Nebuláris hipotézis

A ködhipotézis  a tudományos közösség legszélesebb körben elfogadott kozmogonikus elmélete a Naprendszer kialakulásának és fejlődésének magyarázatára. Az elmélet azt sugallja, hogy a Naprendszer egy ködből alakult ki. A hipotézis szerzője Immanuel Kant volt, 1755-ben megjelent Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels ("Az égbolt általános természetrajza és elmélete") című munkájában . Kezdetben csak a Naprendszerre vonatkozott , ez a kialakulás hipotézise. A bolygórendszerek rendszere széles körben alkalmazható az univerzum többi részére . [1] A Nebular Hypothesis modern változata, a Nebular Disk Solar Model , vagy egyszerűbben: a Solar Nebular Model széles körű elismerést kapott . [2] A ködhipotézis magyarázatot ad a Naprendszer számos tulajdonságára, ideértve a kör alakúhoz közeli és ugyanabban a síkban elhelyezkedő pályákat, valamint a bolygók forgását a Nap tengelye körüli forgásirányában. A ködhipotézis számos eleme tükröződik a modern bolygókeletkezési elméletekben, de legtöbbjük megváltozott.

A ködhipotézis szerint a csillagok masszív és sűrű molekuláris hidrogénfelhőkben jönnek létre  - molekuláris felhőkben . Ezek a felhők gravitációs szempontból instabilok, és a bennük lévő anyag csomókká gyűlik össze, forog, összehúzódik, majd csillagokat alkot. A csillagkeletkezés egy összetett és hosszadalmas folyamat, amely mindig egy gáznemű protoplanetáris korongot hoz létre egy fiatal csillag körül . Ez a folyamat gyakran bolygók kialakulásához vezet, nem jól ismert körülmények között. Így a bolygórendszer kialakulása a csillagok kialakulásának természetes eredménye. A napszerű csillagok körülbelül egymillió év alatt, a protoplanetáris korong pedig a következő 10-100 millió év alatt alakul ki. [egy]

A protoplanetáris korong egy akkréciós korong , amely táplálja a központi csillagot. Kezdetben nagyon meleg, a lemez fokozatosan lehűl a T Tauri csillagrendszerekhez hasonló típusra ; akkor a porszemcsék kialakulása kő- és jégtömbök megjelenéséhez vezet . Összeütközve és összetapadva a tömbök sok kilométernyi planetezimálist alkotnak . Ha a korong elég masszív, a planetezimálok körüli átmeneti akkréció a Hold vagy a Mars méretű protobolygók kialakulásához vezet 100-300 ezer éven belül . A csillag közelében a bolygóembriók, amelyek átmentek az egyesülések és felvásárlások szakaszán, a Föld csoport több bolygóját alkotják . Az utolsó szakasz 100 milliótól egymilliárd évig tart. [egy]

Az óriásbolygók kialakulása  összetettebb folyamat. Úgy gondolják, hogy az úgynevezett hóhatár mögött alakulnak ki , ahol a bolygóembriók többnyire különböző típusú jégből állnak. Ennek eredményeként többszörösen nagyobb tömegűek, mint a protoplanetáris korong belső része. Hogy mi következik a protobolygó kialakulása után, az nem teljesen világos. Az ilyen protobolygók jelentős része tovább növekszik, elérve az 5-10 Föld tömegét – ez a küszöbérték, amely lehetővé teszi a hidrogén - héliumgáz felhalmozódását a korongból. A gáz felhalmozódása a magban kezdetben lassú folyamat, amely több millió évig tart, de amikor eléri a 30 Föld tömegét, hirtelen felgyorsul. Úgy gondolják, hogy az olyan bolygók, mint a Jupiter és a Szaturnusz , mindössze 10 000 év alatt halmozták fel tömegüket. A felhalmozódás a gázkészletek kimerülésével megáll. A kialakult bolygók nagy távolságokra vándorolhatnak a kialakulás során vagy után. Úgy gondolják, hogy az olyan jégóriások , mint az Uránusz és a Neptunusz meghibásodott protobolygómagok, amelyek akkor keletkeztek, amikor a korong már majdnem kimerült. [egy]

Történelem

Bizonyíték van arra, hogy Emanuel Swedenborg 1734-ben egy részben ködszerű hipotézist javasolt . [3] [4] Immanuel Kant , aki jól ismerte Swedenborg munkásságát, 1755-re kidolgozta az elméletet, és közzétette a Universal Natural History and Theory of the Sky című folyóiratban , amelyben a ködökről beszélt , amelyek, ahogy lassan forogtak, a gravitáció hatására fokozatosan összehúzódott és laposodott , fokozatosan csillagokat és bolygókat alkotva . [2]

Hasonló modellt dolgozott ki és javasolt 1796 -ban Pierre-Simon Laplace . [2] Exposition of the World System című könyvében felvetette, hogy a Napnak az ókorban kitágult csillaglégköre volt, amely a Naprendszer teljes modern objektumát lefedte. Elmélete felismerte a protoszoláris felhő – a protoszoláris köd – összehúzódását és lehűlését. Ahogy a köd lehűlt és összehúzódott, úgy ellaposodott és gyorsabban forog, gáznemű anyaggyűrűket ontva (vagy elvesztve), majd az ilyen gyűrűk anyagából bolygók keletkeztek. Modellje Kant modelljéhez hasonlított, kivéve a részleteket és a kisebb léptéket. [2] Bár Laplace nebuláris modellje dominált a 19. században, számos nehézségbe ütközött. A fő probléma a nyomaték átvitele volt a Nap és a bolygók között. A bolygók a nyomaték 99%-át kapták, és ezt a tényt a ködmodell nem tudta megmagyarázni. [2] Ennek eredményeként ezt a bolygókeletkezési elméletet a 20. század elején nagyrészt felülvizsgálták.

A 19. század fő kritikája James Maxwelltől származott , aki azzal érvelt, hogy a gyűrű belső és külső részei közötti eltérő forgás megakadályozza az anyag összecsapódását. [5] A hipotézist David Brewster csillagász is bírálta , aki a következőket írta: „Azok, akik hisznek a ködhipotézisben, biztosak abban, hogy Földünk szilárd anyagát és légkörét egy gyűrűből kapta, amely elhagyta a nap légkörét, majd egy gyűrűvé tömörült. kétéltű gömb, ahonnan aztán hasonló módon kitört a Hold. Azzal érvelt, hogy egy ilyen látomásban "a Holdnak vizet és levegőt kellett volna magával vinnie a Földről, és légkörrel kellett volna rendelkeznie." [6] Brewster azzal érvelt, hogy Isaac Newton korának vallási hiedelmei a nebuláris eszméket az ateizmusra való hajlamnak tekintették, és idézte őt: „Számomra abszurdnak tűnik az új eszmék növekedése a régiekből, az isteni hatalom közbenjárása nélkül”. [7]

A Laplace-modell bukása arra ösztönözte a tudósokat, hogy keressenek helyette. A 20. század során számos elméletet javasoltak, köztük Thomas Chamberlain és Forest Moulton planetezimális elméletét (1901), a Jeans árapály modelljét (1917), Otto Schmidt akkréciós modelljét (1944), William McCrea protoplanetáris elméletét (1960 ). ), valamint Michael Woolfson befogási elmélete . [2] 1978-ban Andrew Prentice felidézte a Laplace által megfogalmazott eredeti elképzeléseket, és megalkotta a modern Laplace-elméletet . [2] A teljes értékű elmélet megalkotására tett kísérletek egyike sem járt sikerrel, és sok közülük csak képletes volt.

