Nebulární hypotéza

Nebulární hypotéza je  vědeckou komunitou nejrozšířenější kosmogonickou teorií , která vysvětluje vznik a vývoj sluneční soustavy. Teorie naznačuje, že sluneční soustava vznikla z mlhoviny. Autorem hypotézy byl Immanuel Kant , který ji publikoval ve své práci Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels ("Obecná přírodní historie a teorie oblohy"), publikované v roce 1755. Zpočátku se tato hypotéza formace vztahovala pouze na sluneční soustavu . planetárních systémů je považováno za široce použitelné v celém zbytku vesmíru . [1] Moderní verze hypotézy mlhoviny, sluneční model mlhoviny , nebo jednodušeji: model sluneční mlhoviny, získala široké uznání . [2] Mlhovinová hypotéza poskytuje vysvětlení pro řadu vlastností sluneční soustavy, včetně drah blízkých kruhovým a umístěných ve stejné rovině a rotace planet ve směru rotace Slunce kolem jeho osy. Mnoho prvků Nebulární hypotézy se odráží v moderních teoriích vzniku planet, ale většina z nich se změnila.

Podle Nebulární hypotézy se hvězdy tvoří v masivních a hustých oblacích molekulárního vodíku  - molekulárních oblacích . Tato mračna jsou gravitačně nestabilní a hmota v nich se shromažďuje do shluků, rotuje, smršťuje se a tvoří hvězdy. Vznik hvězd je složitý a zdlouhavý proces, který vždy vytváří plynný protoplanetární disk kolem mladé hvězdy . Tento proces často vede ke vzniku planet za okolností, které nejsou dobře známé. Vznik planetárního systému je tedy přirozeným výsledkem vzniku hvězd. Hvězdy podobné Slunci se tvoří během asi milionu let a protoplanetární disk se tvoří během příštích 10-100 milionů let. [jeden]

Protoplanetární disk je akreční disk , který napájí centrální hvězdu. Zpočátku velmi horký, disk postupně ochlazuje do stádia podobného typu jako hvězdné systémy T Tauri ; pak tvorba prachových zrn vede ke vzniku kamenných a ledových bloků. Bloky se srazí a slepí dohromady a vytvoří mnoho kilometrů planetesimál . Pokud je disk dostatečně masivní, přechodné narůstání kolem planetesimál vede k vytvoření protoplanet velikosti Měsíce nebo Marsu během 100-300 tisíc let . V blízkosti hvězdy tvoří planetární embrya, která prošla fází fúzí a akvizic, několik planet skupiny Země . Poslední fáze trvá od 100 milionů do miliardy let. [jeden]

Vznik obřích planet  je složitější proces. Předpokládá se, že se tvoří za takzvanou sněžnou linií , kde se planetární embrya většinou skládají z různých typů ledu. V důsledku toho jsou několikrát hmotnější než vnitřní část protoplanetárního disku. Co následuje po vzniku protoplanety, není zcela jasné. Značná část takových protoplanet stále roste a dosahuje 5-10 hmotností Země - prahové hodnoty, která umožňuje začít narůstání vodíku a plynu helia z disku. Hromadění plynu v jádře je zpočátku pomalý proces, který trvá miliony let, ale po dosažení hmotnosti 30 Země se začne prudce zrychlovat. Předpokládá se, že planety jako Jupiter a Saturn nashromáždily svou hmotu za pouhých 10 000 let. Narůstání se zastaví s vyčerpáním zásob plynu. Vytvořené planety mohou během nebo po formaci migrovat na velké vzdálenosti. Předpokládá se, že ledoví obři jako Uran a Neptun jsou neúspěšná protoplanetární jádra, která vznikla, když byl disk téměř vyčerpán. [jeden]

Historie

Existují důkazy, že částečně mlhovinová hypotéza byla navržena v roce 1734 Emanuelem Swedenborgem . [3] [4] Immanuel Kant , který byl dobře obeznámen se Swedenborgovým dílem, tuto teorii rozvinul v roce 1755 a publikoval ji v Universal Natural History and Theory of the Sky , kde pojednával o mlhovinách , které, jak se pomalu otáčely, postupně se stahoval a zplošťoval pod vlivem gravitace , postupně tvořil hvězdy a planety . [2]

Podobný model vyvinul a navrhl v roce 1796 Pierre-Simon Laplace . [2] Ve své knize Exposition of the World System navrhl, že Slunce ve starověku mělo rozšířenou hvězdnou atmosféru, která pokrývala celý moderní objekt sluneční soustavy. Jeho teorie poznala smršťování a ochlazování protosolárního oblaku – protosolární mlhoviny. Jak se mlhovina ochlazovala a smršťovala, zplošťovala se a rotovala rychleji, přičemž se zbavovaly (nebo ztrácely) plynné prstence hmoty, načež se z hmoty takových prstenců vytvořily planety. Jeho model se podobal modelu Kanta, až na více detailů a v menším měřítku. [2] Přestože Laplaceův mlhovinový model dominoval po celé 19. století, narážel na řadu obtíží. Hlavním problémem byl přenos točivého momentu mezi Sluncem a planetami. Planety obdržely 99 % točivého momentu a tuto skutečnost nebylo možné vysvětlit pomocí modelu mlhoviny. [2] V důsledku toho byla tato teorie vzniku planet na počátku 20. století z velké části revidována.

Hlavní kritika v 19. století přišla od Jamese Maxwella , kdo argumentoval, že různá rotace mezi vnitřními a vnějšími částmi prstenu by zabránila záležitosti v bytí kondenzovaném. [5] Hypotézu kritizoval také astronom David Brewster , který napsal: „Ti, kteří věří v hypotézu mlhoviny, jsou si jisti, že naše Země získala pevnou hmotu a atmosféru z prstence, který opustil sluneční atmosféru, která pak kondenzovala do obojživelná koule, ze které pak podobným způsobem vybuchl měsíc. Tvrdil, že v takové vizi "Měsíc měl nést vodu a vzduch s sebou ze Země a měl by mít atmosféru." [6] Brewster tvrdil, že náboženské přesvědčení z doby Isaaca Newtona považovalo mlhovinové myšlenky za tendenci k ateismu, a citoval jej: „Růst nových myšlenek ze starých, bez přímluvy božské moci, mi připadá absurdní“. [7]

Pád Laplaceova modelu podnítil vědce, aby hledali náhradu. století bylo navrženo mnoho teorií, včetně planetesimální teorie Thomase Chamberlaina a Foresta Moultona (1901), Jeansova slapového modelu (1917), akrečního modelu Otto Schmidta (1944), protoplanetární teorie Williama McCrey (1960 ). ), a teorie zachycení od Michaela Woolfsona . [2] V roce 1978 si Andrew Prentice vzpomněl na původní myšlenky vyložené Laplaceem a vytvořil moderní Laplaceovu teorii . [2] Žádný z pokusů o vytvoření plnohodnotné teorie nebyl úspěšný a mnohé z nich byly pouze obrazné.

