [a] [30] [32]

Auringon massan omaavan prototähtisumun romahtaminen kestää noin 100 tuhatta vuotta. [1] [30] Jokainen sumu vetää puoleensa kaasua ja pölyä tietyn pyörimismomentin . Sumun keskiosassa oleva suhteellisen alhaisen vääntömomentin kaasu puristuu nopeasti ja muodostaa kuuman hydrostaattisen (kompressoimattoman) ytimen, joka sisältää pienen osan sumun alkuperäisestä massasta. [33] Ajan myötä tästä ytimestä tulee tähti. [1] [33] Kun romahdus on päättynyt, vääntömomentin säilymismekanismi alkaa toimia, mikä saa aikaan merkittävän tähteen putoavan kaasun pyörimisen kiihtyvyyden [34] [35]  - ydin näyttää olevan heittää pois kuori. Kaasu työntyy ulospäin lähellä ekvatoriaalista tasoa muodostaen kiekon , joka puolestaan ​​kerääntyy takaisin ytimeen. [1] [34] [35] Ytimen massa kasvaa jatkuvasti, kunnes siitä tulee nuori ja kuuma prototähti . [33] Tässä vaiheessa prototähteä ja sen kiekkoa peittää voimakkaasti sumun laskeutuva aineen vaippa, eikä niitä voida havaita suoraan. [12] Joskus tällaisen kuoren opasiteetti saavuttaa niin suuren, ettei edes millimetrisäteily tunkeudu sen läpi . [1] [12] Tällaisia ​​kohteita havaitaan kirkkaina kokkareina, jotka säteilevät pääasiassa millimetrin ja alimillimetrin alueella. [32] Ne luokitellaan prototähdiksi, joiden spektrityyppi on 0. [12] Romutukseen liittyy usein levyn pyörimisakselia pitkin pyörivien kaasusuihkujen kaksinapainen ulosvirtaus . Tällaisia ​​suihkuja nähdään usein tähtienmuodostusalueilla (katso Herbig-Haron kohteet ). [36] Spektrityypin 0 prototähtien kirkkaus on erittäin korkea - aurinkomassainen prototähti voi loistaa 100 kertaa kirkkaammin kuin Aurinko. [12] Niiden energian lähde on painovoiman romahtaminen , koska niiden ytimet eivät ole vielä tarpeeksi kuumia lämpöydinreaktioon . [33] [37]

Kun aineen laskeutuminen levylle lakkaa, tähteä ympäröivästä kuoresta tulee ohuempi ja läpinäkyvämpi, mikä mahdollistaa "nuoren tähtiobjektin" havaitsemisen aluksi kauko-infrapunassa, sitten visuaalisesti. [32] Noin tähän aikaan deuteriumfuusioreaktio alkaa . Jos tähti on tarpeeksi massiivinen (yli 80 Jupiterin massaa), alkaa lämpöydinreaktio vedyn kanssa. Jos massa on kuitenkin liian pieni, esine muuttuu ruskeaksi kääpiöksi . [37] Uuden tähden syntymä tapahtuu noin 100 000 vuotta romahduksen alkamisen jälkeen. [1] Tässä vaiheessa esineitä kutsutaan luokan I prototähdiksi, [12] joita kutsutaan myös T Tauri -nuoriksi tähdiksi, kehittyviksi prototähdiksi tai nuoriksi tähtiobjekteiksi. [12] Tähän mennessä muodostuva tähti on kerännyt suurimman osan alkusumun massasta: kiekon ja jäljellä olevan kuoren yhdistetty massa ei ylitä 10-20 % nuoren tähtisumun massasta. [32]

Seuraavassa vaiheessa kuori katoaa kokonaan ja tulee kokonaan osaksi levyä, ja prototähdestä tulee klassinen T Tauri -tähti. [b] Tämä tapahtuu noin miljoona vuotta romahduksen jälkeen. [1] Klassisen T Tauri -tähden ympärillä olevan kiekon massa on noin 1-3 % tähden massasta, ja se kerääntyy noin 10 -7 - 10 -9 auringon massaa vuodessa. [40] Kaksinapaista suihkuparia on vielä jäljellä tuolloin. [41] Kasvu selittää T Tauri -tähtien kaikki erityisominaisuudet: voimakkaasti korostuneet emissioviivat (jopa 100 % tähden omasta valovoimasta), magneettinen aktiivisuus, fotometrinen vaihtelevuus ja "suihkut". [42] Vahvat emissioviivat johtuvat itse asiassa lisääntyvän kaasun kosketuksesta tähden "pintaan" sen magneettinapojen kohdissa. [42] Suihkut ovat lisääntymisen sivutuote: ne tasapainottavat ylimääräistä kulmamomenttia. T Tauri -tähden klassinen vaihe kestää noin 10 miljoonaa vuotta. [1] Levy katoaa vähitellen tähteen kertymisen, planeettojen muodostumisen, suihkujen purkausten ja UV-säteilyn valohaihtumisen vuoksi keskeisistä ja lähellä olevista tähdistä. [43] Tämän seurauksena nuoresta tähdestä tulee heikko T Tauri -tähti, joka kehittyy hitaasti satojen miljoonien vuosien aikana tavalliseksi auringon kaltaiseksi tähdeksi. [33]

Protoplanetaariset levyt

Tietyissä olosuhteissa levy, jota voidaan jo kutsua protoplanetaariseksi, voi synnyttää planeettajärjestelmän . [1] Protoplaneettalevyjä havaitaan erittäin suuren osuuden tähdistä nuorissa tähtijoukkoissa . [13] [45] Ne ovat olemassa tähtijärjestelmän muodostumisen alusta lähtien, mutta varhaisvaiheessa ne ovat näkymättömiä ympäröivän kuoren läpinäkymättömyyden vuoksi. [12] Luokan 0 prototähtien ympärillä olevien levyjen uskotaan olevan massiivisia ja kuumia. Tämä on lisäyslevy , joka syöttää keskusprototahtia. [34] [35] Lämpötilat voivat olla jopa 400 K 5 AU:n sisällä ja 1 000 K 1 AU:n sisällä. [46] Kiekon kuumeneminen johtuu ensisijaisesti turbulenssin viskoosista häviämisestä sen sisällä ja kaasun putoamisesta sumusta. [34] [35] Äärimmäinen lämpötila kiekon sisällä saa suurimman osan haihtuvista aineista – veden, orgaanisen aineen ja suuren osan kivestä – haihtumaan , jolloin jäljelle jää vain tulenkestävämmät alkuaineet, kuten rauta . Jäällä on mahdollisuus selviytyä vain levyn ulkoosassa. [46]