A bolygókorong kialakulásának modern és általánosan elfogadott elméletének – a Nebular korong napmodellnek – születése Viktor Safronov  szovjet csillagásznak tulajdonítható . [8] Az 1972-ben angolra fordított The Evolution of the Preplanetary Cloud and the Formation of the Earth and Planets [9] című könyve maradandó hatással volt a bolygóképződéssel kapcsolatos tudományos gondolkodásra. [10] A bolygóképződés szinte minden problémája megfogalmazásra került a könyvben, és ezek közül sokat meg is oldottak. Safronov munkáját George Wetrell munkája folytatta , aki felfedezte az átmeneti akkréciót . [2] Az eredetileg a Naprendszerre alkalmazható szoláris ködmodellt az elméletalkotók az Univerzum többi bolygójára is alkalmazhatónak tekintették, amelyek közül 2016. június 1-jén 3422 ismert galaxisunkban. [11 ]

The Solar Nebular Model: Achievements and Challenges

Eredmények

A csillagkeletkezés folyamata természetesen egy akkréciós korong megjelenéséhez vezet a „fiatal csillagobjektumok” körül. [12] Körülbelül 1 millió éves kor elérésekor a csillagok 100%-a rendelkezik ilyen koronggal. [13] A következtetést alátámasztják a protocsillagok és a T Tauri csillagok körüli gáz- és porfelhők felfedezései, valamint elméleti megfontolások. [14] A korongokon végzett megfigyelések azt sugallják, hogy a bennük lévő porszemcsék mérete évezredek alatt nő, és körülbelül 1 centiméteres részecskékké alakul. [tizenöt]

Az akkréciós folyamat, amelynek során a kilométer hosszú planetezimálok 1000 km hosszú égitestekké nőnek, ma már jól ismert. [16] Ez a folyamat bármely korongban elkezdődik, amikor a planetezimálok sűrűsége elég magas lesz, és kontrollálatlan és átmeneti módon megy végbe. Később a növekedés lelassul és szakaszosan megy. A végeredmény különböző méretű és a csillagtól eltérő távolságra lévő protobolygók . [16] Ennek a folyamatnak a különböző szimulációi egy dologban megegyeznek – a protobolygók egyesülése a protoplanetáris korong belső részében több, a Földhöz hasonló méretű égitest kialakulásához vezet. Így a Földi csoport bolygóinak eredete gyakorlatilag megalapozottnak és vitathatatlannak tekinthető. [17]

Aktuális problémák

Az akkréciós korongok fizikája sok kérdést vet fel. [18] Az egyik legérdekesebb rejtély, hogy a csillag által felhalmozódott anyag hogyan veszíti el forgási nyomatékát ? A lehetséges választ Hannes Alfven találta meg , ami arra utal, hogy a nyomatékot a napszél lassítja a T Taurus szakaszban . Ezután a forgatónyomaték a tárcsa külső tartományaiba kerül a "viszkózus szórás" miatt. [19] A viszkozitást makroszkopikus turbulenciák hozzák létre, de maga a turbulenciát okozó mechanizmus nem jól ismert. Egy másik lehetséges folyamat, amely lassítja a forgási nyomatékot, a mágneses fékezés , amikor egy csillag forgása mágneses téren keresztül a környező protoplanetáris korongra kerül. [20] A gáz korongból való eltűnéséért felelős fő folyamatok a viszkózus szórás és a fotoevaporáció. [21] [22]

A planetezimálok kialakulása a szoláris ködmodell másik rejtélye. Hogyan tapadnak össze az 1 cm-es részecskék a planetezimál 1 km-ében? Ennek a mechanizmusnak a feltárása egyfajta kulcs lesz annak megértéséhez, hogy egyes csillagoknak miért vannak bolygói, míg másoknak még csak porkorongja sincs . [23]

Valamikor probléma volt az óriásbolygók idővonalának kialakítása . A régi elméletek nem tudták megmagyarázni, hogyan alakulhatott ki magjuk elég gyorsan ahhoz, hogy nagy mennyiségű gázt szívjon be a gyorsan eltűnő protoplanetáris korongból. [16] [24] Egy ilyen korong átlagos élettartama (néha kevesebb, mint 10 millió (10 7 ) év) rövidebb volt, mint a mag kialakulásához szükséges idő. [13] A jelenlegi modell azon a tényen alapul, hogy egy olyan bolygó, mint a Jupiter (vagy nagyobb tömegű bolygók) kevesebb, mint 4 millió év alatt kialakulhat, ami jól illeszkedik a gáznemű korongok átlagos élettartamához. [25] [26] [27]

Egy másik probléma az elmélettel az orbitális vándorlás . Számos számítás azt állítja, hogy a koronggal való kölcsönhatások az óriásbolygók rövid távú migrációjához vezethetnek a rendszer belső régióiba, ami, ha figyelmen kívül hagyjuk, elérheti a „rendszer központi régióit, amelyek megmaradnak egy proto-Jupiter (a Jupiternél és a Szaturnusznál kisebb tömegű bolygó, de mégis óriási bolygó). [28] A modernebb számítások figyelembe veszik a protoplanetáris korongok fejlődését és terjeszkedését, ami kizárja az ilyen elméleti ütközéseket. [29]

Csillagok és protoplanetáris korongok kialakulása

Protostars

Jelenleg úgy tartják, hogy a csillagok a Nap tömegénél körülbelül 300 000-szer nagyobb és körülbelül 20 parszek átmérőjű hideg hidrogénfelhőkben keletkeznek . [1] [30] Évmilliók során a felhők összeomlanak és feldarabolódnak. [31] A töredékek ezután kicsi, sűrű gömbökké válnak, amelyek tovább tömörülnek csillagméretűre. [30] A gömbök, a frakciótól függően, akár több naptömeget is elérhetnek, és protostellar (protosoláris) ködnek nevezik. [1] Átmérőjük 0,01-0,1 parszek (2000-20 000 csillagászati ​​egység ), részecskesűrűségük pedig 10 000 és 100 000 cm- 3 között van . [a] [30] [32]

Egy naptömegű protostelláris köd összeomlása körülbelül 100 ezer évig tart. [1] [30] Minden egyes köd a gáz és a por vonzása során bizonyos forgási nyomatékot kap . A köd központi részében található, viszonylag kis nyomatékú gáz gyors összenyomáson megy keresztül, és forró hidrosztatikus (sűrítetlen) magot képez, amely a köd eredeti tömegének egy kis részét tartalmazza. [33] Idővel ez a mag csillaggá válik. [1] [33] Miután az összeomlás véget ér, működésbe lép a nyomatékmegmaradás mechanizmusa, ami a csillagra eső gáz forgásának jelentős felgyorsulását okozza [34] [35]  – úgy tűnik, hogy a mag dobd le a héját. A gáz az egyenlítői sík közelében kilökődik kifelé, és egy korongot képez, amely viszont visszagyúródik a magba. [1] [34] [35] A mag tömege folyamatosan nő, amíg fiatal és forró protocsillaggá nem válik . [33] Ebben a szakaszban a protocsillagot és korongját erősen eltakarja a ködből leülepedő anyagburok, és nem lehet közvetlenül megfigyelni. [12] Néha egy ilyen héj átlátszatlansága eléri azt a mértéket, hogy még milliméteres sugárzás sem tör át rajta . [1] [12] Az ilyen objektumokat fényes csomókként figyelik meg, amelyek főként milliméteres és szubmilliméteres tartományban bocsátanak ki. [32] A 0-s spektrális típusú protocsillagok közé sorolják őket. [12] Az összeomlást gyakran a korong forgástengelye mentén forgó gázsugarak bipoláris kiáramlása kíséri . Az ilyen fúvókák gyakran láthatók csillagképző régiókban (lásd: Herbig-Haro objektumok ). [36] A 0-s spektrumtípusú protocsillagok fényereje nagyon magas – egy naptömegű protocsillag 100-szor fényesebben ragyoghat, mint a Nap. [12] Energiájuk forrása a gravitációs összeomlás , mivel magjuk még nem elég meleg a termonukleáris reakcióhoz . [33] [37]