Za zrod moderní a obecně uznávané teorie vzniku planetárního disku - slunečního modelu Nebular disk  - může sovětský astronom Viktor Safronov . [8] Jeho kniha The Evolution of the Preplanetary Cloud and the Formation of the Earth and Planets , [9] přeložená do angličtiny v roce 1972, měla trvalý vliv na vědecké myšlení o formování planet. [10] V knize byly formulovány téměř všechny problémy vzniku planet a mnohé z nich byly vyřešeny. Safronovova práce pokračovala v práci George Wetrella , který objevil přechodné narůstání . [2] Model Sluneční mlhoviny, který byl původně použitelný pro Sluneční soustavu , začali teoretici považovat za použitelný pro ostatní planety vesmíru, z nichž je k 1. červnu 2016 v naší Galaxii známo 3422. [11 ]

Model sluneční mlhoviny: Úspěchy a výzvy

Úspěchy

Proces tvorby hvězd přirozeně vede ke vzniku akrečního disku kolem „mladých hvězdných objektů“. [12] Po dosažení věku kolem 1 milionu let má tento druh disku 100 % hvězd. [13] Tento závěr podporují objevy plynových a prachových mračen kolem protohvězd a hvězd T Tauri , jakož i teoretické úvahy. [14] Pozorování disků naznačují, že prachové částice uvnitř nich během tisíciletí narůstají a mění se v částice o velikosti asi 1 centimetr. [patnáct]

Proces akrece, při kterém kilometr dlouhé planetesimály vyrůstají do 1000 km nebeských těles, je nyní dobře znám. [16] Tento proces začíná v jakémkoli disku, když se hustota planetesimál dostatečně zvýší, a pokračuje nekontrolovaným a přechodným způsobem. Později se růst zpomaluje a probíhá přerušovaně. Konečným výsledkem jsou protoplanety různých velikostí a v různých vzdálenostech od hvězdy. [16] Různé simulace tohoto procesu se shodují v jednom – sloučení protoplanet ve vnitřní části protoplanetárního disku vede ke vzniku několika nebeských těles podobných velikosti jako Země. Původ planet pozemské skupiny je tedy považován za prakticky prokázaný a nezpochybnitelný. [17]

Aktuální čísla

Fyzika akrečních disků vyvolává mnoho otázek. [18] Jednou z nejzajímavějších záhad je, jak hmota akretovaná hvězdou ztrácí svůj rotační moment ? Možná odpověď byla nalezena Hannesem Alfvenem , který naznačuje, že točivý moment je zpomalován slunečním větrem ve fázi T Taurus . Poté se točivý moment přenáší do vnějších oblastí disku v důsledku "viskózního rozptylu". [19] Viskozita vzniká makroskopickými turbulencemi, ale samotný mechanismus, který turbulence způsobuje, není příliš znám. Dalším možným procesem, který zpomaluje rotační moment, je magnetické brzdění , kdy se rotace hvězdy přenáší na okolní protoplanetární disk přes magnetické pole. [20] Hlavní procesy odpovědné za mizení plynu z disku jsou viskózní rozptyl a fotoevaporace. [21] [22]

Vznik planetesimál je další záhadou modelu sluneční mlhoviny. Jak se částice o velikosti 1 cm slepí v 1 km planetesimály? Rozluštění tohoto mechanismu bude jakýmsi klíčem k pochopení toho, proč některé hvězdy mají planety, zatímco jiné nemají ani prachové disky . [23]

Vytvoření časové osy pro obří planety byl kdysi problém. Staré teorie nedokázaly vysvětlit, jak se jejich jádra mohla zformovat dostatečně rychle, aby vtáhla velké objemy plynu z rychle mizejícího protoplanetárního disku. [16] [24] Bylo zjištěno, že průměrná životnost takového disku (někdy méně než 10 milionů (10 7 ) let) je kratší než doba potřebná k vytvoření jádra. [13] Současný model spoléhá na skutečnost, že planeta jako Jupiter (nebo hmotnější planety) může vzniknout za méně než 4 miliony let, což dobře zapadá do průměrné životnosti plynných disků. [25] [26] [27]

Další problém s teorií je orbitální migrace . Mnoho výpočtů tvrdí, že interakce s diskem mohou vést ke krátkodobým migracím obřích planet do vnitřních oblastí systému, což, pokud není zaškrtnuto, může vést k dosažení „centrálních oblastí systému, které zůstanou ve formě proto-Jupiter (planeta s nižší hmotností než Jupiter a Saturn, ale stále obří planeta). [28] Modernější výpočty berou v úvahu evoluci a expanzi protoplanetárních disků, což vylučuje takové teoretické srážky. [29]

Vznik hvězd a protoplanetárních disků

Protostars

V současné době se předpokládá, že hvězdy se tvoří v obřích oblacích studeného vodíku , o hmotnosti asi 300 000krát větší než Slunce a o průměru asi 20 parseků . [1] [30] Během milionů let se mraky hroutí a tříští. [31] Z fragmentů se pak stanou malé, husté koule, které se dále stlačují na hvězdnou velikost. [30] Koule mohou v závislosti na frakci dosahovat až několika hmotností Slunce a nazývají se protohvězdné (protosolární) mlhoviny. [1] Mohou dosahovat průměrů 0,01–0,1 parseků (2 000–20 000 astronomických jednotek ) a mají hustotu částic v rozmezí od 10 000 do 100 000 cm- 3 . [a] [30] [32]

Kolaps protohvězdné mlhoviny se sluneční hmotou trvá asi 100 tisíc let. [1] [30] Každá mlhovina v procesu přitahování plynu a prachu získává určitý rotační moment . Plyn s relativně nízkým točivým momentem v centrální části mlhoviny podléhá rychlé kompresi a tvoří horké hydrostatické (nestlačené) jádro obsahující malý zlomek původní hmoty mlhoviny. [33] Postupem času se z tohoto jádra stane hvězda. [1] [33] Po skončení kolapsu začíná fungovat mechanismus zachování točivého momentu, který způsobí výrazné zrychlení rotace plynu dopadajícího na hvězdu [34] [35]  - jádro jakoby shodit skořápku. Plyn je vymrštěn směrem ven poblíž rovníkové roviny, čímž se vytvoří disk , který se zase nahromadí zpět na jádro. [1] [34] [35] Hmotnost jádra neustále roste, dokud se nestane mladou a horkou protohvězdou . [33] V této fázi jsou protohvězda a její disk silně zakryty usazujícím se pláštěm hmoty z mlhoviny a nelze je přímo pozorovat. [12] Někdy neprůhlednost takového pláště dosahuje takového rozsahu, že ho neprorazí ani milimetrové záření . [1] [12] Takové objekty jsou pozorovány jako jasné shluky vyzařující převážně v milimetrovém a submilimetrovém rozsahu. [32] Jsou klasifikovány jako protohvězdy spektrálního typu 0. [12] Kolaps je často doprovázen bipolárním výronem proudů plynu rotujících podél osy rotace disku. Takové výtrysky jsou často vidět v oblastech tvorby hvězd (viz objekty Herbig-Haro ). [36] Svítivost protohvězd spektrálního typu 0 je velmi vysoká – protohvězda o hmotnosti Slunce může zářit 100krát jasněji než Slunce. [12] Zdrojem jejich energie je gravitační kolaps , protože jejich jádra ještě nejsou dostatečně horká pro termonukleární reakci . [33] [37]