Kasvulevyjen fysiikan tärkein arvoitus on mekanismit, jotka aiheuttavat turbulenssia ja vastaavat korkean hyötysuhteen viskositeetista . [1] Turbulenssin ja viskositeetin uskotaan olevan vastuussa massan siirtymisestä prototähdelle ja vääntömomentille reuna-alueelle. Tämä on erittäin tärkeää akkretion kannalta, koska keskusprototähti voi absorboida kaasun vain menettämällä suuren osan vääntömomentistaan, mikä muutoin saisi osan kaasusta ajautumaan kohti järjestelmän reunaa. [34] [47] Tämän prosessin seurauksena sekä prototähden että kiekon kasvu, joskus saavuttaen säteen luokkaa 1000 AU, jos alkusumun vääntömomentti oli tarpeeksi korkea. [35] Suuret levyt eivät ole harvinaisia ​​monilla tähtienmuodostusalueilla, kuten Orionin sumussa . [neljätoista]

Kasvulevyn käyttöikä on noin 10 miljoonaa vuotta. [13] Siihen mennessä tähti on saavuttanut klassisten T Tauri -tyyppisten tähtien tason, ja kiekko ohenee ja kylmenee. [40] Vähemmän haihtuvat aineet alkavat tiivistyä lähemmäs keskustaa muodostaen 0,1-1 µm pölyrakeita, jotka sisältävät kiteisiä silikaatteja . [15] Ulkolevyn ainekset voivat sekoittaa nämä kosmisen pölyn kasvaimet alkuaineisiin, jotka sisältävät orgaanisia ja haihtuvia aineita. Tämä sekoittuminen selittää joitain aurinkokunnan kappaleiden koostumuksen piirteitä, esimerkiksi tähtienvälisen pölyn esiintymisen primitiivisissä meteoriiteissa ja tulenkestäviä sulkeumia komeetoissa. [46]

Pölyhiukkasilla on taipumus tarttua yhteen levyn tiheässä ympäristössä, mikä johtaa suurempien hiukkasten muodostumiseen, joiden halkaisija on useita senttimetrejä. [49] Tähtitieteilijät voivat nähdä merkkejä pölyn liikkumisesta ja tarttumisesta yhteen nuorten levyjen infrapunaspektreissä. [15] Lisäyhdistykset johtavat halkaisijaltaan jopa 1 km:n tai suurempien planetesimaalien muodostumiseen, jotka toimivat planeettojen "rakennuspalikoina" . [1] [49] Planetesimaalien muodostuminen yksityiskohtaisesti on edelleen mysteeri, koska tavanomainen aggregaatio muuttuu tehottomaksi hiukkaskokojen kasvaessa. [23]

Yhden hypoteesin mukaan painovoiman epävakaus on vastuussa planetesimaalien muodostumisesta . Muutaman senttimetrin kokoiset tai suuremmat hiukkaset asettuvat hitaasti lähelle kiekon tasoa muodostaen suhteellisen ohuen ja tiheän alle 100 km paksuisen kerroksen. Kerros on painovoiman kannalta epävakaa ja voi hajota erillisiksi möykkyiksi, jotka romahtavat planetesimaaleiksi. [1] [23] Kaasumaisen kiekon ja tason lähellä olevien kiinteiden hiukkasten erilaiset kiihtyvyydet voivat kuitenkin aiheuttaa turbulenssia, joka estää levyä kutistumasta liikaa ja sirpaloitumasta painovoiman epävakauden vuoksi. [50] Tämä saattaa rajoittaa planetesimaalien muodostumista painovoiman epävakauden vuoksi tietyille levyn alueille, joilla kiinteiden hiukkasten pitoisuus on korkea. [51]

Toinen mahdollinen mekanismi planetesimaalien muodostumiselle on virtauksen epävakaus , jonka aikana hiukkasten liikkuminen kaasun läpi luo takaisinkytkentävaikutuksen, joka edistää paikallisten pölykertymien kasvua. Nämä kaasupilvien läpi kulkevat paikalliset kerääntymät luovat suhteellisen puhtaita alueita, joiden läpi hiukkaset liikkuvat ilman ympäristövastusta. Nämä klusterit alkavat kiertää nopeammin ja kokevat pieniä säteittäisiä värähtelyjä. Erilliset hiukkaset liittyvät tähän klusteriin liikkuessaan sitä kohti tai ne saavuttavat klusterin, mikä myötävaikuttaa massan kasvuun. Viime kädessä nämä klusterit muodostavat massiivisia laajennettuja "lankoja", jotka pirstoutuvat ja romahtavat suurten asteroidien kokoisiksi planetesimaaleiksi. [52]

Planeettojen muodostuminen voi johtua myös itse kiekon painovoiman epävakaudesta, mikä johtaa sen pirstoutumiseen kokkareiksi. Jotkut niistä, riittävän tiheästi, sortuvat [ 47] , mikä voi johtaa kaasujättiläisten ja jopa ruskeiden kääpiöiden nopeaan muodostumiseen jopa tuhannessa vuodessa. [53] Jos tällaiset klusterit vaeltavat lähemmäksi tähteä romahduksen aikana, tähdestä lähtevät vuorovesivoimat saavat kehon menettämään massaa, mikä pienentää tulevan planeetan kokoa. [54] Tämä on kuitenkin mahdollista vain massiivisissa levyissä, joiden aurinkomassa on yli 0,3. Vertailun vuoksi tavallinen levyn koko on 0,01-0,03 auringon massaa. Koska massiiviset levyt ovat harvinaisia, tämän muodostusmekanismin uskotaan olevan harvinainen. [1] [18] Toisaalta tällaisella prosessilla voi olla tärkeä rooli ruskeiden kääpiöiden muodostumisessa . [55]

Protoplanetaarisen levyn täydellinen hajoaminen käynnistyy useiden mekanismien avulla. Levyn sisäosa joko kerääntyy tähtiin tai työntyy ulos bipolaaristen suihkujen muodossa [40] [41] , kun taas levyn ulkoosassa valohaihdutetaan voimakkaan ultraviolettisäteilyn vaikutuksesta T Tauri -tähden vaiheessa [56] . tai läheisiltä tähdiltä. [43] Kasvavat planeetat voivat joko kerääntyä tai karkottaa kiekon keskiosassa olevaa kaasua järjestelmän ulkopuolelle, kun taas pienet pölyhiukkaset poistuvat keskitähden kevyen paineen vaikutuksesta . Lopulta jää jäljelle joko planeettajärjestelmä tai jäännöskiekko, jossa ei ole planeettoja, tai ei mitään, jos planetesimaalien muodostuminen epäonnistuu. [yksi]