Miután az anyag lecsapódása a korongra megáll, a csillagot körülvevő héj vékonyabbá és átlátszóbbá válik, lehetővé téve a „fiatal csillagobjektum” megfigyelését, kezdetben a távoli infravörösben, majd vizuálisan. [32] Ekkortájt indul be a deutériumfúziós reakció . Ha a csillag elég nagy tömegű (több mint 80 Jupiter-tömeg), termonukleáris reakció kezdődik hidrogénnel. Ha azonban a tömeg túl kicsi, a tárgy barna törpévé változik . [37] Egy új csillag születése körülbelül 100 000 évvel az összeomlás kezdete után következik be. [1] Az ebben a szakaszban lévő objektumokat I. osztályú protocsillagoknak [12] nevezik, amelyeket T Tauri fiatal csillagoknak , fejlődő protocsillagoknak vagy fiatal csillagobjektumoknak is neveznek. [12] A formálódó csillag ekkorra már felhalmozta az ősköd tömegének nagy részét: a korong és a megmaradt héj együttes tömege nem haladja meg a fiatal csillagobjektum tömegének 10-20%-át. [32]

A következő szakaszban a héj teljesen eltűnik, teljesen a lemez részévé válik, és a protocsillag klasszikus T Tauri csillaggá válik. [b] Ez körülbelül egymillió évvel az összeomlás után történik. [1] A klasszikus T Tauri-csillag körüli korong tömege a csillag tömegének körülbelül 1-3%-a, és évente körülbelül 10–7–10–9 naptömeggel akkumulálódik . [40] Ekkor még maradt egy pár bipoláris sugár. [41] Az akkréció megmagyarázza a T Tauri csillagok összes sajátos tulajdonságát: erősen kifejezett emissziós vonalak (a csillag saját fényességének akár 100%-a), mágneses aktivitás, fotometriai változékonyság és "sugarak". [42] Az erős emissziós vonalakat valójában az a pillanat, amikor a felszaporodó gáz érintkezik a csillag "felszínével" a mágneses pólusok helyén. [42] A fúvókák az akkréció melléktermékei: kiegyenlítik a felesleges szögimpulzusokat. A T Tauri csillag klasszikus szakasza körülbelül 10 millió évig tart. [1] A korong fokozatosan eltűnik a csillaghoz való akkréció, a bolygóképződés, a sugárkitörések, valamint a központi és a közeli csillagok UV-sugárzásának fotoevaporációja miatt . [43] Ennek eredményeként a fiatal csillag halvány T Tauri csillaggá válik, amely lassan, több száz millió év alatt közönséges napszerű csillaggá fejlődik. [33]

Protoplanetáris lemezek

Bizonyos körülmények között egy már protoplanetárisnak nevezhető lemez bolygórendszert szülhet . [1] A protoplanetáris korongokat a fiatal csillaghalmazokban nagyon nagy arányban figyelik meg a csillagok körül . [13] [45] A csillagrendszer kialakulásának kezdetétől léteznek, de a legkorábbi szakaszokban a környező héj átlátszatlansága miatt láthatatlanok. [12] A 0. osztályú protocsillagok körüli lemezekről azt gondolják, hogy masszívak és forróak. Ez egy akkréciós lemez , amely táplálja a központi protocsillagot. [34] [35] A hőmérséklet 5 AU-n belül 400 K -ig , 1 AU-n belül pedig 1000 K-ig terjedhet. [46] A korong felmelegedése elsősorban a benne lévő turbulencia viszkózus disszipációjának és a ködből kihulló gáznak köszönhető. [34] [35] A korong belsejében uralkodó szélsőséges hőmérséklet hatására a legtöbb illékony anyag – víz, szerves anyag és a kőzet nagy része – elpárolog , és csak a legtűzállóbb elemek maradnak meg, mint például a vas . A jégnek csak a korong külső részén van esélye a túlélésre. [46]

Az akkréciós korongok fizikájának fő rejtvénye a turbulenciát okozó és a nagy hatásfokú viszkozitásért felelős mechanizmus . [1] Úgy gondolják, hogy a turbulencia és a viszkozitás felelős a tömegnek a központi protocsillaghoz, a nyomatéknak pedig a perifériához való átviteléért . Ez nagyon fontos az akkréció szempontjából, mert a gázt a központi protocsillag csak úgy tudja elnyelni, hogy elveszíti nyomatékának nagy részét, ami egyébként a gáz egy része a rendszer perifériája felé sodródna. [34] [47] Ennek a folyamatnak az eredménye mind a protocsillag, mind a korong növekedése, amely néha eléri az 1000 AU nagyságrendű sugarat, ha a kezdeti köd forgatónyomatéka elég nagy volt. [35] A nagy korongok nem ritkák számos csillagkeletkezési régióban, például az Orion-ködben . [tizennégy]

Az akkréciós korong élettartama körülbelül 10 millió év. [13] Addigra a csillag elérte a klasszikus T Tauri típusú csillagok szintjét, és a korong vékonyabbá és hidegebbé válik. [40] A kevésbé illékony anyagok a központhoz közelebb kezdenek kicsapódni , és kristályos szilikátokat tartalmazó 0,1-1 µm-es porszemcséket képeznek . [15] A külső korongból származó anyag összekeverheti a kozmikus por e neoplazmáit szerves anyagokat és illékony anyagokat tartalmazó ősanyagokkal. Ez a keveredés megmagyaráz néhány jellemzőt a Naprendszer testeinek összetételében, például a csillagközi por jelenlétét a primitív meteoritokban és a tűzálló zárványokat az üstökösökben. [46]

A porrészecskék hajlamosak összetapadni a korong sűrű környezetében, ami nagyobb, akár több centiméter átmérőjű részecskék képződését eredményezi. [49] A csillagászok a por mozgásának és összetapadásának jeleit láthatják a fiatal korongok infravörös spektrumában. [15] További asszociációk akár 1 km átmérőjű vagy nagyobb planetezimálok kialakulásához vezetnek , amelyek a bolygók "építőköveiként" szolgálnak . [1] [49] A planetezimálok keletkezésének részletei még mindig rejtélyek, mert a hagyományos aggregáció a részecskeméret növekedésével hatástalanná válik. [23]

Az egyik hipotézis szerint a gravitációs instabilitás a felelős a planetezimálok kialakulásáért . A néhány centiméteres vagy annál nagyobb részecskék lassan leülepednek a korong síkja közelében, és viszonylag vékony és sűrű, 100 km-nél kisebb vastagságú réteget alkotnak. A réteg gravitációs szempontból instabil, és különálló csomókra bomlik, amelyek planetezimálokká omlanak össze. [1] [23] A gáznemű korong és a síkhoz közeli szilárd részecskék különböző gyorsulásai azonban turbulenciát okozhatnak, ami megakadályozza, hogy a gravitációs instabilitás miatt a korong túlzottan összezsugorjon és széttöredezzen. [50] Ez korlátozhatja a planetezimálok kialakulását a gravitációs instabilitás miatt a korong bizonyos területeire, ahol a szilárd részecskék koncentrációja magas. [51]