Poté, co se spad hmoty na disk zastaví, skořápka obklopující hvězdu se ztenčí a zprůhlední, což umožňuje pozorování „mladého hvězdného objektu“, zpočátku ve vzdálené infračervené oblasti, poté vizuálně. [32] Přibližně v této době začíná fúzní reakce deuteria . Pokud je hvězda dostatečně hmotná (více než 80 hmotností Jupiteru), začíná termonukleární reakce s vodíkem. Pokud je však hmota příliš malá, objekt se změní na hnědého trpaslíka . [37] Ke zrození nové hvězdy dochází přibližně 100 000 let po začátku kolapsu. [1] Objekty v této fázi jsou známé jako protohvězdy I. třídy, [12] které se také nazývají mladé hvězdy T Tauri , vyvíjející se protohvězdy nebo mladé hvězdné objekty. [12] Do této doby formující se hvězda akretovala většinu hmoty primordiální mlhoviny: kombinovaná hmotnost disku a zbývajícího obalu nepřesahuje 10–20 % hmotnosti mladého hvězdného objektu. [32]

V další fázi skořápka úplně zmizí, stane se zcela součástí disku a protohvězda se stane klasickou hvězdou T Tauri. [b] To se děje asi milion let po kolapsu. [1] Hmotnost disku kolem klasické hvězdy T Tauri je asi 1–3 % hmotnosti hvězdy a přibývá rychlostí asi 10–7 až 10–9 hmotností Slunce za rok. [40] V té době stále zůstává dvojice bipolárních výtrysků. [41] Akrece vysvětluje všechny specifické vlastnosti hvězd T Tauri: silně výrazné emisní čáry (až 100 % vlastní svítivosti hvězdy), magnetickou aktivitu, fotometrickou variabilitu a „výtrysky“. [42] Silné emisní čáry jsou ve skutečnosti způsobeny momentem kontaktu akreujícího plynu s „povrchem“ hvězdy v místech jejích magnetických pólů. [42] Výtrysky jsou vedlejším produktem akrece: vyrovnávají nadměrný moment hybnosti. Klasické stadium hvězdy T Tauri trvá asi 10 milionů let. [1] Disk postupně mizí v důsledku narůstání na hvězdu, formování planet, tryskových erupcí a fotovypařování UV záření z centrálních a blízkých hvězd. [43] Výsledkem je, že se z mladé hvězdy stane slabá hvězda T Tauri, která se během stovek milionů let pomalu vyvíjí v obyčejnou hvězdu podobnou Slunci. [33]

Protoplanetární disky

Za určitých okolností může disk, který již lze nazvat protoplanetární, zrodit planetární systém . [1] Protoplanetární disky jsou pozorovány kolem velmi vysokého podílu hvězd v mladých hvězdokupách . [13] [45] Existují od samého počátku vzniku hvězdného systému, ale v nejranějších fázích jsou neviditelné kvůli neprůhlednosti okolní skořápky. [12] Předpokládá se, že disky kolem protohvězd třídy 0 jsou masivní a horké. Toto je akreční disk , který napájí centrální protohvězdu. [34] [35] Teploty mohou být až 400 K v rámci 5 AU a 1 000 K v rámci 1 AU. [46] Zahřívání disku je primárně způsobeno viskózním rozptylem turbulence uvnitř něj a pádem plynu z mlhoviny. [34] [35] Extrémní teplota ve vnitřku disku způsobuje, že se většina těkavých látek – voda, organická hmota a velká část horniny – vypaří a zbydou jen ty nejvíce žáruvzdorné prvky, jako je železo . Led má šanci přežít pouze ve vnější části disku. [46]

Hlavní hádankou ve fyzice akrečních disků jsou mechanismy, které způsobují turbulence a jsou zodpovědné za vysoce účinnou viskozitu . [1] Předpokládá se, že turbulence a viskozita jsou zodpovědné za přenos hmoty do centrální protohvězdy a točivého momentu na periferii. To je velmi důležité pro akreci, protože plyn může být absorbován centrální protohvězdou pouze tím, že ztratí velkou část svého točivého momentu, což by jinak způsobilo, že by se část plynu unášela směrem k periferii systému. [34] [47] Výsledkem tohoto procesu je růst protohvězdy i disku, někdy dosahující poloměru v řádu 1 000 AU, pokud byl točivý moment počáteční mlhoviny dostatečně vysoký. [35] Velké disky nejsou v mnoha oblastech vzniku hvězd, jako je například mlhovina v Orionu , neobvyklé . [čtrnáct]

Životnost akrečního disku je asi 10 milionů let. [13] V té době hvězda dosáhla stádia klasických hvězd typu T Tauri a disk se stává tenčím a chladnějším. [40] Méně těkavé látky začnou kondenzovat blíže ke středu a vytvoří 0,1-1 µm prachová zrna obsahující krystalické křemičitany . [15] Hmota z vnějšího disku může smíchat tyto novotvary kosmického prachu s prvotními, které obsahují organické látky a těkavé látky. Toto míchání vysvětluje některé rysy ve složení těles sluneční soustavy, například přítomnost mezihvězdného prachu v primitivních meteoritech a žáruvzdorných inkluzích v kometách. [46]

Prachové částice mají tendenci se v hustém prostředí disku lepit k sobě, což vede k tvorbě větších částic až do průměru několika centimetrů. [49] Astronomové mohou v infračervených spektrech mladých disků vidět známky pohybu a slepení prachu. [15] Další asociace vedou ke vzniku planetesimál o průměru až 1 km nebo větším, které slouží jako „stavební kameny“ planet . [1] [49] Formování planetesimál v detailech je stále záhadou, protože konvenční agregace se stává neefektivní s rostoucí velikostí částic. [23]

Podle jedné hypotézy je za vznik planetesimál zodpovědná gravitační nestabilita . Částice o velikosti několika centimetrů nebo větší se pomalu usazují v blízkosti roviny disku a vytvářejí relativně tenkou a hustou vrstvu o tloušťce méně než 100 km. Vrstva je gravitačně nestabilní a může se rozpadat na samostatné shluky, které se zhroutí do planetesimál. [1] [23] Rozdílná zrychlení plynného disku a pevných částic v blízkosti roviny však mohou způsobovat turbulence, které brání příliš velkému smršťování disku a jeho fragmentaci vlivem gravitační nestability. [50] To může omezit tvorbu planetesimál prostřednictvím gravitační nestability na určité oblasti disku, kde je vysoká koncentrace pevných částic. [51]