Koska planetesimaaleja on niin paljon ja ne ovat hajallaan protoplaneettalevyllä, jotkut selviävät planeettajärjestelmän muodostumisesta. Asteroidien uskotaan olevan jäljelle jääneitä planetesimaaleja, jotka ovat törmänneet ja hajoaneet pienemmiksi paloiksi, kun taas komeetat ovat protoplanetaarisen järjestelmän kaukaa peräisin olevia planetesimaaleja. Meteoriitit ovat pieniä planetesimaleja, jotka putoavat planeettojen pinnalle, ja juuri niille olemme velkaa huomattavan määrän tietoa planeettajärjestelmien muodostumisesta. Primitiivityyppiset meteoriitit ovat pienimassaisten planetesimaalien fragmentteja, jotka eivät ole läpikäyneet lämpödifferentiaatiota , kun taas "prosessoidut meteoriitit" ovat halkeamien massiivisten planetesimaalien jäänteitä, jotka ovat onnistuneet läpikäymään tällaisen prosessin. [57]

Planeetan muodostuminen

Maan kaltaiset planeetat

Solar Nebular Disk Modelin mukaan maanpäälliset planeetat muodostuvat protoplanetaarisen kiekon sisäpuolelle lumirajan sisäpuolelle , missä lämpötilat ovat riittävän korkeat estämään vesijään ja muun aineen tarttumasta yhteen rakeiksi. [58] Tämä johtaa puhtaiden kivien sulautumiseen ja edelleen kivisten planetesimaalien muodostumiseen. [c] [58] Tällaisten olosuhteiden uskotaan olevan protoplaneettalevyn sisäosassa, jopa 3-4 AU:n päässä. auringon kaltaisissa tähdissä. [yksi]

Kun koko sarja pieniä planetesimaaleja - halkaisijaltaan noin 1 km - ilmaantuu, alkaa ohimenevä lisääntyminen . [16] Sitä kutsutaan ohikiitäväksi, koska massan kasvunopeus on verrannollinen arvoon R 4 ~M 4/3 , missä R ja M ovat vastaavasti kasvavan kappaleen säde ja massa. [59] Planetesimaalien kiihtynyt kasvu liittyy suoraan kohteen saavuttamaan massaan. Siksi suuret planetesimaalit kasvavat pääasiassa pienten kustannuksella. [16] Ohimenevä lisääntyminen kestää 10 000 - 100 000 vuotta ja päättyy, kun suurimmat planetesimaalit saavuttavat halkaisijaltaan yli 1 000 km. [16] Kasvun hidastuminen johtuu gravitaatiohäiriöistä, joita suuret kappaleet kohdistavat muihin planetesimaaleihin. [16] [59] Näin ollen suurten taivaankappaleiden vaikutus estää pienten kasvua. [16]

Seuraavaa muodostumisvaihetta kutsutaan oligarkkiseksi lisääntymiseksi . [16] Näyttämölle on ominaista useiden satojen suurimpien esineiden - "oligarkkien" - vallitsevuus, jotka kasvavat hitaasti pienemmillä planetesimaaleilla. [16] Muut planetesimaalit eivät kasva, vaan ne vain kulutetaan. [59] Tässä vaiheessa lisääntymisnopeus on verrannollinen R2 : een, joka on "oligarkin" poikkileikkauksen johdannainen . [59] Myös määritetty lisääntymisnopeus on verrannollinen M −1/3 :een ; ja pienenee kehon koon myötä. Tämän ansiosta pienet oligarkit voivat saavuttaa suuret oligarkit. Oligarkit pitävät etäisyyttä noin 10 H r ( H r = a(1-e)(M/3M s ) 1/3  - " Hill radii " , missä a on puolisuurakseli , e on epäkeskisyys , ja M s  on keskitähden massa toisistaan ​​erotettuna jäljellä olevien planetesimaalien vaikutuksesta. [16] Niiden kiertoradan epäkeskisyys ja kaltevuus pysyvät pieninä. Oligarkkien massa jatkaa kasvuaan, kunnes planeetasimalit niiden ympärillä olevassa kiekossa ovat loppuneet. [16] Joskus lähellä toisiaan olevat "oligarkit" sulautuvat yhteen. "Oligarkin" lopullinen massa riippuu etäisyydestä tähdestä ja sen massan muodostavien planetesimaalien pintatiheydestä. Tällaista massaa kutsutaan planetologiassa "eristäväksi" - ja se tarkoittaa, että kasvava planeetta on eristynyt muista, koska se on kerääntynyt kaiken paikallisen massan itseensä, mikä pysäyttää lisääntymisprosessin. [59] Kiviplaneetoilla tämä on luokkaa 0,1 Maan massaa tai Marsin massaa. [1] Oligarkkisen vaiheen lopputulos: noin 100 planeetan muodostuminen, joiden koko vaihtelee Kuusta Marsiin ja jotka erotetaan tasaisesti toisistaan ​​10·H r :llä . [17] Niiden uskotaan olevan tietyin välein levyn sisällä renkaiden erottamana jäljellä olevista planetesimaaleista. Tämän vaiheen uskotaan kestävän useita satoja vuosituhansia. [1] [16]

Viimeistä vaihetta maanpäällisten planeettojen muodostumisessa kutsutaan sulautumisvaiheeksi . [1] Se alkaa, kun jäljellä on vain pieni määrä planetesimaaleja ja protoplaneetoista tulee tarpeeksi massiivisia vaikuttamaan toisiinsa ja tekemään kiertoradoistaan ​​kaoottisia . [17] Tässä vaiheessa protoplaneetat työnnetään pois kiertoradalta tai ne kuluttavat jäljellä olevat planetesimaalit ja törmäävät toisiinsa. Tämän prosessin, joka kestää 10-100 miljoonaa vuotta, seurauksena muodostuu rajoitettu määrä Maan kokoisia planeettoja. Simulaatiot osoittavat, että tuloksena olevien maanpäällisten planeettojen likimääräinen lukumäärä vaihtelee välillä 2-5. [1] [17] [57] [60] Aurinkokunnan osalta Maa ja Venus ovat tällaisia ​​esimerkkejä. [17] Molempien planeettojen muodostuminen edellytti 10-20 protoplaneetan yhdistämistä, ja suunnilleen yhtä suuri määrä lähti kiertoradalta ja poistui aurinkokunnasta. [57] Uskotaan, että asteroidivyöhykkeeltä peräisin olevat protoplaneetat ovat vastuussa maapallon vedestä. [58] Mars ja Merkurius ovat mahdollisesti jäljellä olevat protoplaneetat, jotka selvisivät kilpailusta. [57] Maanpäälliset planeetat, jotka ovat käyneet sulautumisen läpi, asettuvat lopulta vakaammille kiertoradoille. [17]