A planetezimálok kialakulásának másik lehetséges mechanizmusa az áramlási instabilitás , amely során a részecskék gázon keresztüli mozgása visszacsatolási hatást hoz létre, amely hozzájárul a por helyi felhalmozódásának növekedéséhez. Ezek a gázfelhőkön áthaladó helyi felhalmozódások viszonylag tiszta tereket hoznak létre, amelyeken keresztül a részecskék környezeti ellenállás nélkül mozognak. Ezek a klaszterek gyorsabban keringenek, kis sugárirányú oszcillációkat tapasztalva. Külön részecskék csatlakoznak ehhez a klaszterhez, ahogy felé haladnak, vagy felzárkóznak a klaszterhez, ami hozzájárul a tömeg növekedéséhez. Végső soron ezek a klaszterek hatalmas kiterjedt "szálakat" alkotnak, amelyek széttöredeznek, és nagy aszteroidák méretű planetezimálokká omlanak össze. [52]

A bolygók kialakulását magában a korongban lévő gravitációs instabilitás is okozhatja, ami annak csomósodásához vezet. Némelyikük kellő sűrűségnél beomlik , [47] ami akár ezer éven belül is gyors gázóriások , sőt barna törpék kialakulásához vezethet. [53] Ha az ilyen halmazok közelebb vándorolnak a csillaghoz az összeomlás során, a csillagból érkező árapály-erők hatására a test tömege csökken, ami csökkenti a jövő bolygójának méretét. [54] Ez azonban csak a 0,3 naptömegnél nagyobb tömegű korongokban lehetséges. Összehasonlításképpen a szokásos korongméret 0,01-0,03 naptömeg. Mivel a masszív korongok ritkák, ez a kialakulási mechanizmus ritka. [1] [18] Másrészt ez a fajta folyamat fontos szerepet játszhat a barna törpék kialakulásában . [55]

A protoplanetáris lemez teljes disszipációját számos mechanizmus indítja el. A korong belső részét vagy a csillag gyűjti össze, vagy bipoláris sugarak formájában löki ki [40] [41] , míg a korong külső része intenzív ultraibolya sugárzás hatására fénypárologtatáson megy keresztül a T Tauri csillag állapotában [56]. vagy a közeli csillagoktól. [43] A korong középső részében lévő gázt a növekvő bolygók felhalmozhatják vagy kiszoríthatják a rendszeren kívülre, míg a kis porrészecskéket a központi csillag fénynyomása löki ki. Végső soron vagy egy bolygórendszer marad, vagy egy maradék korong bolygók nélkül, vagy semmi, ha nem alakulnak ki planetezimálok. [egy]

Mivel a planetezimálok olyan sokak és szétszórtak a protoplanetáris korongon, néhányan túlélik a bolygórendszer kialakulását. Úgy gondolják, hogy az aszteroidák megmaradt planetezimálok, amelyek összeütköztek és kisebb darabokra törtek, míg az üstökösök a protoplanetáris rendszer távoli területeiről származó planetezimálok. A meteoritok kis planetezimálok, amelyek a bolygók felszínére esnek, és nekik köszönhetünk jelentős mennyiségű információt a bolygórendszerek kialakulásáról. A primitív típusú meteoritok olyan kis tömegű planetezimálok töredékei, amelyek nem mentek át hődifferenciálódáson , míg a „feldolgozott meteoritok” olyan felhasadt, hatalmas planetezimálok maradványai, amelyeknek sikerült keresztülmenniük ezen a fajta folyamaton. [57]

Bolygóképződés

Földszerű bolygók

A Solar Nebular Disk Model szerint a földi bolygók a protoplanetáris korong belsejében, a hóhatáron belül alakulnak ki , ahol a hőmérséklet elég magas ahhoz, hogy megakadályozza a vízjég és más anyagok szemcsékké való összetapadását. [58] Ez a tiszta kőzetek összeolvadásához, majd a köves planetezimálok kialakulásához vezet. [c] [58] Úgy gondolják, hogy ilyen körülmények a protoplanetáris korong belső részén, 3-4 AU távolságra vannak. a napszerű csillagoknál. [egy]

A kis planetezimálok egész sora megjelenése után - körülbelül 1 km átmérőjű - tranziens akkréció kezdődik . [16] Múlékonynak nevezik, mert a tömegnövekedés mértéke arányos R 4 ~M 4/3 -al , ahol R és M a növekvő test sugara és tömege. [59] A planetezimálok felgyorsult növekedése közvetlenül összefügg az objektum tömegével. Ezért a nagy planetezimálok főleg a kicsik rovására nőnek. [16] Az átmeneti akkréció 10 000-100 000 évig tart, és akkor ér véget, amikor a legnagyobb bolygók átmérője meghaladja az 1000 km-t. [16] Az akkréció lelassulása a nagy testek által más planetezimálokra kifejtett gravitációs zavarok következménye. [16] [59] Így a nagy égitestek becsapódása gátolja a kicsik növekedését. [16]

A kialakulás következő szakaszát oligarchikus akkréciónak nevezzük . [16] A színpadot több száz legnagyobb objektum - "oligarchák" - túlsúlya jellemzi, amelyeket lassan benőnek a kisebb planetezimálok. [16] Más planetezimálok nem nőnek, csak elfogynak. [59] Ebben a szakaszban az akkréció mértéke arányos R 2 -vel, amely az "oligarcha" keresztmetszetének származéka . [59] Ezenkívül a meghatározott akkréciós arány arányos M -1/3- mal ; és a testmérettel csökken. Ez lehetővé teszi a kis oligarchák számára, hogy méretben utolérjék a nagyokat. Az oligarchák körülbelül 10 H r távolságot tartanak fenn ( H r = a(1-e)(M/3M s ) 1/3  - " Hegysugár ", ahol a a fél- nagy tengely , e az excentricitás , és M s  a központi csillag tömege) egymástól távol, a fennmaradó planetezimálok befolyásolják. [16] Orbitális excentricitásuk és dőlésük kicsi marad. Az oligarchák tömege tovább növekszik, amíg a körülöttük lévő korong planetezimáljai ki nem merülnek. [16] Néha az egymáshoz közel álló "oligarchák" egyesülnek. Az "oligarcha" végső tömege a csillag távolságától és a tömegét alkotó planetezimálok felületi sűrűségétől függ. Az ilyen tömeget a planetológiában "szigetelőnek" nevezik - ez azt jelenti, hogy a növekvő bolygó elszigetelődött a többitől, a helyi területen lévő összes tömeget magára gyűjtötte, ezzel leállítva az akkréciós folyamatot. [59] A sziklás bolygók esetében ez a Föld tömegének nagyságrendje 0,1, vagy a Mars tömegének nagyságrendje. [1] Az oligarchikus szakasz végeredménye: a Holdtól a Marsig terjedő, egymástól egyenletesen elválasztott, mintegy 100 planetoid kialakulása . [17] Úgy gondolják, hogy bizonyos időközönként a korongon belül vannak, gyűrűkkel elválasztva a megmaradt planetezimáloktól. Ez a szakasz a feltételezések szerint több száz évezredig tart. [1] [16]