Dalším možným mechanismem vzniku planetesimál je nestabilita proudění , při které pohyb částic plynem vytváří zpětnovazební efekt, který přispívá k růstu lokálních akumulací prachu. Tyto lokální akumulace, procházející oblaky plynu, vytvářejí oblasti relativně čistého prostoru, kterými se částice pohybují bez odporu prostředí. Tyto shluky začnou obíhat rychleji a zaznamenají malé radiální oscilace. Jednotlivé částice se k tomuto shluku připojují, když se k němu pohybují, nebo shluk dohánějí, což přispívá ke zvýšení hmotnosti. Nakonec tyto shluky tvoří masivní rozšířená "vlákna", která podléhají fragmentaci a zhroucení do planetesimál velikosti velkých asteroidů. [52]

Vznik planet může být způsoben i gravitační nestabilitou v samotném disku, což vede k jeho fragmentaci na hrudky. Některé z nich při dostatečné hustotě projdou kolapsem , [47] což může vést k rychlému vytvoření plynných obrů a dokonce i hnědých trpaslíků za pouhých tisíc let. [53] Pokud se takové shluky během kolapsu přesunou blíže ke hvězdě, slapové síly z hvězdy způsobí, že těleso ztratí hmotnost, čímž se zmenší velikost budoucí planety. [54] To je však možné pouze u masivních disků větších než 0,3 hmotnosti Slunce. Pro srovnání, obvyklá velikost disku je 0,01-0,03 hmotnosti Slunce. Vzhledem k tomu, že masivní disky jsou vzácné, tento mechanismus tvorby je považován za vzácný. [1] [18] Na druhou stranu tento druh procesu může hrát důležitou roli při vzniku hnědých trpaslíků . [55]

Úplná disipace protoplanetárního disku je iniciována řadou mechanismů. Vnitřní část disku je buď akretována hvězdou, nebo vyvržena ve formě bipolárních výtrysků [40] [41] , zatímco vnější část disku podléhá fotovypařování pod intenzivním ultrafialovým zářením ve stadiu hvězdy T Tauri [56]. nebo z blízkých hvězd. [43] Plyn v centrální části disku může být buď akretován nebo vytlačen ven ze systému rostoucími planetami, zatímco malé prachové částice jsou vytlačovány lehkým tlakem centrální hvězdy. Nakonec zůstane buď planetární systém, nebo zbytkový disk bez planet, nebo nic, pokud se nepodařilo vytvořit planetesimály. [jeden]

Protože planetesimály jsou tak početné a rozptýlené po protoplanetárním disku, některé přežijí vznik planetárního systému. Asteroidy jsou považovány za zbytky planetesimál, které se srazily a rozbily na menší kousky, zatímco komety jsou planetesimály ze vzdálených oblastí protoplanetárního systému. Meteority jsou malé planetesimály, které dopadají na povrch planet, a právě jim vděčíme za značné množství informací o vzniku planetárních systémů. Meteority primitivního typu jsou fragmenty nízkohmotných planetesimál, které neprošly tepelnou diferenciací , zatímco „zpracované meteority“ jsou pozůstatky rozštěpených hmotných planetesimál, kterým se podařilo podstoupit tento druh procesu. [57]

Vznik planet

Planety podobné Zemi

Podle modelu Solar Nebular Disk Model se pozemské planety tvoří uvnitř protoplanetárního disku, uvnitř sněžné čáry , kde jsou teploty dostatečně vysoké, aby zabránily slepení vodního ledu a jiné hmoty do zrn. [58] To vede ke srůstání čistých hornin a dále ke vzniku kamenných planetesimál. [c] [58] Předpokládá se, že takové podmínky existují ve vnitřní části protoplanetárního disku, vzdáleného až 3-4 AU. u hvězd podobných Slunci. [jeden]

Poté, co se objeví celá řada malých planetesimál - o průměru asi 1 km, začíná přechodná akrece . [16] Nazývá se pomíjivý, protože rychlost nárůstu hmoty je úměrná R 4 ~M 4/3 , kde R a M jsou poloměr a hmotnost rostoucího tělesa. [59] Zrychlený růst planetesimál přímo souvisí s hmotou získanou objektem. Velké planetesimály proto rostou především na úkor malých. [16] Přechodná akrece trvá 10 000 až 100 000 let a končí, když největší planetesimály dosáhnou průměru více než 1 000 km. [16] Zpomalení akrece je způsobeno gravitačními poruchami způsobenými velkými tělesy na jiných planetesimálách. [16] [59] Dopad velkých nebeských těles tedy brzdí růst malých. [16]

Další fáze formování se nazývá oligarchická akrece . [16] Jeviště je charakterizováno převahou několika stovek největších objektů – „oligarchů“, pomalu zarůstajících menšími planetesimálami. [16] Jiné planetesimály nerostou, ale jsou pouze konzumovány. [59] V této fázi je rychlost akrece úměrná R 2 , což je derivát průřezu „oligarchy“. [59] Také určená rychlost narůstání je úměrná M −1/3 ; a klesá s velikostí těla. To umožňuje malým oligarchům dohnat velikostí ty velké. Oligarchové si udržují vzdálenost přibližně 10 H r ( H r = a(1-e)(M/3M s ) 1/3  - " Hill poloměry ", kde a je polohlavní osa , e je excentricita a M s  je hmotnost centrální hvězdy) oddělená, ovlivněná zbývajícími planetesimálami. [16] Jejich orbitální excentricita a sklon zůstávají malé. Oligarchové pokračují v růstu, dokud planetesimály v disku kolem nich nejsou vyčerpány. [16] Někdy se „oligarchové“ blízko sebe spojí. Konečná hmotnost „oligarchy“ závisí na vzdálenosti ke hvězdě a na hustotě povrchu planetesimál, které tvoří jeho hmotnost. Taková hmota se v planetologii nazývá „izolující“ – a znamená, že rostoucí planeta se izolovala od ostatních, když na sebe nahromadila veškerou hmotu v místní oblasti, čímž se zastavil proces narůstání. [59] U kamenných planet je to řádově 0,1 hmotnosti Země nebo řádově hmotnosti Marsu. [1] Konečný výsledek oligarchické fáze: vytvoření asi 100 planetoidů o velikosti od Měsíce po Mars, které jsou od sebe rovnoměrně odděleny 10·H r . [17] Předpokládá se, že jsou v určitých intervalech uvnitř disku, oddělené prstenci od zbývajících planetesimál. Předpokládá se, že tato fáze trvá několik set tisíciletí. [1] [16]