Jättiplaneetat

Jättiplaneettojen muodostuminen  on yksi planeettatieteen mysteereistä . [18] Aurinkosumumallin puitteissa on olemassa kaksi hypoteesia niiden muodostumisesta. Ensinnäkin: levyn epävakausmalli , jonka mukaan jättiläisplaneetat ilmestyvät painovoiman pirstoutumisen vuoksi. [53] Toinen hypoteesi: ydinakkretion malli , jota kutsutaan myös ydinvoiman epävakausmalliksi [18] [29] . Jälkimmäistä hypoteesia pidetään lupaavimpana, koska se selittää jättimäisten planeettojen muodostumisen suhteellisen pienimassaisille levyille (alle 0,1 aurinkomassaa) [29] . Tämän hypoteesin perusteella jättiläisplaneettojen muodostuminen on jaettu kahteen vaiheeseen: a) noin 10 Maan massaa painavan ytimen kerääntyminen ja b) kaasun kertyminen protoplaneettalevyltä. [1] [18] Kumpikin hypoteeseista voi myös johtaa ruskeiden kääpiöiden muodostumiseen . [61] [26] Havainnot vuodesta 2011 lähtien ovat osoittaneet, että ydinkasvu on hallitseva muodostumismekanismi. [61]

Jättiplaneettojen ytimien muodostumisen uskotaan tapahtuvan samalla tavalla Maan kaltaisilla planeetoilla [16] . Se alkaa siitä, että planetesimaalit kasvavat nopeasti, ja sitä seuraa hitaampi oligarkkivaihe. [59] . Hypoteesit eivät ennusta sulautumisvaihetta, koska protoplaneettojen välinen törmäystodennäköisyys planeettajärjestelmän ulkoosissa on pieni [59] . Lisäerona on planetesimaalien koostumus, jotka jättiläisplaneettojen tapauksessa muodostuvat lumirajan ulkopuolelle ja koostuvat pääasiassa jäästä tai jäästä suhteessa 4:1 kivien kanssa [24] Tämä lisää planetesimaalien massaa. kertoimella 4 keskimäärin. Vähimmäismassainen sumu, joka pystyy luomaan Maan kaltaisia ​​planeettoja, voi kuitenkin muodostaa vain 1-2 maanmassaista ydintä, jotka kiertävät Jupiteria (5 AU) 10 miljoonan vuoden ajan. [59] Viimeinen luku: Auringon kaltaisen tähden ympärillä olevan kaasumaisen kiekon keskimääräinen elinikä. [13] Tähän ristiriitaan on useita ratkaisuja: levyn massan aliarviointi – kymmenkertainen lisäys riittäisi jättiläisplaneettojen muodostumiseen laitamille; [59] protoplanetaarinen vaellus, joka voisi mahdollistaa useamman planetesimaalin kerääntymisen; [24] ja viime kädessä lisääntynyt lisääntyminen protoplaneettien kaasumaisissa kuorissa tapahtuvan kaasun vastuksen vuoksi. [24] [62] [27] Yllä olevien ideoiden yhdistelmät voisivat selittää kaasujättiläisten, kuten Jupiterin ja ehkä jopa Saturnuksen ytimien muodostumisen . [18] Uranuksen ja Neptunuksen kaltaisten planeettojen muodostuminen on hämmentävämpää, koska mikään teoria ei selitä niiden ytimien muodostumista 20-30 AU:n etäisyyksillä. keskitähdestä. [1] Erään hypoteesin mukaan ne kerääntyvät samalle alueelle kuin Jupiter ja Saturnus, siirtyvät sitten kiertoradalle suurempien kappaleiden häiriöiden vaikutuksesta ja pysyvät nykyisellä etäisyydellä. [63] Toinen mahdollisuus: jättiläisplaneettojen ytimien kasvu "kivikertymän" kautta. "Pikkukivien kertymisen" aikana esineet, joiden halkaisija vaihtelee senttimetristä metriin, putoavat spiraalimaisesti massiiviselle kappaleelle, joutuvat vastustamaan kaasumaisen vastuksen vaikutuksesta ja sen seurauksena kasautumaan. Kasvu pikkukivikertymän kautta voi olla 1000 kertaa nopeampaa kuin planetesimaalisen akkretion kautta. [64]

Saavutettuaan noin 5-10 Maan massaa jättiläisplaneetat alkavat kerätä kaasua ympäröivältä levyltään. [1] Aluksi tämä on hidas prosessi, joka kasvattaa ytimen massaa 30 Maan massaan useiden miljoonien vuosien aikana. [24] [62] Riittävän massan saavuttamisen jälkeen akkreetti kasvaa moninkertaiseksi, ja loput 90 % jättimäisten planeettojen massasta kasvaa noin 10 000 vuodessa. [62] Kaasun kertyminen pysähtyy, kun levy on tyhjentynyt. Tämä tapahtuu vähitellen, mikä johtuu "rakojen" esiintymisestä levyssä ja levyn hajoamisesta kokonaisuudessaan. [29] [65] Dominoivaan malliin perustuen Uranus ja Neptunus ovat epäonnistuneita ytimiä, jotka alkoivat kerääntyä kaasua liian myöhään, kun lähes kaikki järjestelmän kaasu oli loppunut. Kaasun nopean kertymisen jälkeen alkaa vasta muodostuneiden jättiläisplaneettojen vaeltaminen ja hitaan kertymisen vaihe. [65] Muutto johtuu puhdistetuilla alueilla olevien planeettojen ja jäljellä olevan levyn välisestä vuorovaikutuksesta. Se pysähtyy, kun levy loppuu tai kun levyn reunat saavutetaan. Jälkimmäinen tapaus liittyy niin sanottuihin kuumiin Jupitereihin , jotka pysäyttävät vaelluksensa saavuttaessaan planeettajärjestelmien sisäosien. [65]

Jättiplaneetoilla voi olla merkittävä vaikutus Maan kaltaisiin planeetoihin muodostumisvaiheessa. Jättiläisten läsnäolo vaikuttaa planetesimaalien ja protoplaneettojen epäkeskisyyteen ja kaltevuuteen (katso Kozain mekanismi ) sisäalueella (aurinkokunnan tapauksessa 4 AU:n sisällä). [57] [60] Jos jättiläisplaneetat muodostuvat liian aikaisin, ne voivat estää tai pysäyttää lisääntymisen järjestelmän sisäosassa. Jos ne muodostuvat oligarkkivaiheen loppua kohti, kuten ne todennäköisimmin tapahtuivat aurinkokunnassa, ne vaikuttavat protoplanetaariseen häikäisyyn ja tekevät siitä voimakkaamman [57] . Tämän prosessin seurauksena Maan kaltaisten planeettojen määrä vähenee ja niistä tulee massiivisempia. [66] Lisäksi järjestelmän koko pienenee, kun maapallon kaltaiset maailmat muodostuvat lähemmäksi tähteä. Aurinkokunnan jättiläisplaneettojen, erityisesti Jupiterin , vaikutus oli suhteellisen rajallinen, koska ne olivat melko kaukana Maan kaltaisista planeetoista [66] .