A földi bolygók kialakulásának utolsó szakaszát egyesülési szakasznak nevezzük . [1] Akkor kezdődik, amikor már csak kis számú planetezimál marad, és a protobolygók elég masszívvá válnak ahhoz, hogy befolyásolják egymást, és kaotikussá tegyék pályájukat . [17] Ebben a szakaszban a protobolygókat kiszorítják a pályáról, vagy felemésztik a megmaradt planetezimálok, és ütköznek egymással. Ennek a 10-100 millió évig tartó folyamatnak az eredményeként korlátozott számú Föld méretű bolygó jön létre. A szimulációk azt mutatják, hogy a létrejövő földi bolygók hozzávetőleges száma 2 és 5 között van. [1] [17] [57] [60] A Naprendszer esetében a Föld és a Vénusz ilyen példa. [17] Mindkét bolygó kialakulásához 10-20 protobolygó egyesülésére volt szükség, és nagyjából ugyanannyian tértek ki és hagyták el a Naprendszert. [57] Úgy tartják, hogy az aszteroidaöv protobolygói felelősek a Föld vízéért. [58] A Mars és a Merkúr valószínűleg azok a protobolygók, amelyek túlélték a versenyt. [57] Az egyesüléseken átesett földi bolygók végül stabilabb pályára telepednek. [17]

Óriásbolygók

Az óriásbolygók kialakulása a bolygótudomány  egyik rejtélye . [18] A Solar Nebular Model keretein belül kialakulásukra két hipotézis létezik. Először is: a lemez instabilitási modellje , amely szerint a gravitációs fragmentáció miatt óriásbolygók jelennek meg . [53] Második hipotézis: a magakréciós modell , más néven nukleáris instabilitási modell [18] [29] . Ez utóbbi hipotézist tartják a legígéretesebbnek, mert ez magyarázza az óriásbolygók kialakulását viszonylag kis tömegű (0,1 naptömegű) korongokban [29] . E hipotézis alapján az óriásbolygók kialakulása két szakaszra oszlik: a) egy körülbelül 10 Földtömeg tömegű mag felhalmozódása, és b) a gáz felszaporodása a protoplanetáris korongról. [1] [18] A két hipotézis bármelyike ​​barna törpék kialakulásához is vezethet . [61] [26] A 2011-es megfigyelések szerint a nukleáris akkréció a domináns képződési mechanizmus. [61]

Az óriásbolygók magjainak kialakulása vélhetően hasonló módon megy végbe a Földhöz hasonló bolygókon is [16] . A gyors növekedésű planetezimálokkal kezdődik, majd egy lassabb oligarchikus szakasz követi. [59] . A hipotézisek nem vetítik előre az egyesülési szakaszt, mivel a bolygórendszer külső részein a protobolygók közötti ütközések kicsi a valószínűsége [59] . További különbség a planetezimálok összetétele, amelyek az óriásbolygók esetében a hóhatáron kívül alakulnak ki , és főként jégből, vagy 4:1 arányú jégből állnak a kőzetekkel [24] Ez növeli a planetezimálok tömegét. átlagosan 4-szeresére. A Földhöz hasonló bolygókat létrehozni képes minimális tömegű köd azonban mindössze 1-2 földtömegű magot képezhet a Jupiter körül (5 AU) 10 millió éven keresztül. [59] Az utolsó szám: a Naphoz hasonló csillag körüli gáznemű korong átlagos élettartama. [13] Több megoldás is létezik erre az eltérésre: a korong tömegének alulbecslése – tízszeres növekedés elegendő lenne a peremterületeken óriásbolygók kialakulásához; [59] protoplanetáris migráció, amely több planetezimál felhalmozódását teheti lehetővé; [24] és végső soron a protobolygók gáznemű héjában a gázellenállás miatti fokozott akkréció . [24] [62] [27] A fenti ötletek kombinációi megmagyarázhatják az olyan gázóriások magjának kialakulását, mint a Jupiter , és talán még a Szaturnusz is . [18] Az olyan bolygók kialakulása, mint az Uránusz és a Neptunusz , még rejtélyesebb, mivel egyetlen elmélet sem magyarázza meg a magok kialakulását 20-30 AU távolságra. a központi csillagtól. [1] Egy hipotézis szerint a Jupiterrel és a Szaturnusszal ugyanabban a régióban gyűlnek össze, majd a nagyobb testek perturbációi hatására depályára lépnek, és az aktuális távolságon maradnak. [63] Egy másik lehetőség: az óriásbolygók magjainak növekedése a "kavicsos akkréció" révén. A "kavics-akkréció" során a centimétertől egy méterig terjedő átmérőjű tárgyak spirálban esnek egy hatalmas testre, gáznemű ellenállás hatására húzódnak, és ennek eredményeként összetapadnak. A kavicsos akkréció révén a növekedés 1000-szer gyorsabb lehet, mint a planetezimális akkréció révén. [64]

Körülbelül 5-10 Földtömeg megszerzése után az óriásbolygók elkezdenek gázt gyűjteni a környező korongról. [1] Kezdetben ez egy lassú folyamat, amely több millió év alatt 30 Földtömegre növeli a mag tömegét. [24] [62] Elegendő tömeg megszerzése után az akkréció sokszorosára nő, és az óriásbolygók tömegének fennmaradó 90%-a körülbelül 10 000 év alatt gyarapszik. [62] A gáz felhalmozódása leáll, ha a lemez kimerül. Ez fokozatosan történik, a „rések” megjelenése a lemezen és a lemez egészének szétszóródása miatt. [29] [65] A domináns modell alapján az Uránusz és a Neptunusz olyan meghibásodott atommagok, amelyek túl későn kezdtek felhalmozódni, amikor a rendszerben lévő gáz szinte teljesen elfogyott. A gáz gyors felszaporodása után megkezdődik az újonnan kialakult óriásbolygók vándorlása és a lassú akkréció fázisa. [65] A vándorlást a megtisztított területeken lévő bolygók és a megmaradt korong közötti kölcsönhatás okozza. Leáll a lemez kimerülésével vagy a lemez határainak elérésekor. Ez utóbbi eset az úgynevezett forró Jupiterek kapcsán releváns , amelyek a bolygórendszerek belső részeihez érve leállítják vándorlásukat. [65]

Az óriásbolygók jelentős hatást gyakorolhatnak a Földhöz hasonló bolygókra a kialakulásának szakaszában. Az óriások jelenléte hatással van a planetezimálok és protobolygók excentricitására és dőlésére (lásd Kozai mechanizmus ) a belső régióban (a Naprendszer esetében 4 AU-n belül). [57] [60] Ha az óriásbolygók túl korán keletkeznek, megakadályozhatják vagy leállíthatják a rendszer belső részének akkrécióját. Ha ezek az oligarchikus szakasz vége felé alakulnak ki, mint amilyen nagy valószínűséggel a Naprendszerben történt, akkor befolyásolják a protoplanetáris tükröződést, és intenzívebbé teszik azt [57] . A folyamat eredményeként a Földhöz hasonló bolygók száma csökkenni fog, tömegük pedig egyre nagyobb lesz. [66] Ezenkívül a rendszer mérete csökkenni fog, ahogy a Földhöz hasonló világok képződnek a csillaghoz közelebb. A Naprendszerben található óriásbolygók, különösen a Jupiter becsapódása viszonylag korlátozott volt, mivel meglehetősen távol helyezkedtek el a Föld-szerű bolygóktól [66] .