Poslední fáze ve formování terestrických planet se nazývá fáze sloučení . [1] Začíná, když zbývá jen malý počet planetesimál a protoplanety se stanou dostatečně masivními, aby se navzájem ovlivňovaly a jejich oběžné dráhy byly chaotické . [17] V této fázi jsou protoplanety vytlačeny z oběžné dráhy nebo pohlceny zbývajícími planetesimály a vzájemně se srazí. V důsledku tohoto procesu, který trvá od 10 do 100 milionů let, vzniká omezený počet planet velikosti Země. Simulace naznačují, že přibližný počet výsledných terestrických planet se pohybuje od 2 do 5. [1] [17] [57] [60] Pro sluneční soustavu jsou takovými příklady Země a Venuše. [17] Vznik obou planet si vyžádal sloučení 10 až 20 protoplanet a zhruba stejný počet opustil orbitu a opustil sluneční soustavu. [57] Předpokládá se, že za vodu na Zemi jsou zodpovědné protoplanety z pásu asteroidů . [58] Mars a Merkur jsou možná zbývající protoplanety, které přežily soutěž. [57] Terestrické planety, které prošly sloučením, se nakonec usadí na stabilnějších drahách. [17]

Obří planety

Vznik obřích planet  je jednou ze záhad planetární vědy . [18] V rámci modelu Sluneční mlhoviny existují dvě hypotézy jejich vzniku. Za prvé: model nestability disku , podle kterého se obří planety objevují v důsledku gravitační fragmentace. [53] Druhá hypotéza: model jaderné akrece , nazývaný také model jaderné nestability [18] [29] . Posledně jmenovaná hypotéza je považována za nejslibnější, protože vysvětluje vznik obřích planet na discích s relativně nízkou hmotností (méně než 0,1 hmotnosti Slunce) [29] . Na základě této hypotézy je vznik obřích planet rozdělen do dvou fází: a) akrece jádra o hmotnosti asi 10 hmotností Země a b) akrece plynu z protoplanetárního disku. [1] [18] Každá z těchto dvou hypotéz by také mohla vést ke vzniku hnědých trpaslíků . [61] [26] Pozorování z roku 2011 zjistila, že nukleární akrece je dominantním mechanismem tvorby. [61]

Předpokládá se, že ke vzniku jader obřích planet dochází podobným způsobem na planetách podobných Zemi [16] . Začíná rychlým růstem planetesimál a následuje pomalejší oligarchická fáze. [59] . Hypotézy nepředpokládají fázi sloučení, kvůli nízké pravděpodobnosti kolizí mezi protoplanetami ve vnějších částech planetárního systému [59] . Dalším rozdílem je složení planetesimál, které se v případě obřích planet tvoří mimo sněhovou čáru a sestávají převážně z ledu, případně ledu v poměru 4 ku 1 s horninami [24] Tím se zvyšuje hmotnost planetesimál. v průměru 4krát. Mlhovina s minimální hmotností schopná vytvořit planety podobné Zemi však může vytvořit pouze 1-2 jádra o hmotnosti Země obíhající kolem Jupiteru (5 AU) po dobu 10 milionů let. [59] Poslední číslo: střední doba života plynného disku kolem hvězdy podobné Slunci. [13] Řešení tohoto rozporu je více: podcenění hmotnosti disku – desetinásobný nárůst by stačil pro vznik obřích planet na periferiích; [59] protoplanetární migrace, která by mohla umožnit akreci více planetesimál; [24] a v konečném důsledku zvýšené narůstání v důsledku odporu plynu v plynných obalech protoplanet. [24] [62] [27] Kombinace výše uvedených myšlenek by mohla vysvětlit vznik jader plynných obrů, jako je Jupiter a možná i Saturn . [18] Vznik planet jako Uran a Neptun je záhadnější, protože žádná teorie nevysvětluje vznik jejich jader ve vzdálenostech 20-30 AU. od centrální hvězdy. [1] Podle jedné hypotézy se shromažďují ve stejné oblasti jako Jupiter a Saturn, poté opouštějí oběžné dráhy pod poruchami větších těles a zůstávají v aktuální vzdálenosti. [63] Další možnost: růst jader obřích planet prostřednictvím „narůstání oblázků“. V průběhu „narůstání oblázků“ padají předměty o průměru od centimetru do metru ve spirále na masivní těleso, podléhají tahu v důsledku plynného odporu a v důsledku toho narůstají. Růst prostřednictvím akrece oblázků může být 1000krát rychlejší než prostřednictvím planetesimálního narůstání. [64]

Po získání asi 5-10 hmotností Země začnou obří planety shromažďovat plyn z okolního disku. [1] Zpočátku se jedná o pomalý proces, který během několika milionů let zvyšuje hmotnost jádra na 30 hmotností Země. [24] [62] Po nabrání dostatečné hmoty se akrece mnohonásobně zvýší a zbývajících 90 % hmoty obřích planet nabude zhruba za 10 000 let. [62] Narůstání plynu se zastaví, když je disk vyčerpán. To se děje postupně kvůli vzhledu „štěrbin“ na disku a rozptylu disku jako celku. [29] [65] Na základě dominantního modelu jsou Uran a Neptun neúspěšná jádra, která začala shromažďovat plyn příliš pozdě, když byl téměř všechen plyn v systému vyčerpán. Po rychlé akreci plynu nastává migrace nově vzniklých obřích planet a fáze pomalého narůstání. [65] Migrace je způsobena interakcí mezi planetami ve vyčištěných oblastech a zbývajícím diskem. Zastaví se při vyčerpání disku nebo při dosažení hranic disku. Druhý případ je relevantní v souvislosti s takzvanými horkými Jupitery , kteří zastavují svou migraci, když se dostanou do vnitřních částí planetárních systémů. [65]

Obří planety mohou mít významný dopad na planety podobné Zemi během fáze formování. Přítomnost obrů má vliv na excentricitu a sklon (viz Kozaiův mechanismus ) planetesimál a protoplanet ve vnitřní oblasti (uvnitř 4 AU v případě Sluneční soustavy). [57] [60] Pokud se obří planety vytvoří příliš brzy, mohou zabránit nebo zastavit akreci ve vnitřní části systému. Pokud se vytvoří ke konci oligarchického stádia, jako se to s největší pravděpodobností stalo ve Sluneční soustavě, ovlivní protoplanetární oslnění, takže bude intenzivnější [57] . V důsledku tohoto procesu se počet planet podobných Zemi sníží a stanou se masivnějšími. [66] Velikost systému se navíc bude zmenšovat, jak se světy podobné Zemi formují blíže ke hvězdě. Dopad obřích planet ve sluneční soustavě, zejména Jupitera , byl relativně omezený, protože byly značně vzdálené od planet podobných Zemi [66] .