Jättiplaneettojen vieressä oleva planeettajärjestelmän alue joutuu useiden iskujen kohteeksi [60] . Useimmilla alueilla protoplaneettojen eksentrisyys voi olla niin suuri, että jättiläisplaneettojen läheltä kulkevat protoplaneetat uhkaavat lähteä järjestelmästä [d] [57] [60] . Jos kaikki protoplaneetat poistuvat järjestelmästä, tälle alueelle ei muodostu planeettoja. [60] Lisäksi on olemassa valtava määrä pieniä planetesimaaleja, koska jättiläisplaneetat eivät pysty tyhjentämään kaikkea tilaa ilman protoplaneettojen apua. Jäljellä olevien planetesimaalien kokonaismassa on pieni, koska protoplaneetat keräävät noin 99% pienistä taivaankappaleista ennen poistumistaan ​​järjestelmästä. [57] Tällainen alue muistuttaisi lopulta asteroidivyöhykettä , kuten aurinkokunnassa, 2-4 AU. auringosta. [57] [60]

Kasvun merkitys

Termin akkretiolevy käyttö protoplanetaarisen kiekon yhteydessä johtaa sekaannukseen planeetan akkretion prosessin ymmärtämisessä. Protoplaneettalevyjä kutsutaan usein akkretiolevyiksi, koska nuorten T Tauri -tähtien vaiheessa prototähdet absorboivat edelleen levyn sisäalueilta pinnalle putoavia kaasuja. [35] Akkretiolevyssä tämä on massavirtausta suuremmista säteistä pienempiin . [19]

Tätä ei kuitenkaan pidä sekoittaa planeettojen muodostumiseen. Tässä yhteydessä akkretiolla tarkoitetaan jäähdytettyjen, kiinteytyneiden pöly- ja jäähiukkasten yhteenliittymisprosessia prototähden kiertoradalla protoplaneettaisessa levyssä sekä törmäys-, adheesio- ja kasvuprosesseja aina suurienergisiin törmäyksiin asti. planetesimaalit . [16]

Lisäksi jättiläisplaneetoilla voi itsellään olla kasautumiskiekkoja (sanan alkuperäisessä merkityksessä) [67] . Kaapatun heliumin ja vedyn pilvet venytetään, kiertyvät, litistyvät ja asettuvat jättimäisen protoplaneetan pinnalle , kun taas sellaisessa levyssä olevat kiinteät kappaleet muuttuvat jättimäisen planeetan tuleviksi satelliiteiksi [68] .