A bolygórendszer óriásbolygókkal szomszédos régiója sok becsapódáson fog keresztülmenni [60] . A legtöbb régióban a protobolygók excentricitása olyan magas lehet, hogy az óriásbolygók közelében elhaladó protobolygók a rendszer elhagyását kockáztatják [d] [57] [60] . Ha az összes protobolygó elhagyja a rendszert, akkor ebben a régióban nem képződnek bolygók. [60] Ezen kívül rengeteg kis planetezimál létezik, mivel az óriásbolygók protobolygók segítsége nélkül nem tudnak minden teret megtisztítani. A fennmaradó planetezimálok össztömege kicsi lesz, mivel a protobolygók, mielőtt elhagynák a rendszert, összegyűjtik a kis égitestek körülbelül 99%-át. [57] Egy ilyen régió végül egy aszteroidaövre hasonlítana , mint a Naprendszerben, 2 és 4 AU között. a naptól. [57] [60]

Az akkréció jelentősége

Az akkréciós korong kifejezés használata egy protoplanetáris koronggal kapcsolatban zavarhoz vezet a bolygóakkréció folyamatának megértésében. A protoplanetáris korongokat gyakran akkréciós korongoknak nevezik, mivel a fiatal T Tauri csillagok állapotában a protocsillagok még mindig elnyelik a korong belső területeiről a felszínre hulló gázokat. [35] Egy akkréciós korongban ez egy tömegáram a nagyobb sugaraktól a kisebbek felé. [19]

Ezt azonban nem szabad összetéveszteni a bolygóképző akkrécióval. Ebben az összefüggésben az akkréció a lehűlt, megszilárdult por- és jégrészecskék összeolvadásának folyamatát jelenti a protocsillag pályáján egy protoplanetáris korongon, valamint az ütközési, adhéziós és növekedési folyamatokat, egészen a nagy energiájú ütközésekig. planetezimálok . [16]

Ezenkívül az óriásbolygók maguk is rendelkezhetnek akkréciós korongokkal (a szó eredeti értelmében) [67] . A befogott hélium- és hidrogénfelhők megnyúlnak, kicsavaródnak, lelapulnak és leülepszik egy óriási protobolygó felszínére , míg egy ilyen korongon belüli szilárd testek az óriásbolygó jövőbeli műholdjaivá alakulnak [68] .