Oblast planetárního systému sousedící s obřími planetami bude vystavena mnoha dopadům [60] . Ve většině oblastí může být excentricita protoplanet tak vysoká, že protoplanety procházející blízko obřích planet riskují opuštění soustavy [d] [57] [60] . Pokud všechny protoplanety opustí systém, pak se v této oblasti nevytvoří žádné planety. [60] Kromě toho existuje obrovské množství malých planetesimál, protože obří planety nemohou vyčistit celý prostor bez pomoci protoplanet. Celková hmotnost zbývajících planetesimál bude malá, protože protoplanety před opuštěním soustavy shromáždí asi 99 % malých nebeských těles. [57] Taková oblast by nakonec připomínala pás asteroidů , jako je ten ve sluneční soustavě, mezi 2 a 4 AU. ze slunce. [57] [60]

Význam akrece

Použití termínu akreční disk ve vztahu k protoplanetárnímu disku vede ke zmatkům v chápání procesu planetární akrece. Protoplanetární disky jsou často označovány jako akreční disky kvůli skutečnosti, že ve fázi mladých hvězd T Tauri protohvězdy stále absorbují plyny padající na povrch z vnitřních oblastí disku. [35] V akrečním disku se jedná o tok hmoty z větších poloměrů na menší. [19]

To by však nemělo být zaměňováno s akrecí při vytváření planet. V této souvislosti se akrecí rozumí proces koalescence ochlazených, ztuhlých prachových a ledových částic na oběžné dráze protohvězdy v protoplanetárním disku, stejně jako procesy srážky, adheze a růstu, až po vysokoenergetické srážky mezi velkými planetesimály . [16]

Navíc obří planety mohou mít samy o sobě akreční disky (v původním významu slova) [67] . Mraky zachyceného hélia a vodíku jsou nataženy, rozkrouceny, zploštěny a usazeny na povrchu obří protoplanety , zatímco pevná tělesa uvnitř takového disku se promění v budoucí satelity obří planety [68] .