Muistiinpanot

Kommentit
  1. ↑ Vertaa tätä ilmahiukkasten tiheyteen merenpinnalla - 2,8⋅10 19  cm −3 .
  2. ↑ T Tauri-tähdet ovat nuoria tähtiä, joiden massa on alle 2,5 Auringon massaa ja joilla on korkea aktiivisuus. Ne on jaettu 2 luokkaan: heikosti ilmentyvät ja klassiset T Tauri -tähdet. [38] Jälkimmäisissä on accretion kiekko ja ne edelleen absorboivat kuumaa kaasua, mikä ilmenee voimakkaina emissioviivoina spektrissä. Edellisillä ei ole lainkaan lisäyslevyä. Klassiset T Tauri -tähdet voivat kehittyä heikosti ilmeneviksi. [39]
  3. ↑ Planeettasimaalit lähellä Maan kaltaisen planeetan alueen ulkoreunaa (2,5–4 AU Auringosta) voivat kerääntyä jonkin verran jäätä. Kivet hallitsevat kuitenkin edelleen, kuten aurinkokunnan asteroidivyöhykkeen ulkoosassa . [58]
  4. ↑ tai vaihtoehtoisesti törmätä jättiläistähteen tai planeettaan
Lähteet
  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 Montmerle, Thierry; Augereau, Jean-Charles; Chaussidon, Marc et ai. Aurinkokunnan muodostuminen ja varhainen evoluutio: ensimmäiset 100 miljoonaa vuotta   // Maa , Kuu ja planeetat : päiväkirja. - Spinger, 2006. - Voi. 98 , ei. 1-4 . - s. 39-95 . - doi : 10.1007/s11038-006-9087-5 . - .
  2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Woolfson, MM Solar System – sen alkuperä ja kehitys // QJR Astr. Soc.. - 1993. - T. 34 . - S. 1-20 . — . Kantin kannan yksityiskohtia varten katso Stephen Palmquist, "Kant's Cosmogony Re-evaluated", Studies in History and Philosophy of Science 18:3 (syyskuu 1987), s. 255-269.
  3. ↑ Swedenborg, Emanuel. (Principia) Latinaksi: Opera Philosophica et Mineralia (englanniksi: Philosophical and Mineralogical Works)  (englanniksi) . - 1734. - Voi. minä
  4. ↑ Arkistoitu kopio . Käyttöpäivä: 20. lokakuuta 2012. Arkistoitu alkuperäisestä 28. heinäkuuta 2011.
  5. ↑ George H. A. Cole (2013). Planetary Science: The Science of Planets around Stars, toinen painos, Michael M. Woolfson, s. 190
  6. ↑ Brester, David (1876), "More Worlds Than One: Filosofin uskontunnustus ja kristityn toivo", Chatto ja windus, piccadilly, s. 153
  7. ↑ Kuten David Brewster lainasi: "Enemmän maailmoja kuin yksi: filosofin uskontunnustus ja kristityn toivo", Kiinteät tähdet ja binäärijärjestelmät. s. 233
  8. ↑ Henbest, Nigel Planeettojen synty: Maa ja sen planeetat saattavat selviytyä ajalta, jolloin planeetat kiersivät Auringon ympäri kuin kuulalaakerit flipperipöydässä . New Scientist (1991). Haettu 18. huhtikuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 25. heinäkuuta 2020.
  9. ↑ Safronov, Viktor Sergeevich. Protoplaneettapilven evoluutio ja Maan ja planeettojen muodostuminen  (englanniksi) . — Israelin tieteellisten käännösten ohjelma, 1972. - ISBN 0-7065-1225-1 .
  10. ↑ Wetherill, George W. Leonard -mitalilainaus Victor Sergeevich Safronoville  //  Meteoritics : Journal. - 1989. - Voi. 24 . - s. 347 . - doi : 10.1111/j.1945-5100.1989.tb00700.x . — .
  11. ↑ Schneider, Jean Interaktiivinen aurinkoplaneettojen luettelo . The Extrasolar Planets Encyclopedia (10. syyskuuta 2011). Haettu 10. syyskuuta 2011. Arkistoitu alkuperäisestä 12. helmikuuta 2012.
  12. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Andre, Philippe; Montmerle, Thierry. T Taurin tähdistä prototähdet: tähtien ympärillä oleva materiaali ja nuoret tähtiobjektit ρ Ophiuchi -pilvessä  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1994. - Voi. 420 . - s. 837-862 . - doi : 10.1086/173608 . - .
  13. ↑ 1 2 3 4 5 Haisch, Karl E.; Lada, Elizabeth A.; Lada, Charles J. Levyjen taajuudet ja elinajat nuorissa klustereissa  (englanniksi)  // The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2001. - Voi. 553 , no. 2 . -P.L153 - L156 . - doi : 10.1086/320685 . - . - arXiv : astro-ph/0104347 .
  14. ↑ 1 2 Padgett, Deborah L.; Brandner, Wolfgang; Stapelfeldt, Karl L. et ai. Hubble-avaruusteleskooppi/nicmos-kuvaus levyistä ja verhoista hyvin nuorten tähtien ympärillä  (englanniksi)  // The Astronomical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1999. - Voi. 117 , nro. 3 . - s. 1490-1504 . - doi : 10.1086/300781 . - . - arXiv : astro-ph/9902101 .
  15. ↑ 1 2 3 Kessler-Silacci, Jacqueline; Augereau, Jean-Charles; Dullemond, Cornelis P. et ai. c2d SPITZER IRS -spektrit levyistä T Tauri -tähtien ympärillä. I. Silikaattipäästöt ja jyvien kasvu  (englanniksi)  // The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2006. - Voi. 639 , no. 3 . - s. 275-291 . - doi : 10.1086/499330 . - . — arXiv : astro-ph/0511092 .
  16. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 Kokubo, Eiichiro; Ida, Shigeru. Protoplaneettajärjestelmien muodostuminen ja planeettajärjestelmien monimuotoisuus  (englanniksi)  // The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2002. - Voi. 581 , no. 1 . - s. 666-680 . - doi : 10.1086/344105 . - .
  17. ↑ 1 2 3 4 5 6 Raymond, Sean N.; Quinn, Thomas; Lunine, Jonathan I. Maan kaltaisten planeettojen lopullisen kokoonpanon korkearesoluutioiset simulaatiot 1: terrestrial accretion and dynamics  // Icarus  :  Journal. - Elsevier , 2006. - Voi. 183 , no. 2 . - s. 265-282 . - doi : 10.1016/j.icarus.2006.03.011 . - . — arXiv : astro-ph/0510284 .
  18. ↑ 1 2 3 4 5 6 Wurchterl, G. (2004), Planet Formation Towards Estimating Galactic Habitability, P. Ehrenfreund, Astrobiology: Future Perspectives , Kluwer Academic Publishers, pp. 67–96 , < http://www.springerlink.com/content/pr4rj4240383l585/ > . Arkistoitu 18. kesäkuuta 2018 Wayback Machineen 
  19. ↑ 1 2 Lynden-Bell, D.; Pringle, JE Viskoosisten kiekkojen kehitys ja sumumuuttujien alkuperä  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : Journal  . - Oxford University Press , 1974. - Voi. 168 , no. 3 . - s. 603-637 . - doi : 10.1093/mnras/168.3.603 . - .
  20. ↑ Devitt, Terry . Mikä jarruttaa Madly Spinning Starsia? , University of Wisconsin-Madison (31. tammikuuta 2001). Arkistoitu alkuperäisestä 4. toukokuuta 2012. Haettu 9. huhtikuuta 2013.
  21. ↑ Dullemond, C.; Hollenbach, D.; Camp, I.; D'Alessio, P. Protoplanetaaristen levyjen rakenteen ja evoluution mallit // Protostähdet ja planeetat V / Reipurth, B.; Jewitt, D .; Keil, K. - Tucson, AZ: University of Arizona Press, 2007. - S. 555-572. — ISBN 978-0816526543 .
  22. ↑ Clarke, C. The Dispersal of Disks around Young Stars // Physical Processes in Circumstellar Disks around Young Stars  (eng.) / Garcia, P.. - Chicago, IL: University of Chicago Press , 2011. - P. 355-418 . — ISBN 9780226282282 .
  23. ↑ 1 2 3 Youdin, Andrew N.; Shu, Frank N. Planetesimaalisen muodostumisen painovoiman epävakaus  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2002. - Voi. 580 , no. 1 . - s. 494-505 . - doi : 10.1086/343109 . - . - arXiv : astro-ph/0207536 .
  24. ↑ 1 2 3 4 5 Inaba, S.; Wetherill, GW; Ikoma, M. Kaasujättiplaneettojen muodostuminen: ytimen accretion model with fragmentation and planetary envelope  (englanniksi)  // Icarus  : Journal. - Elsevier , 2003. - Voi. 166 , nro. 1 . - s. 46-62 . - doi : 10.1016/j.icarus.2003.08.001 . - . Arkistoitu alkuperäisestä 12. syyskuuta 2006.
  25. ↑ Lissauer, JJ; Hubickyj, O.; D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. Jupiterin kasvun mallit, joissa on termisiä ja hydrodynaamisia rajoituksia  // Icarus  :  Journal. — Elsevier , 2009. — Voi. 199 . - s. 338-350 . - doi : 10.1016/j.icarus.2008.10.004 . - . - arXiv : 0810.5186 .
  26. ↑ 1 2 Bodenheimer, P.; D'Angelo, G.; Lissauer, JJ; Fortney, JJ; Saumon, D. Deuteriumin palaminen massiivisissa jättiläisplaneetoissa ja pienimassaisissa ruskeissa kääpiöissä, jotka muodostuivat ydinytimien kertymisestä  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2013. - Voi. 770 , no. 2 . - s. 120 (13 s.) . - doi : 10.1088/0004-637X/770/2/120 . - . - arXiv : 1305.0980 .
  27. ↑ 1 2 D'Angelo, G.; Weidenschilling, SJ; Lissauer, JJ; Bodenheimer, P. Growth of Jupiter: Enhancement of core accretion by a volluminous low-mass envelope  (englanniksi)  // Icarus  : Journal. — Elsevier , 2014. — Voi. 241 . - s. 298-312 . - doi : 10.1016/j.icarus.2014.06.029 . — . - arXiv : 1405.7305 .
  28. ↑ Papaloizou 2007 sivu 10
  29. ↑ 1 2 3 4 D'Angelo, G.; Durisen, RH; Lissauer, JJ Giant Planet Formation // Exoplanets / S. Seager. - University of Arizona Press, Tucson, AZ, 2011. - s. 319-346.
  30. ↑ 1 2 3 4 Pudritz, Ralph E. Clustered Star Formation and the Origin of Stellar Masss  //  Science : Journal. - 2002. - Voi. 295 , nro. 5552 . - s. 68-75 . - doi : 10.1126/tiede.1068298 . - . — PMID 11778037 .
  31. ↑ Clark, Paul C.; Bonnell, Ian A. Turbulenttituetun molekyylipilven romahtamisen alkaminen   // Mon.Not.R.Astron.Soc . : päiväkirja. - 2005. - Voi. 361 , no. 1 . - s. 2-16 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09105.x . - .
  32. ↑ 1 2 3 4 Motte, F.; Andrew, P.; Neri, R. Tähtien muodostumisen alkuolosuhteet ρ Ophiuchin pääpilvessä: laajakentän millimetrin jatkumokartoitus  // Astronomy and Astrophysics  : Journal  . - 1998. - Voi. 336 . - s. 150-172 . - .
  33. ↑ 1 2 3 4 5 Stahler, Steven W.; Shu, Frank H.; Taam, Ronald E. Prototähtien evoluutio: II Hydrostaattinen ydin  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1980. - Voi. 242 . - s. 226-241 . - doi : 10.1086/158459 . - .
  34. ↑ 1 2 3 4 5 Nakamoto, Taishi; Nakagawa, Yushitsugu. Protoplanetaaristen levyjen muodostuminen, varhainen evoluutio ja gravitaatiovakaus  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1994. - Voi. 421 . - s. 640-650 . - doi : 10.1086/173678 . - .
  35. ↑ 1 2 3 4 5 6 Yorke, Harold W.; Bodenheimer, Peter. prototähtien levyjen muodostuminen. III. Painovoiman aiheuttaman kulmamomentin kuljetuksen vaikutus levyn rakenteeseen ja ulkonäköön  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1999. - Voi. 525 , nro. 1 . - s. 330-342 . - doi : 10.1086/307867 . - .
  36. ↑ Lee, Chin-Fei; Mundy, Lee G.; Repurth, Bo et ai. Nuorista tähdistä virtaa ulos hiilidioksidia: suihku- ja tuulimallien kohtaaminen  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2000. - Voi. 542 , nro. 2 . - s. 925-945 . - doi : 10.1086/317056 . - .
  37. ↑ 1 2 Stahler, Steven W. Deuterium and the Stellar Birthline  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1988. - Voi. 332 . - s. 804-825 . - doi : 10.1086/166694 . - .
  38. ↑ Mohanty, Subhanjoy; Jayawardhana, Ray ; Basri, Gibor. T-Tauri-vaihe lähes planeettojen massoihin: 82 erittäin pienimassaisen tähden ja ruskean kääpiön Echelle-spektrit  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2005. - Voi. 626 , no. 1 . - s. 498-522 . - doi : 10.1086/429794 . - . — arXiv : astro-ph/0502155 .
  39. ↑ Martin, E.L.; Rebolo, R.; Magazzu, A.; Pavlenko, ja. V. Pre-pääsekvenssi litiumin polttaminen  (englanniksi)  // Astronomy and Astrophysics  : Journal. - 1994. - Voi. 282 . - s. 503-517 . - . - arXiv : astro-ph/9308047 .
  40. ↑ 1 2 3 Hartmann, Lee; Calvet, Nuria; Gullbring, Eric; D'Alessio, Paula. Accretion and the Evolution of T Tauri disks  (englanniksi)  // The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1998. - Voi. 495 , no. 1 . - s. 385-400 . - doi : 10.1086/305277 . - .
  41. ↑ 1 2 Shu, Frank H.; Shang, Hsian; Glassgold, Alfred E.; Lee, Typhoon. Protostähtien röntgensäteet ja vaihtelevat röntgentuulet  //  Tiede. - 1997. - Voi. 277 , nro. 5331 . - s. 1475-1479 . - doi : 10.1126/tiede.277.5331.1475 . - .
  42. ↑ 1 2 Muzerolle, James; Calvet, Nuria; Hartman, Lee. T Taurin magnetosfäärin akkretion emissioviivadiagnostiikka. II. Parannetut mallitestit ja näkemykset kertymisfysiikasta  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2001. - Voi. 550 , ei. 2 . - s. 944-961 . - doi : 10.1086/319779 . - .
  43. ↑ 12 Adams , Fred C.; Hollenbach, David; Laughlin, Gregory; Gorti, Uma. Tähtien ympärillä olevien levyjen valohöyrystyminen ulkoisen ultraviolettisäteilyn vuoksi tähtien aggregaateissa  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2004. - Voi. 611 , no. 1 . - s. 360-379 . - doi : 10.1086/421989 . - . - arXiv : astro-ph/0404383 .
  44. ↑ Harrington, JD; Villard, Ray TIEDOTE 14-114 Astronomical Forensics paljastaa planeettalevyt NASAn Hubble-arkistosta . NASA (24. huhtikuuta 2014). Haettu 25. huhtikuuta 2014. Arkistoitu alkuperäisestä 25. huhtikuuta 2014.
  45. ↑ Megeath, ST; Hartmann, L.; Luhmann, KL; Fazio, GG Spitzer/IRAC-fotometria ρ Chameleontis Associationista  (englanniksi)  // The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2005. - Voi. 634 , no. 1 . -P.L113 - L116 . - doi : 10.1086/498503 . - . - arXiv : astro-ph/0511314 .
  46. ↑ 1 2 3 Chick, Kenneth M.; Cassen, Patrick. Tähtienvälisten pölyjyvien lämpökäsittely primitiivisessä aurinkoympäristössä  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1997. - Voi. 477 , no. 1 . - s. 398-409 . - doi : 10.1086/303700 . - .
  47. ↑ 1 2 Klahr, HH; Bodenheimer, P. Turbulence in accretion disks: vorticity Generation and Angular momentum transport via global baroclinic instability  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2003. - Voi. 582 , no. 2 . - s. 869-892 . - doi : 10.1086/344743 . - . - arXiv : astro-ph/0211629 .
  48. ↑ ALMA valaisee planeettaa muodostavia kaasuvirtoja . Arkistoitu alkuperäisestä 7. toukokuuta 2013. Haettu 10. tammikuuta 2013.
  49. ↑ 1 2 Michikoshi, Shugo; Inutsuka, Shu-ichiro. Kahden nesteen analyysi kelvin-helmholtzin epävakaudesta protoplanetaarisen levyn pölyisessä kerroksessa: mahdollinen polku planetesimaaliseen muodostumiseen painovoiman epävakauden kautta  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2006. - Voi. 641 , no. 2 . - s. 1131-1147 . - doi : 10.1086/499799 . - .
  50. ↑ Johansen, Anders; Henning, Thomas; Clahr, Hubert. Pölyn sedimentaatio ja omavarainen Kelvin-Helmholtzin turbulenssi protoplanetaaristen levyjen keskitasoissa  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2006. - Voi. 643 , no. 2 . - s. 1219-1232 . - doi : 10.1086/502968 . - . - arXiv : astro-ph/0512272 .
  51. ↑ Johansen, A.; Bloom, J.; Tanaka, H.; Ormel, C.; Bizzarro, M.; Rickman, H. Monipuolinen planetesimaalisen muodostumisen prosessi // Protostähdet ja planeetat VI / Beuther, H.; Klesen, R.S.; Dullemond, C. P.; Henning, T. - University of Arizona Press, 2014. - S. 547-570. - ISBN 978-0-8165-3124-0 . - doi : 10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch024 .
  52. ↑ Johansen, A.; Jacquet, E.; Cuzzi, JN; Morbidelli, A.; Gounelle, M. Uusia paradigmoja asteroidien muodostumiselle // Asteroids IV / Michel, P.; DeMeo, F.; Bottke, W. - University of Arizona Press, 2015. - S. 471. - (Space Science Series). - ISBN 978-0-8165-3213-1 .
  53. ↑ 1 2 Boss, Alan P. Ulompien jättimäisten planeettojen nopea muodostuminen levyn epävakauden vuoksi  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2003. - Voi. 599 , no. 1 . - s. 577-581 . - doi : 10.1086/379163 . - .
  54. ↑ Nayakshin, Sergie. Planeettojen muodostuminen jättiläisplaneettojen alkioiden vuoroveden pienentämisellä  //  Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters, Volume 408, Issue 1, pp. L36-L40: päiväkirja. - 2010. - Vol. 408 , no. 1 . - P. L36-l40 . - doi : 10.1111/j.1745-3933.2010.00923.x . - arXiv : 1007.4159 .
  55. ↑ Stamatellos, Dimitris; Hubber, David A.; Whitworth, Anthony P. Brownin kääpiöiden muodostuminen massiivisten, laajennettujen prototähtien levyjen gravitaatiohajaantuessa  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters  : Journal  . - 2007. - Voi. 382 , no. 1 . -P.L30- L34 . - doi : 10.1111/j.1745-3933.2007.00383.x . - . - arXiv : 0708.2827 .
  56. ↑ Font, Andrea S.; McCarthy, Ian G.; Johnstone, Doug; Ballantyne, David R. Nuorten tähtien ympärillä olevien kehälevyjen valohaihdutus  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2004. - Voi. 607 , no. 2 . - s. 890-903 . - doi : 10.1086/383518 . - . — arXiv : astro-ph/0402241 .
  57. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Bottke, William F.; Durda, Daniel D.; Nesvorny, David et ai. Pääasteroidivyön törmäyshistorian yhdistäminen sen dynaamiseen virittymiseen ja ehtymiseen  (englanniksi)  // Icarus  : Journal. — Elsevier , 2005. — Voi. 179 , no. 1 . - s. 63-94 . - doi : 10.1016/j.icarus.2005.05.017 . - .
  58. ↑ 1 2 3 4 Raymond, Sean N.; Quinn, Thomas; Lunine, Jonathan I. Maan kaltaisten planeettojen lopullisen kokoonpanon korkearesoluutioiset simulaatiot 2: veden toimitus ja planeettojen asuttavuus  //  Astrobiology : Journal. - 2007. - Voi. 7 , ei. 1 . - s. 66-84 . - doi : 10.1089/ast.2006.06-0126 . - . - arXiv : astro-ph/0510285 . — PMID 17407404 .
  59. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Thommes, E.W.; Duncan, MJ; Levison, H.F. Jättiplaneettojen oligarkkinen kasvu  (englanniksi)  // Icarus . - Elsevier , 2003. - Voi. 161 , no. 2 . - s. 431-455 . - doi : 10.1016/S0019-1035(02)00043-X . - . - arXiv : astro-ph/0303269 .
  60. ↑ 1 2 3 4 5 6 Petit, Jean-Marc; Morbidelli, Alessandro. The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt  (englanniksi)  // Icarus  : Journal. - Elsevier , 2001. - Voi. 153 , no. 2 . - s. 338-347 . - doi : 10.1006/icar.2001.6702 . - .
  61. ↑ 1 2 Janson, M.; Bonavita, M.; Klahr, H.; Lafreniere, D.; Jayawardhana, R .; Zinnecker, H. Suurikontrastinen kuvantamishaku planeetoista ja ruskeista kääpiöistä auringon naapuruston massiiviisimpien tähtien ympäriltä  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2011. - Voi. 736 , no. 89 . - doi : 10.1088/0004-637x/736/2/89 . - . - arXiv : 1105.2577v1 .
  62. ↑ 1 2 3 Fortier, A.; Benvenuto, AG Oligarchic planetesimaalinen accretion and Giant Planet muodostuminen  (englanniksi)  // Astronomy and Astrophysics  : Journal. - 2007. - Voi. 473 , no. 1 . - s. 311-322 . - doi : 10.1051/0004-6361:20066729 . - . - arXiv : 0709.1454 .
  63. ↑ Thommes, Edward W.; Duncan, Martin J.; Levison, Harold F. Uranuksen ja Neptunuksen muodostuminen aurinkokunnan Jupiter-Saturnuksen alueella  //  Nature : Journal. - 1999. - Voi. 402 , no. 6762 . - s. 635-638 . - doi : 10.1038/45185 . — . — PMID 10604469 .
  64. ↑ Lambrechts, M.; Johansen, A. Kaasujättiläisten ytimien nopea kasvu pikkukivikertymän seurauksena  // Astronomy and Astrophysics  : Journal  . - 2012. - elokuu ( osa 544 ). -P.A32 . _ - doi : 10.1051/0004-6361/201219127 . - . - arXiv : 1205.3030 .
  65. ↑ 1 2 3 Papaloizou, JCB; Nelson, R.P.; Kley, W.; Masset, FS & Artymowicz, P. (2007), Levyjen ja planeetan vuorovaikutus planeetan muodostumisen aikana, julkaisussa Bo Reipurth; David Jewitt ; Klaus Keil, Protostars and Planets V , Arizona Press, s. 655. 
  66. ↑ 1 2 Levison, Harold F.; Agnoor, Craig. Jättiplaneettojen rooli maaplaneettojen muodostumisessa  (englanniksi)  // The Astronomical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2003. - Voi. 125 , nro. 5 . - P. 2692-2713 . - doi : 10.1086/374625 . - .
  67. ↑ D'Angelo, G.; Podolak, M. Capture and Evolution of Planetesimals in Circumjovian Disks  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2015. - Vol. 806 , no. 1 . — s . 29 s . - doi : 10.1088/0004-637X/806/2/203 . - . - arXiv : 1504.04364 .
  68. ↑ Canup, Robin M.; Ward, William R. Galilean satelliittien muodostuminen: Accretion Conditions  //  The Astronomical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2002. - Voi. 124 , nro. 6 . - P. 3404-3423 . - doi : 10.1086/344684 . - .

Linkit

  Siirry Wikidata-kohteeseen  Sanakirjat ja tietosanakirjat