Jegyzetek

Hozzászólások
  1. ↑ Hasonlítsa össze ezt a levegőrészecskék tengerszinti sűrűségével - 2,8⋅10 19  cm −3 .
  2. ↑ T A Tauri csillagok 2,5 naptömegnél kisebb tömegű, nagy aktivitású fiatal csillagok. Két osztályba sorolhatók: gyengén kifejezett és klasszikus T Tauri csillagok. [38] Az utóbbiak akkréciós koronggal rendelkeznek, és továbbra is elnyelik a forró gázt, ami erős emissziós vonalként jelenik meg a spektrumban. Az előbbieknek egyáltalán nincs akkréciós korongja. A klasszikus T Tauri csillagok gyengén kifejeződő csillagokká fejlődhetnek. [39]
  3. ↑ A Föld-szerű bolygórégió külső széle közelében (a Naptól 2,5-4 AU távolságra) lévő planetesimálok felhalmozhatnak némi jeget. A kőzetek azonban továbbra is dominálnak, akárcsak az aszteroidaöv külső részén a Naprendszerben. [58]
  4. ↑ vagy egy óriáscsillaggal vagy bolygóval ütközik
Források
  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 al. A Naprendszer kialakulása és a korai evolúció: az első 100 millió év   // Föld , Hold és bolygók : folyóirat. - Spinger, 2006. - 20. évf. 98 , sz. 1-4 . - P. 39-95 . - doi : 10.1007/s11038-006-9087-5 . - Iránykód .
  2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Woolfson, MM Solar System – eredete és fejlődése // QJR Astr. Szoc.. - 1993. - T. 34 . - S. 1-20 . — Iránykód . Kant álláspontjának részleteit lásd Stephen Palmquist, "Kant's Cosmogony Re-evaluated", Studies in History and Philosophy of Science 18:3 (1987. szeptember), 255-269.
  3. ↑ Swedenborg, Emanuel. (Principia) Latin: Opera Philosophica et Mineralia (angolul: Philosophical and Mineralogical Works)  (angol) . - 1734. - Kt. ÉN.
  4. ↑ Archivált másolat . Hozzáférés dátuma: 2012. október 20. Az eredetiből archiválva : 2011. július 28.
  5. ↑ George H. A. Cole (2013). Bolygótudomány: A csillagok körüli bolygók tudománya, második kiadás, Michael M. Woolfson, p. 190
  6. ↑ Brester, David (1876), "Több világ, mint egy: A filozófus hitvallása és a keresztények reménysége", Chatto és windus, piccadilly, p. 153
  7. ↑ Ahogy David Brewster idézi: "Több világ, mint egy: a filozófus hitvallása és a keresztények reménysége", Állócsillagok és kettős rendszerek. p. 233
  8. ↑ Henbest, Nigel A bolygók születése: A Föld és bolygótársai túlélői lehetnek abból az időből, amikor a bolygók úgy gurultak a Nap körül, mint a flipperasztalon lévő golyóscsapágyak . New Scientist (1991). Letöltve: 2008. április 18. Az eredetiből archiválva : 2020. július 25.
  9. ↑ Szafronov, Viktor Szergejevics. A protobolygófelhő evolúciója és a Föld és a bolygók kialakulása  (angol) . — Izrael Tudományos Fordítási Program, 1972. - ISBN 0-7065-1225-1 .
  10. ↑ Wetherill, George W. Leonard Medal Citation for Victor Sergeevich Safronov  //  Meteoritics : Journal. - 1989. - 1. évf. 24 . - 347. o . - doi : 10.1111/j.1945-5100.1989.tb00700.x . — .
  11. ↑ Schneider, Jean Interaktív Extra-szoláris bolygók katalógusa . The Extrasolar Planets Encyclopedia (2011. szeptember 10.). Letöltve: 2011. szeptember 10. Az eredetiből archiválva : 2012. február 12.
  12. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Andre, Philippe; Montmerle, Thierry. A T Tauri csillagaiból protocsillagok: cirkumstellar anyag és fiatal csillagobjektumok a ρ Ophiuchi felhőben  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1994. - Vol. 420 . - P. 837-862 . - doi : 10.1086/173608 . - .
  13. ↑ 1 2 3 4 5 Haisch, Karl E.; Lada, Elizabeth A.; Lada, Charles J. Lemezfrekvenciák és élettartamok fiatal klaszterekben  (angol)  // The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2001. - Vol. 553 , sz. 2 . -P.L153 - L156 . - doi : 10.1086/320685 . - Iránykód . - arXiv : astro-ph/0104347 .
  14. ↑ 1 2 Padgett, Deborah L.; Brandner, Wolfgang; Stapelfeldt, Karl L. et al. Hubble űrteleszkóp/nicmos képalkotás korongokról és borítékokról nagyon fiatal csillagok körül  (angolul)  // The Astronomical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1999. - Vol. 117. sz . 3 . - P. 1490-1504 . - doi : 10.1086/300781 . - Iránykód . - arXiv : astro-ph/9902101 .
  15. ↑ 1 2 3 Kessler-Silacci, Jacqueline; Augereau, Jean-Charles; Dullemond, Cornelis P. et al. A T Tauri csillagok körüli korongok c2d SPITZER IRS spektruma. I. Szilikát kibocsátás és szemcsenövekedés  (angol)  // The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2006. - Vol. 639 , sz. 3 . - P. 275-291 . - doi : 10.1086/499330 . - Iránykód . — arXiv : astro-ph/0511092 .
  16. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 Kokubo, Eiichiro; Ida, Shigeru. Formation of protoplanet systems and diversity of planetary systems  (angol)  // The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2002. - Vol. 581 , sz. 1 . - P. 666-680 . - doi : 10.1086/344105 . - Iránykód .
  17. ↑ 1 2 3 4 5 6 Raymond, Sean N.; Quinn, Thomas; Lunine, Jonathan I. Földszerű bolygók végső összeállításának nagy felbontású szimulációi 1: terrestrial accretion and dynamics  // Icarus  :  Journal. - Elsevier , 2006. - Vol. 183. sz . 2 . - P. 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 Estimateing Galactic Habitability , P. Ehrenfreund, Astrobiology: Future Perspectives , Kluwer Academic Publishers, pp. 67–96 , < http://www.springerlink.com/content/pr4rj4240383l585/ > . Archiválva : 2018. június 18. a Wayback Machine -nál 
  19. ↑ 1 2 Lynden-Bell, D.; Pringle, JE A viszkózus korongok evolúciója és a nebuláris változók eredete  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : folyóirat  . - Oxford University Press , 1974. - Vol. 168. sz . 3 . - P. 603-637 . - doi : 10.1093/mnras/168.3.603 . - .
  20. ↑ Devitt, Terry . Mi fékezi az őrülten pörgő csillagokat? , University of Wisconsin-Madison (2001. január 31.). Archiválva az eredetiből 2012. május 4-én. Letöltve: 2013. április 9.
  21. ↑ Dullemond, C.; Hollenbach, D.; Tábor, I.; D'Alessio, P. A protoplanetáris korongok szerkezetének és fejlődésének modelljei // Protostárok és bolygók 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. Planetesimális kialakulás gravitációs instabilitás által  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2002. - Vol. 580 , sz. 1 . - P. 494-505 . - doi : 10.1086/343109 . - Iránykód . - arXiv : astro-ph/0207536 .
  24. ↑ 1 2 3 4 5 Inaba, S.; Wetherill, GW; Ikoma, M. Formation of gas giant planets: core accretion model with fragmentation and planetary envelope  (angol)  // Icarus  : Journal. - Elsevier , 2003. - Vol. 166. sz . 1 . - P. 46-62 . - doi : 10.1016/j.icarus.2003.08.001 . - Iránykód . Az eredetiből archiválva: 2006. szeptember 12.
  25. ↑ Lissauer, JJ; Hubickyj, O.; D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. A Jupiter növekedésének modelljei termikus és hidrodinamikai korlátokkal  // Icarus  :  Journal. — Elsevier , 2009. — 20. évf. 199 . - P. 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. Deutériumégés hatalmas óriásbolygókban és kis tömegű barna törpékben, amelyeket magmagos akkréció alkotott  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2013. - Vol. 770 , sz. 2 . - P. 120 (13 o.) . - 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 volumenous low-mass envelope  (angol)  // Icarus  : Journal. — Elsevier , 2014. — 20. évf. 241 . - P. 298-312 . - doi : 10.1016/j.icarus.2014.06.029 . — . - arXiv : 1405.7305 .
  28. ↑ Papaloizou 2007 10. oldal
  29. ↑ 1 2 3 4 D'Angelo, G.; Durisen, RH; Lissauer, JJ Giant Planet Formation // Exobolygók / S. Seager. - University of Arizona Press, Tucson, AZ, 2011. - 319-346.
  30. ↑ 1 2 3 4 Pudritz, Ralph E. Clustered Star Formation and the Origin of Stellar Masses  //  Tudomány : folyóirat. - 2002. - 20. évf. 295 , sz. 5552 . - 68-75 . o . - doi : 10.1126/tudomány.1068298 . - . — PMID 11778037 .
  31. ↑ Clark, Paul C.; Bonnell, Ian A. Az összeomlás kezdete turbulensen támogatott molekulafelhőkben   // Mon.Not.R.Astron.Soc . : folyóirat. - 2005. - 20. évf. 361. sz . 1 . - P. 2-16 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09105.x . - Iránykód .
  32. ↑ 1 2 3 4 Motte, F.; Andrew, P.; Neri, R. A csillagkeletkezés kezdeti feltételei a ρ Ophiuchi főfelhőben: wide-field millimeter continuum mapping  // Astronomy and Astrophysics  : Journal  . - 1998. - 1. évf. 336 . - P. 150-172 . - .
  33. ↑ 1 2 3 4 5 Stahler, Steven W.; Shu, Frank H.; Taam, Ronald E. A protocsillagok evolúciója: II A hidrosztatikus mag  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1980. - Vol. 242 . - P. 226-241 . - doi : 10.1086/158459 . - .
  34. ↑ 1 2 3 4 5 Nakamoto, Taishi; Nakagawa, Yushitsugu. Protoplanetáris korongok kialakulása, korai evolúciója és gravitációs stabilitása  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1994. - Vol. 421 . - P. 640-650 . - doi : 10.1086/173678 . - .
  35. ↑ 1 2 3 4 5 6 Yorke, Harold W.; Bodenheimer, Péter. A protostelláris korongok kialakulása. III. A gravitáció által kiváltott szögimpulzus transzport hatása a lemez szerkezetére és megjelenésére  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1999. - Vol. 525 , sz. 1 . - P. 330-342 . - doi : 10.1086/307867 . - .
  36. ↑ Lee, Chin-Fei; Mundy, Lee G.; Repurth, Bo és mtsai. CO kiáramlik a fiatal csillagokból: szembenézés a sugár- és szélmodellekkel  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2000. - Vol. 542 , sz. 2 . - P. 925-945 . - doi : 10.1086/317056 . - Iránykód .
  37. ↑ 1 2 Stahler, Steven W. Deuterium and the Stellar Birthline  //  The Astrophysical Journal  : folyóirat. - IOP Publishing , 1988. - Vol. 332 . - P. 804-825 . - doi : 10.1086/166694 . - .
  38. ↑ Mohanty, Subhanjoy; Jayawardhana, Ray ; Basri, Gibor. A T Tauri-fázis egészen a közel bolygótömegig: 82 nagyon alacsony tömegű csillag és barna törpe Echelle-spektruma  //  The Astrophysical Journal  : folyóirat. - IOP Publishing , 2005. - Vol. 626 , sz. 1 . - P. 498-522 . - doi : 10.1086/429794 . - Iránykód . — arXiv : astro-ph/0502155 .
  39. ↑ Martin, E.L.; Rebolo, R.; Magazzu, A.; Pavlenko, Ja. V. Előzetes szekvencia lítiumégetés  (angol)  // Astronomy and Astrophysics  : Journal. - 1994. - 1. évf. 282 . - P. 503-517 . - Iránykód . - arXiv : astro-ph/9308047 .
  40. ↑ 1 2 3 Hartmann, Lee; Calvet, Nuria; Gullbring, Eric; D'Alessio, Paula. Accretion and the Evolution of T Tauri discs  (angol)  // The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1998. - Vol. 495 , sz. 1 . - P. 385-400 . - doi : 10.1086/305277 . - .
  41. ↑ 1 2 Shu, Frank H.; Shang, Hsian; Glassgold, Alfred E.; Lee, Typhoon. Röntgensugarak és ingadozó X-szelek a protocsillagoktól  //  Tudomány. - 1997. - 1. évf. 277. sz . 5331 . - P. 1475-1479 . - doi : 10.1126/tudomány.277.5331.1475 . - .
  42. ↑ 1 2 Muzerolle, James; Calvet, Nuria; Hartman, Lee. A T Tauri magnetoszférikus akkréció emissziós vonal diagnosztikája. II. Továbbfejlesztett modelltesztek és betekintés az akkréciós fizikába  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2001. - Vol. 550 , sz. 2 . - P. 944-961 . - doi : 10.1086/319779 . - Iránykód .
  43. ↑ 12 Adams , Fred C.; Hollenbach, David; Laughlin, Gregory; Gorti, Uma. Csillagkörüli korongok fotoevaporációja külső távoli ultraibolya sugárzás miatt csillagaggregátumokban  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2004. - Vol. 611 , sz. 1 . - P. 360-379 . - doi : 10.1086/421989 . - Iránykód . - arXiv : astro-ph/0404383 .
  44. ↑ Harrington, JD; Villard, Ray 14-114. KÖZLEMÉNY Astronomical Forensics Bolygókorongokat fedez fel a NASA Hubble Archívumában . NASA (2014. április 24.). Letöltve: 2014. április 25. Az eredetiből archiválva : 2014. április 25..
  45. ↑ Megeath, ST; Hartmann, L.; Luhmann, KL; Fazio, GG Spitzer/IRAC fotometria a ρ Chameleontis Associationről  (angol)  // The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2005. - Vol. 634 , sz. 1 . -P.L113 - L116 . - doi : 10.1086/498503 . - Iránykód . - arXiv : astro-ph/0511314 .
  46. ↑ 1 2 3 Chick, Kenneth M.; Cassen, Patrick. Csillagközi porszemcsék termikus feldolgozása a primitív szoláris környezetben  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1997. - Vol. 477 , sz. 1 . - P. 398-409 . - doi : 10.1086/303700 . - .
  47. ↑ 1 2 Klahr, HH; Bodenheimer, P. Turbulence in accretion discs: vorticity Generation and Angular momentum transport via the global baroclinic instability  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2003. - Vol. 582 , sz. 2 . - P. 869-892 . - doi : 10.1086/344743 . - Iránykód . - arXiv : astro-ph/0211629 .
  48. ↑ Az ALMA fényt vet a bolygóképző gázáramokra . Archiválva az eredetiből 2013. május 7-én. Letöltve: 2013. január 10.
  49. ↑ 1 2 Michikoshi, Shugo; Inutsuka, Shu-ichiro. A Kelvin-Helmholtz instabilitás kétfolyadékos elemzése egy protoplanetáris korong poros rétegében: lehetséges út a planetezimális kialakulásához a gravitációs instabilitáson keresztül  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2006. - Vol. 641 , sz. 2 . - P. 1131-1147 . - doi : 10.1086/499799 . - Iránykód .
  50. ↑ Johansen, Anders; Henning, Thomas; Clahr, Hubert. Por ülepedés és önfenntartó Kelvin-Helmholtz turbulencia a protoplanetáris korong középsíkjaiban  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2006. - Vol. 643 , sz. 2 . - P. 1219-1232 . - doi : 10.1086/502968 . - Iránykód . - arXiv : astro-ph/0512272 .
  51. ↑ Johansen, A.; Bloom, J.; Tanaka, H.; Ormel, C.; Bizzarro, M.; Rickman, H. The Multifaceted Planetesimal Formation Process // Protostars and Planets 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. New Paradigms For Asteroid Formation // 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. Külső óriásbolygók gyors kialakulása a lemez instabilitása miatt  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2003. - Vol. 599 , sz. 1 . - P. 577-581 . - doi : 10.1086/379163 . - .
  54. ↑ Nayakshin, Sergie. Bolygók kialakulása az óriásbolygó-embriók árapály-csökkentésével  //  Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters, 408. kötet, 1. szám, pp. L36-L40: napló. - 2010. - 20. évf. 408 , sz. 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. Brown törpe kialakulása masszív, kiterjesztett protocsillagkorongok gravitációs feldarabolásával  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters  : Journal  . - 2007. - Vol. 382. sz . 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. Fiatal csillagok körüli korongok fotoevaporációja  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2004. - Vol. 607 , sz. 2 . - P. 890-903 . - doi : 10.1086/383518 . - Iránykód . — arXiv : astro-ph/0402241 .
  57. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Bottke, William F.; Durda, Daniel D.; Nesvorny, David et al. A fő aszteroidaöv ütközési történetének összekapcsolása dinamikus gerjesztésével és kimerülésével  (angol)  // Icarus  : Journal. — Elsevier , 2005. — 20. évf. 179. sz . 1 . - 63-94 . o . - doi : 10.1016/j.icarus.2005.05.017 . - Iránykód .
  58. ↑ 1 2 3 4 Raymond, Sean N.; Quinn, Thomas; Lunine, Jonathan I. A Föld-szerű bolygók végső összeállításának nagy felbontású szimulációi 2: vízszállítás és bolygók lakhatósága  //  Astrobiology : Journal. - 2007. - Vol. 7 , sz. 1 . - 66-84 . o . - doi : 10.1089/ast.2006.06-0126 . - Iránykód . - arXiv : astro-ph/0510285 . — PMID 17407404 .
  59. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Thommes, E.W.; Duncan, MJ; Levison, H.F. Óriásbolygók oligarchikus növekedése  (angol)  // Icarus . - Elsevier , 2003. - Vol. 161. sz . 2 . - P. 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  (angol)  // Icarus  : Journal. - Elsevier , 2001. - Vol. 153. sz . 2 . - P. 338-347 . - doi : 10.1006/icar.2001.6702 . - .
  61. ↑ 1 2 Janson, M.; Bonavita, M.; Klahr, H.; Lafreniere, D.; Jayawardhana, R .; Zinnecker, H. Nagy kontrasztú képalkotás bolygók és barna törpék keresése a Napkörnyék legmasszívabb csillagai körül  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2011. - Vol. 736 , sz. 89 . - doi : 10.1088/0004-637x/736/2/89 . - . - arXiv : 1105.2577v1 .
  62. ↑ 1 2 3 Fortier, A.; Benvenuto, AG Oligarchic planetezimális accretion and giant planet formation  (angol)  // Astronomy and Astrophysics  : Journal. - 2007. - Vol. 473. sz . 1 . - P. 311-322 . - doi : 10.1051/0004-6361:20066729 . - . - arXiv : 0709.1454 .
  63. ↑ Thommes, Edward W.; Duncan, Martin J.; Levison, Harold F. Az Uránusz és a Neptunusz kialakulása a Naprendszer Jupiter-Szaturnusz régiójában  //  Nature : Journal. - 1999. - 1. évf. 402 , sz. 6762 . - P. 635-638 . - doi : 10.1038/45185 . — . — PMID 10604469 .
  64. ↑ Lambrechts, M.; Johansen, A. Gázóriás magok gyors növekedése kavicsfelszaporodással  // Astronomy and Astrophysics  : Journal  . - 2012. - augusztus ( 544. köt. ). -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), Lemez-bolygó kölcsönhatások a bolygó kialakulása során, in Bo Reipurth; David Jewitt ; Klaus Keil, Protostars and Planets V , Arizona Press, pp. 655. 
  66. ↑ 1 2 Levison, Harold F.; Agnor, Craig. Az óriásbolygók szerepe a földi bolygók kialakulásában  (angol)  // The Astronomical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2003. - Vol. 125 , sz. 5 . - P. 2692-2713 . - doi : 10.1086/374625 . - Iránykód .
  67. ↑ D'Angelo, G.; Podolak, M. Planetesimals Capture and Evolution of Planetesimals in Circumjovian Disks  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2015. - Vol. 806 , sz. 1 . — P. 29pp . - doi : 10.1088/0004-637X/806/2/203 . - . - arXiv : 1504.04364 .
  68. ↑ Canup, Robin M.; Ward, William R. Formation of the Galilean Satellites: Conditions of Accretion  //  The Astronomical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2002. - Vol. 124. sz . 6 . - P. 3404-3423 . - doi : 10.1086/344684 . - Iránykód .

Linkek

  Ugrás a Wikidata elemre  Szótárak és enciklopédiák