Poznámky

Komentáře
  1. ↑ Porovnejte to s hustotou částic vzduchu na hladině moře - 2,8⋅10 19  cm −3 .
  2. ↑ Hvězdy T Tauri jsou mladé hvězdy o hmotnosti menší než 2,5 hmotnosti Slunce s vysokou úrovní aktivity. Jsou rozděleny do 2 tříd: slabě vyjádřené a klasické hvězdy T Tauri. [38] Posledně jmenované mají akreční disk a pokračují v pohlcování horkého plynu, což se projevuje jako silné emisní čáry ve spektru. Ti první nemají akreční disk vůbec. Klasické hvězdy T Tauri se mohou vyvinout ve slabě vyjádřené. [39]
  3. ↑ Planetesimály poblíž vnějšího okraje oblasti planet podobných Zemi (2,5 až 4 AU od Slunce) mohou akumulovat určité množství ledu. Stále však dominují horniny, stejně jako ve vnější části pásu asteroidů ve sluneční soustavě. [58]
  4. ↑ nebo se alternativně srazí s obří hvězdou nebo planetou
Prameny
  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 a kol. Vznik sluneční soustavy a raný vývoj: prvních 100 milionů let   // Země , Měsíc a planety : deník. - Spinger, 2006. - Sv. 98 , č. 1-4 . - str. 39-95 . - doi : 10.1007/s11038-006-9087-5 . - .
  2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Woolfson, MM Sluneční soustava – její původ a vývoj // QJR Astr. Soc.. - 1993. - T. 34 . - S. 1-20 . — . Podrobnosti o Kantově pozici viz Stephen Palmquist, „Kantova přehodnocení kosmogonie“, Studies in History and Philosophy of Science 18:3 (září 1987), str. 255-269.
  3. ↑ Swedenborg, Emanuel. (Principia) latinsky: Opera Philosophica et Mineralia (anglicky: Philosophical and Mineralogical Works)  (anglicky) . - 1734. - Sv. já
  4. ↑ Archivovaná kopie . Datum přístupu: 20. října 2012. Archivováno z originálu 28. července 2011.
  5. ↑ George H. A. Cole (2013). Planetary Science: The Science of Planets around Stars, druhé vydání, Michael M. Woolfson, str. 190
  6. ↑ Brester, David (1876), „Více světů než jeden: Krédo filozofa a naděje křesťana“, Chatto a windus, piccadilly, str. 153
  7. ↑ Jak citoval David Brewster, „Více světů než jeden: krédo filozofa a naděje křesťana“, Pevné hvězdy a binární systémy. p. 233
  8. ↑ Henbest, Nigel Zrození planet: Země a její planety možná přežily dobu, kdy se planety odrážely kolem Slunce jako kuličková ložiska na pinballovém stole . Nový vědec (1991). Získáno 18. dubna 2008. Archivováno z originálu dne 25. července 2020.
  9. ↑ Safronov, Viktor Sergejevič. Evoluce protoplanetárního oblaku a vznik Země a planet  (anglicky) . — Izraelský program pro vědecké překlady, 1972. - ISBN 0-7065-1225-1 .
  10. ↑ Wetherill, George W. Leonard Medal Citation for Victor Sergeevich Safronov  //  Meteoritics: journal. - 1989. - Sv. 24 . - str. 347 . - doi : 10.1111/j.1945-5100.1989.tb00700.x . — .
  11. ↑ Schneider, Jean Interaktivní katalog extrasolárních planet . Encyklopedie extrasolárních planet (10. září 2011). Získáno 10. září 2011. Archivováno z originálu 12. února 2012.
  12. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 Andre, Philippe; Montmerle, Thierry. Z hvězd T Tauri protohvězdy: cirkumstelární materiál a mladé hvězdné objekty v oblaku ρ Ophiuchi  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1994. - Sv. 420 . - S. 837-862 . - doi : 10.1086/173608 . - .
  13. ↑ 1 2 3 4 5 Haisch, Karl E.; Lada, Alžběta A.; Lada, Charles J. Diskové frekvence a životnost v mladých klastrech  (anglicky)  // The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2001. - Sv. 553 , č.p. 2 . -P.L153 - L156 . - doi : 10.1086/320685 . - . - arXiv : astro-ph/0104347 .
  14. ↑ 1 2 Padgett, Deborah L.; Brandner, Wolfgang; Stapelfeldt, Karl L. a kol. Zobrazování disků a obálek kolem velmi mladých hvězd pomocí Hubbleova vesmírného dalekohledu/nicmos  (anglicky)  // The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1999. - Sv. 117 , č. 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. a kol. c2d SPITZER IRS spektra disků kolem hvězd T Tauri. I. Emise silikátů a růst zrn  (anglicky)  // The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2006. - Sv. 639 , č.p. 3 . - str. 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. Vznik systémů protoplanet a rozmanitost planetárních systémů  (anglicky)  // The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2002. - Sv. 581 , č.p. 1 . - S. 666-680 . - doi : 10.1086/344105 . - .
  17. ↑ 1 2 3 4 5 6 Raymond, Sean N.; Quinn, Thomas; Lunine, Jonathan I. Simulace konečného sestavení planet podobných Zemi ve vysokém rozlišení 1: pozemská akrece a dynamika  // Icarus  :  journal. - Elsevier , 2006. - Sv. 183 , č.p. 2 . - str. 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 , in P. Ehrenfreund, Astrobiology: Future Perspectives , Kluwer Academic Publishers, s. 67–96 , < http://www.springerlink.com/content/pr4rj4240383l585/ > . Archivováno 18. června 2018 na Wayback Machine 
  19. ↑ 1 2 Lynden-Bell, D.; Pringle, JE Evoluce viskózních disků a původ mlhovinových proměnných  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society  : journal  . - Oxford University Press , 1974. - Sv. 168 , č.p. 3 . - S. 603-637 . - doi : 10.1093/mnras/168.3.603 . - .
  20. ↑ Devitt, Terry . Co brzdí šíleně točící se hvězdy? , University of Wisconsin-Madison (31. ledna 2001). Archivováno z originálu 4. května 2012. Staženo 9. dubna 2013.
  21. ↑ Dullemond, C.; Hollenbach, D.; Tábor, I.; D'Alessio, P. Modely struktury a evoluce protoplanetárních disků // Protostars and Planets 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  (Angl.) / Garcia, P.. - Chicago, IL: University of Chicago Press , 2011. - S. 355-418 . — ISBN 9780226282282 .
  23. ↑ 1 2 3 Youdin, Andrew N.; Shu, Frank N. Planetesimální formace gravitační nestabilitou  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2002. - Sv. 580 , č.p. 1 . - S. 494-505 . - doi : 10.1086/343109 . - . - arXiv : astro-ph/0207536 .
  24. ↑ 1 2 3 4 5 Inaba, S.; Wetherill, GW; Ikoma, M. Formace plynných obřích planet: modely akrece jádra s fragmentací a planetární obálkou  (anglicky)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 2003. - Sv. 166 , č.p. 1 . - str. 46-62 . - doi : 10.1016/j.icarus.2003.08.001 . - . Archivováno z originálu 12. září 2006.
  25. ↑ Lissauer, JJ; Hubický, O.; D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. Modely růstu Jupitera zahrnující tepelná a hydrodynamická omezení  // Icarus  :  journal. — Elsevier , 2009. — Sv. 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. Spalování deuteria v masivních obřích planetách a nízkohmotných hnědých trpaslících tvořených jádrovou akrecí  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2013. - Sv. 770 , č.p. 2 . - S. 120 (13 stran) . - 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 acretion by a volumeus low-hmot package  (anglicky)  // Icarus  : journal. — Elsevier , 2014. — Sv. 241 . - str. 298-312 . - doi : 10.1016/j.icarus.2014.06.029 . — . - arXiv : 1405.7305 .
  28. ↑ Papaloizou 2007 strana 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. Shluková formace hvězd a původ hvězdných hmot  //  Science : journal. - 2002. - Sv. 295 , č.p. 5552 . - str. 68-75 . - doi : 10.1126/science.1068298 . - . — PMID 11778037 .
  31. ↑ Clark, Paul C.; Bonnell, Ian A. Počátek kolapsu v turbulentně podporovaných molekulárních oblacích   // Mon.Not.R.Astron.Soc . : deník. - 2005. - Sv. 361 , č.p. 1 . - str. 2-16 . - doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09105.x . - .
  32. ↑ 1 2 3 4 Motte, F.; Andrew, P.; Neri, R. Počáteční podmínky vzniku hvězd v hlavním oblaku ρ Ophiuchi: širokoúhlé mapování milimetrového kontinua  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 1998. - Sv. 336 . - S. 150-172 . - .
  33. ↑ 1 2 3 4 5 Stahler, Steven W.; Shu, Frank H.; Taam, Ronald E. Evoluce protohvězd: II Hydrostatické jádro  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1980. - Sv. 242 . - str. 226-241 . - doi : 10.1086/158459 . - .
  34. ↑ 1 2 3 4 5 Nakamoto, Taishi; Nakagawa, Yushitsugu. Vznik, raná evoluce a gravitační stabilita protoplanetárních disků  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1994. - Sv. 421 . - S. 640-650 . - doi : 10.1086/173678 . - .
  35. ↑ 1 2 3 4 5 6 Yorke, Harold W.; Bodenheimer, Peter. Vznik protohvězdných disků. III. Vliv gravitačně indukovaného transportu momentu hybnosti na strukturu a vzhled disku  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1999. - Sv. 525 , č.p. 1 . - str. 330-342 . - doi : 10.1086/307867 . - .
  36. ↑ Lee, Chin-Fei; Mundy, Lee G.; Reipurth, Bo a kol. Výlevy CO z mladých hvězd: konfrontace s modely proudění a větru  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2000. - Sv. 542 , č.p. 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. - Sv. 332 . - S. 804-825 . - doi : 10.1086/166694 . - .
  38. ↑ Mohanty, Subhanjoy; Jayawardhana, Ray ; Basri, Gibore. Fáze T Tauri dolů k téměř planetárním hmotnostem: Echelle Spectra 82 hvězd s velmi nízkou hmotností a hnědých trpaslíků  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2005. - Sv. 626 , č.p. 1 . - str. 498-522 . - doi : 10.1086/429794 . - . — arXiv : astro-ph/0502155 .
  39. ↑ Martin, E.L.; Rebolo, R.; Magazzu, A.; Pavlenko, ano. V. Předhlavní sekvence spalování lithia  (anglicky)  // Astronomy and Astrophysics  : journal. - 1994. - Sv. 282 . - str. 503-517 . - . - arXiv : astro-ph/9308047 .
  40. ↑ 1 2 3 Hartmann, Lee; Calvet, Nuria; Gullbring, Eric; D'Alessio, Paula. Narůstání a evoluce disků T Tauri  (anglicky)  // The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1998. - Sv. 495 , č.p. 1 . - S. 385-400 . - doi : 10.1086/305277 . - .
  41. ↑ 1 2 Shu, Frank H.; Shang, Hsian; Glassgold, Alfred E.; Lee, tajfun. Rentgenové záření a kolísavé X-vítry z protohvězd  //  Věda. - 1997. - Sv. 277 , č.p. 5331 . - S. 1475-1479 . - doi : 10.1126/science.277.5331.1475 . - .
  42. ↑ 1 2 Muzerolle, Jakub; Calvet, Nuria; Hartman, Lee. Emisní diagnostika magnetosférické akrece T Tauri. II. Vylepšené modelové testy a náhledy do akreční fyziky  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2001. - Sv. 550 , č. 2 . - S. 944-961 . - doi : 10.1086/319779 . - .
  43. ↑ 12 Adams , Fred C.; Hollenbach, David; Laughlin, Gregory; Gorti, Uma. Fotovypařování cirkumstelárních disků v důsledku vnějšího vzdáleného ultrafialového záření ve hvězdných agregátech  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2004. - Sv. 611 , č.p. 1 . - str. 360-379 . - doi : 10.1086/421989 . - . - arXiv : astro-ph/0404383 .
  44. ↑ Harrington, JD; Villard, Ray RELEASE 14-114 Astronomical Forensics Odhalte planetární disky v archivu Hubbleova Hubblea NASA . NASA (24. dubna 2014). Získáno 25. dubna 2014. Archivováno z originálu 25. dubna 2014.
  45. ↑ Megeath, ST; Hartmann, L.; Luhmann, KL; Fazio, GG Spitzer/IRAC fotometrie sdružení ρ Chameleontis  (anglicky)  // The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2005. - Sv. 634 , č.p. 1 . -P.L113 - L116 . - doi : 10.1086/498503 . - . - arXiv : astro-ph/0511314 .
  46. ↑ 1 2 3 Chick, Kenneth M.; Cassen, Patrick. Tepelné zpracování zrn mezihvězdného prachu v primitivním slunečním prostředí  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 1997. - Sv. 477 , č.p. 1 . - str. 398-409 . - doi : 10.1086/303700 . - .
  47. ↑ 1 2 Klahr, HH; Bodenheimer, P. Turbulence v akrečních discích: generování vířivosti a transport momentu hybnosti prostřednictvím globální baroklinické nestability  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2003. - Sv. 582 , č.p. 2 . - S. 869-892 . - doi : 10.1086/344743 . - . - arXiv : astro-ph/0211629 .
  48. ↑ ALMA vrhá světlo na proudy plynu tvořícího planetu . Archivováno z originálu 7. května 2013. Staženo 10. ledna 2013.
  49. ↑ 1 2 Michikoshi, Shugo; Inutsuka, Shu-ichiro. Analýza nestability Kelvin-Helmholtz ve dvou tekutinách v prašné vrstvě protoplanetárního disku: možná cesta k planetesimální formaci prostřednictvím gravitační nestability  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2006. - Sv. 641 , č.p. 2 . - S. 1131-1147 . - doi : 10.1086/499799 . - .
  50. ↑ Johansen, Anders; Henning, Thomas; Clahr, Hubert. Sedimentace prachu a samoudržující Kelvin-Helmholtzova turbulence ve středních rovinách protoplanetárního disku  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2006. - Sv. 643 , č.p. 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. The Multifaceted Planetesimal Formation Process // Protostars and Planets VI / Beuther, H.; Klessen, R.S.; Dullemond, C. P.; Henning, T. - univerzita 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. - univerzita Arizona Press, 2015. - S. 471. - (Série Vesmírných věd). - ISBN 978-0-8165-3213-1 .
  53. ↑ 1 2 Boss, Alan P. Rychlý vznik vnějších obřích planet nestabilitou disku  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2003. - Sv. 599 , č.p. 1 . - str. 577-581 . - doi : 10.1086/379163 . - .
  54. ↑ Nayakshin, Sergie. Vznik planet přílivovým zmenšováním obřích embryí planet  //  Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters, Volume 408, Issue 1, pp. L36-L40: deník. - 2010. - Sv. 408 , č.p. 1 . - S. L36-140 . - doi : 10.1111/j.1745-3933.2010.00923.x . - arXiv : 1007.4159 .
  55. ↑ Stamatellos, Dimitris; Hubber, David A.; Whitworth, Anthony P. Brown trpasličí formace gravitační fragmentací masivních, prodloužených protohvězdných disků  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters  : journal  . - 2007. - Sv. 382 , č.p. 1 . -P.L30- L34 . - doi : 10.1111/j.1745-3933.2007.00383.x . - . - arXiv : 0708.2827 .
  56. ↑ Písmo, Andrea S.; McCarthy, Ian G.; Johnstone, Doug; Ballantyne, David R. Fotoevaporace cirkumstelárních disků kolem mladých hvězd  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2004. - Sv. 607 , č.p. 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.; Nesvorný, David a kol. Propojení historie srážek hlavního pásu asteroidů s jeho dynamickou excitací a vyčerpáním  (anglicky)  // Icarus  : journal. — Elsevier , 2005. — Sv. 179 , č.p. 1 . - str. 63-94 . - doi : 10.1016/j.icarus.2005.05.017 . - .
  58. ↑ 1 2 3 4 Raymond, Sean N.; Quinn, Thomas; Lunine, Jonathan I. Simulace konečného sestavení planet podobných Zemi 2 ve vysokém rozlišení: dodávka vody a obyvatelnost planet  //  Astrobiology : journal. - 2007. - Sv. 7 , č. 1 . - str. 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. Oligarchický růst obřích planet  (anglicky)  // Icarus . - Elsevier , 2003. - Sv. 161 , č.p. 2 . - str. 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  (anglicky)  // Icarus  : journal. - Elsevier , 2001. - Sv. 153 , č.p. 2 . - str. 338-347 . - doi : 10.1006/icar.2001.6702 . - .
  61. ↑ 1 2 Janson, M.; Bonavita, M.; Klahr, H.; Lafreniere, D.; Jayawardhana, R .; Zinnecker, H. Hledání planet a hnědých trpaslíků kolem nejhmotnějších hvězd ve slunečním sousedství pomocí vysoce kontrastního zobrazení  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2011. - Sv. 736 , č.p. 89 . - doi : 10.1088/0004-637x/736/2/89 . - . - arXiv : 1105.2577v1 .
  62. ↑ 1 2 3 Fortier, A.; Benvenuto, AG Oligarchická planetesimální akrece a formování obřích planet  (anglicky)  // Astronomy and Astrophysics  : journal. - 2007. - Sv. 473 , č.p. 1 . - str. 311-322 . - doi : 10.1051/0004-6361:20066729 . - . - arXiv : 0709.1454 .
  63. ↑ Thommes, Edward W.; Duncan, Martin J.; Levison, Harold F. Vznik Uranu a Neptunu v oblasti Jupiter-Saturn Sluneční soustavy  //  Nature : journal. - 1999. - Sv. 402 , č.p. 6762 . - str. 635-638 . - doi : 10.1038/45185 . — . — PMID 10604469 .
  64. ↑ Lambrechts, M.; Johansen, A. Rychlý růst plynových obřích jader akrecí oblázků  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 2012. - Srpen ( sv. 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), Interakce mezi diskem a planetou během formování planet, v Bo Reipurth; David Jewitt ; Klaus Keil, Protostars and Planets V , Arizona Press, str. 655. 
  66. ↑ 1 2 Levison, Harold F.; Agnor, Craig. Role obřích planet při formování pozemských planet  (anglicky)  // The Astronomical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2003. - Sv. 125 , č. 5 . - S. 2692-2713 . - doi : 10.1086/374625 . - .
  67. ↑ D'Angelo, G.; Podolak, M. Zachycení a evoluce planetesimál v Circumjovian Disks  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2015. - Sv. 806 , č.p. 1 . — S. 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. - Sv. 124 , č. 6 . - str. 3404-3423 . - doi : 10.1086/344684 . - .

Odkazy

  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie