Википедия

Небулярная гипотеза

18 Июл, 2025 / 18:43
Запрос «Солнечная туманность»[d] перенаправляется сюда. На эту тему нужно создать отдельную статью.

Небулярная гипотеза — наиболее широко принимаемая научной общественностью космогоническая теория, объясняющая формирование и эволюцию Солнечной системы. Теория предполагает, что Солнечная система сформировалась из туманности. Автором гипотезы выступил Иммануил Кант, опубликовав её в своей работе «[нем.]» (1755). Изначально применимая лишь к Солнечной системе, эта гипотеза формирования планетарных систем считается в общих чертах применимой ко всей остальной Вселенной. Широкое признание получил современный вариант Небулярной гипотезы — Небулярно-дисковая Солнечная модель, или проще: Солнечная небулярная модель. Небулярная гипотеза даёт объяснение целому ряду свойств Солнечной системы, включая близкие к круговым и расположенные в одной плоскости орбиты, и вращение планет в направлении вращения Солнца вокруг своей оси. Множество элементов Небулярной гипотезы нашли отражение в современных теориях формирования планет, но большая их часть претерпела изменения.

Согласно Небулярной гипотезе, звезды формируются в массивных и плотных облаках молекулярного водорода — молекулярных облаках. Эти облака гравитационно неустойчивы, и материя в них собирается в сгустки, вращается, сжимается и затем формирует звезды. Формирование звезды — комплексный и длительный процесс, который всегда создаёт вокруг молодой звезды газообразный протопланетный диск. Этот процесс нередко приводит к появлению планет, при недостаточно хорошо известных обстоятельствах. Таким образом, формирование планетной системы — естественный результат формирования звёзд. Солнцеподобные звезды формируются на протяжении примерно миллиона лет, а протопланетный диск формируется на протяжении последующих 10—100 миллионов лет.

Протопланетный диск представляет собой аккреционный диск, подпитывающий центральную звезду. Изначально очень горячий, диск постепенно остывает до стадии, близкой по типу к звёздным системам типа T Тельца; затем формирование пылевых песчинок приводит к появлению каменных и ледяных глыб. Сталкиваясь и слипаясь, глыбы формируют многокилометровые планетезимали. Если диск достаточно массивен, скоротечная аккреция вокруг планетезималей приводит к формированию в течение 100—300 тысяч лет протопланет размерами с Луну или Марс. Вблизи от звезды планетарные эмбрионы, пройдя через стадию слияний и поглощений, формируют несколько планет земной группы. Последняя стадия занимает от 100 миллионов до миллиарда лет.

Формирование планет-гигантов — более сложный процесс. Считается, что они формируются за так называемой снеговой линией, где планетарные эмбрионы в основном состоят из различных типов льдов. В результате они в несколько раз более массивны, чем внутренняя часть протопланетного диска. Что следует после формирования протопланеты — не до конца ясно. Немалая часть таких протопланет продолжает расти, достигая 5-10 земных масс— порогового значения, позволяющего начать аккрецию водород-гелиевого газа из диска. Накопление газа ядром — изначально медленный процесс, который длится миллионы лет, но по достижении массы в 30 Земных он начинает резко ускоряться. Планеты наподобие Юпитера и Сатурна, как считается, накапливали свою массу в течение всего 10 тысяч лет. Аккреция останавливается с исчерпанием запасов газа. Образовавшиеся планеты могут мигрировать на большие расстояния в процессе или после формирования. Ледяные гиганты наподобие Урана и Нептуна считаются неудавшимися ядрами протопланет, которые сформировались в момент почти полного исчерпания диска.

История

Основная статья:

Есть свидетельства, что частично небулярная гипотеза была предложена в 1734 Эммануилом Сведенборгом. Иммануил Кант, бывший хорошо знакомым с работой Сведенборга, развил теорию к 1755 году и опубликовал во Всеобщей естественной истории и теории неба, в которой он рассуждал о туманностях, которые, медленно вращаясь, постепенно сжимались и сглаживались под действием гравитации, постепенно формируя звезды и планеты.

Аналогичная модель была разработана и предложена в 1796 году Пьером-Симоном Лапласом. В своей книге Изложение мировой системы он предположил, что Солнце в древности имело расширенную звёздную атмосферу, покрывавшую собой весь современный объект Солнечной системы. Его теория признавала сжатие и охлаждение протосолнечного облака — протосолнечной туманности. Поскольку туманность охлаждалась и сжималась, она сплющивалась и вращалась быстрее, сбрасывая (или теряя) газообразные кольца материи, после чего планеты формировались из материи таких колец. Его модель напоминала модель Канта, за исключением большего количества деталей и меньших масштабов. Несмотря на то, что небулярная модель Лапласа доминировала на протяжении XIX столетия, она столкнулась с рядом трудностей. Основной проблемой была передача вращательного момента между Солнцем и планетами. Планеты получили 99 % вращательного момента, и этот факт небулярной моделью объяснить было нельзя. Как результат, эта теория формирования планет была в значительной степени пересмотрена в начале XX века.

Основная критика в XIX веке исходила от Джеймса Максвелла, который утверждал, что различное вращение между внутренними и внешними частями кольца не позволило бы материи уплотниться. Гипотеза подвергалась и критике астронома Дэвида Брюстера, который писал: «Те, кто верят в Небулярную гипотезу, уверены, что наша Земля получила свою твёрдую материю и атмосферу из кольца, покинувшего Солнечную атмосферу, которая затем уплотнилась в земноводную сферу, из которой затем исторглась Луна схожим манером.» Он утверждал, что при таком видении, «Луна должна была унести с собой воду и воздух с Земли и обладать атмосферой.» Брюстер утверждал, что религиозные убеждения времён Исаака Ньютона рассматривали небулярные идеи как тенденцию к атеизму, и цитировал его: «произрастание новых идей из старых, без заступничества божественной силы, кажется мне абсурдным».

Падение Лапласовой модели стимулировало учёных искать замену. На протяжении XX века было предложено много теорий, включая планетезимальную теорию и Фореста Молтона (1901), приливную модель Джинса (1917), аккреционную модель Отто Шмидта (1944), протопланетную теорию Уильяма Маккри (1960) и теория захвата . В 1978 вспомнил об изначальных идеях, изложенных Лапласом, и создал современную Лапласову теорию. Ни одна из попыток создать полноценную теорию не увенчалась успехом, а многие из них имели лишь образный характер.

Рождение современной и общепринятой теории формирования планетарного диска — Небулярно-дисковой Солнечной модели — можно отнести к советскому астроному Виктору Сафронову. Его книга Эволюция допланетного облака и образование Земли и планет, переведённая на английский в 1972, произвела долговременный эффект на научное мышление о формировании планет. В книге были сформулированы практически все проблемы планетарного формирования, и многие из них решены. Труд Сафронова нашёл продолжение в работах , который открыл скоротечную аккрецию Изначально применимая к Солнечной системе, Солнечная небулярная модель стала считаться теоретиками применимой и к остальным планетам Вселенной, которых в нашей Галактике на 1 июня 2016 года известно 3422.

Солнечная небулярная модель: достижения и проблемы

image
Следы солнечной туманности в виде пузырьков на фрагментах метеоритов. Американский музей естественной истории

Достижения

Процесс формирования звезды естественным путём приводит к появлению аккреционного диска вокруг «молодых звёздных объектов». При достижении возраста в примерно 1 миллион лет, 100 % звёзд обладают такого рода диском. Вывод подтверждается открытиями газовых и пылевых облаков вокруг протозвёзд и звёзд типа T Тельца, а также теоретическими соображениями. Наблюдения за дисками позволяют говорить о том, что частицы пыли внутри них растут в размерах на протяжении тысячелетий, превращаясь в частицы размером около 1 сантиметра.

Процесс аккреции, с помощью которого километровые планетезимали вырастают в 1,000 км небесные тела, сейчас хорошо понятен. Этот процесс начинается в любом диске, когда плотность планетезималей становится достаточно высокой, и протекает безудержно и в скоротечной манере. Позднее прирост замедляется и идёт с перебоями. Конечным результатом являются протопланеты разных размеров и на разной дистанции от звезды. Разного рода симуляции этого процесса сходятся в одном — слияние протопланет во внутренней части протопланетного диска приводит к формированию нескольких небесных тел, размерами схожими с Землёй. Таким образом, происхождение планет Земной группы считается практически установленным и бесспорным.

Текущие проблемы

Физика аккреционых дисков вызывает множество вопросов. Одна из интереснейших загадок — каким образом материя, аккрецируемая звездой, утрачивает свой вращательный момент? Возможный ответ нашёл Ханнес Альвен, предположив, что момент тормозится солнечным ветром на стадии T Тельца. Затем вращательный момент транслируется внешним областям диска за счёт «вязкостного рассеяния». Вязкость создаётся за счёт макроскопических турбулентностей, но механизм, вызывающий саму турбулентность, не слишком хорошо известен. Другой возможный процесс, тормозящий вращательный момент — , когда вращение звезды передаётся окружающему протопланетному диску через магнитное поле. Основные процессы, отвечающие за исчезновение газа из диска — вязкостное рассеивание и фотоиспарение.

Формирование планетезималей — ещё одна загадка Солнечной небулярной модели. Каким образом частицы размерами в 1 см слипаются в 1 км планетезимали? Разгадка этого механизма станет своего рода ключом к пониманию, почему у одних звёзд есть планеты, тогда как у прочих нет даже пылевых дисков.

Формирование временной шкалы для планет-гигантов когда-то было проблемой. Старые теории не могли объяснить, каким образом их ядра могли сформироваться достаточно быстро, чтобы притянуть большие объёмы газа из стремительного исчезающего протопланетного диска. Средний срок жизни такого диска (иногда менее 10 миллионов (107) лет) оказался короче, чем время, необходимое на формирование ядра. Современная же модель опирается на тот факт, что такая планета, как Юпитер (или более массивные планеты), может сформироваться и менее чем за 4 миллиона лет, что отлично сочетается со средним сроком жизни газовых дисков.

Ещё одной проблемой теории являются . Множество вычислений утверждают, что взаимодействия с диском могут приводить к краткосрочным миграциям планет-гигантов к внутренним районам системы, что, если не будет остановлено, может привести к достижению «центральных районов системы, оставаясь в виде протоюпитера (планеты, уступающей по массе Юпитеру и Сатурну, но всё же являющейся планетой-гигантом) .» Более современные вычисления учитывают эволюцию и расширение протопланетных дисков, что исключает такого рода теоретические коллизии.

Формирование звёзд и протопланетных дисков

Протозвёзды

Основная статья: Протозвезда
image
Видимый свет (слева) и инфракрасное изображение (справа) Тройной туманности — гигантского региона звездообразования на расстоянии в 5,400 световых лет от Солнца в созвездии Стрельца

Звезды, как принято считать на данный момент, формируются в гигантских облаках из холодного водорода массой примерно в 300 тысяч раз больше массы Солнца и около 20 парсеков в диаметре. На протяжении миллионов лет облака коллапсируют и претерпевают фрагментацию. Фрагменты затем становятся небольшими, плотными сферами, которые далее сжимаются до звёздных размеров. Сферы, в зависимости от фракции, могут достигать до нескольких Солнечных масс и зовутся протозвёздными (протосолнечными) туманностями. Они могут достигать диаметров в 0.01-0.1 парсек (2,000-20,000 астрономических единиц) и обладать от 10,000 до 100,000 см−3.

Коллапс протозвёздной туманности с солнечной массой занимает порядка 100 тысяч лет. Каждая туманность в процессе притяжения газа и пыли приобретает определённый вращательный момент. Газ в центральной части туманности с относительно низким вращательным моментом претерпевает быстрое сжатие и формирует горячее гидростатичное (не сжатое) ядро, содержащее небольшую часть исходной массы туманности. Со временем это ядро и становится звездой. После того как коллапс подходит к концу, начинает работать механизм сохранение вращательного момента, что вызывает значительное ускорение вращения падающего на звезду газа — ядро словно скидывает оболочку. Газ выбрасывается наружу вблизи экваториальной плоскости, формируя диск, который в свою очередь аккрецирует обратно на ядро. Ядро постоянно прирастает в массе, пока не станет юной и горячей протозвездой. На этой стадии протозвезда и её диск сильно затемняются оседающей оболочкой туманности из материи и не могут наблюдаться непосредственно. Иногда непрозрачность такой оболочки доходит до такой степени, что сквозь него не пробивается даже миллиметровая радиация. Такие объекты наблюдаются как яркие сгустки, излучающие в основном в миллиметровом и субмиллиметровом диапазоне. Они классифицируются как протозвезды спектрального класса 0. Коллапс нередко сопровождается биполярным истечением газа, вращающихся вдоль оси вращения диска. Такие струи нередко можно увидеть в регионах звездообразования (см. объекты Хербига-Аро). Светимость протозвёзд спектрального класса 0 очень высокая — протозвезда солнечной массы может светить в 100 раз ярче Солнца. Источник их энергии — Гравитационный коллапс, так как их ядра ещё недостаточно горячи для термоядерной реакции.

image
Инфракрасное изображение молекулярного газа, покидающего скрытую новорождённую звезду HH 46/47

После того как выпадение материи на диск прекращается, оболочка, окружающая звезду, становится тоньше и прозрачней, позволяя наблюдать «молодой звёздный объект», изначально в дальней инфракрасной части спектра, затем визуально. Примерно в это время происходит запуск термоядерной реакции дейтерия. Если звезда достаточно массивна (более 80 масс Юпитера) — начинается термоядерная реакция с водородом. Однако если масса слишком мала — объект превращается в коричневый карлик. Рождение новой звезды происходит примерно через 100 тысяч лет после начала коллапса. Объекты на этой стадии известны как протозвезды класса I, которые также называют юными звёздами типа T Тельца, эволюционирующими протозвёздами, или молодыми звёздными объектами. К этому моменту формирующуюся звезда аккрецировала большую часть массы изначальной туманности: совокупная масса диска и остающейся оболочки не превышает 10-20 % от массы молодого звёздного объекта.

На последующем этапе оболочка полностью исчезает, полностью войдя в состав диска, и протозвезда становится классической звездой типа T Тельца. Это происходит примерно через миллион лет после коллапса. Масса диска вокруг классической звезды типа T Тельца — примерно 1-3 % от массы звезды, и он аккрецируется на скорости примерно от 10−7 до 10−9 масс Солнца в год. Пара биполярных струй на тот момент ещё остаётся. Аккреция объясняет все специфичные свойства звёзд типа T Тельца: сильно выраженные эмиссионные линии (до от 100 % собственной светимости звезды), магнитную активность, фотометрическую переменность и «струи». Сильные эмиссионные линии фактически вызваны моментом соприкосновения аккрецируемого газа с «поверхностью» звезды в местах нахождения её магнитных полюсов. Струи — побочный продукт аккреции: они уравновешивают избыточный момент импульса. Классическая стадия звезды типа T Тельца длится около 10 миллионов лет. Диск постепенно исчезает из-за аккреции на звезду, формирования планет, извержения струй и УФ-радиацией с центральной и ближайших звёзд. В результате молодая звезда становится слабо выраженной звездой типа Т Тельца, которая медленно, в течение сотен миллионов лет, эволюционирует в обычную солнцеподобную звезду.

Протопланетные диски

Основная статья: Протопланетный диск
Основная статья: Планетезималь
image
Остаточный диск, обнаруженный телескопом Хаббл вокруг молодых звёзд HD 141943 и HD 191089, (24 апреля 2014).

При определённых обстоятельствах диск, который уже можно назвать протопланетным, может дать рождение планетной системе Протопланетные диски наблюдаются вокруг очень высокой доли звёзд в юных звёздных скоплениях. Они существуют с самого начала формирования звёздной системы, но на самых ранних стадиях являются невидимыми из-за непрозрачности окружающей оболочки. Диски вокруг протозвёзд класса 0 считаются массивными и горячими. Это аккреционный диск, который подпитывает центральную протозвезду. Температура может быть до 400 K внутри 5 астрономических единиц, и 1,000 K внутри 1 а. е. Нагрев диска прежде всего обусловлен вязкостным рассеиванием турбулентности внутри него и падением газа из туманности. Высочайшая температура во внутренней части диска заставляет испаряться большинство летучих веществ — воду, органику и немалую часть горных пород, оставляя лишь самые огнеупорные элементы вроде железа. Лёд имеет шансы сохраниться лишь в наружной части диска.

image
Протопланетный диск, формирующийся в туманности Ориона

Основная загадка в физике аккреционных дисков — это механизмы, вызывающие турбулентность и отвечающие за высокоэффективную вязкость. Турбулентности и вязкость, как считается, ответственны за массы к центральной протозвезде и вращательного момента к периферии. Это очень важно для аккреции, потому что газ может быть поглощён центральной протозвездой только потеряв большую часть своего вращательного момента, который иначе заставляет некоторую часть газа дрейфовать к периферии системы. Результатом этого процесса является рост как протозвезды, так и диска, достигающего порой радиуса порядка 1,000 а. е., если вращательный момент изначальной туманности был достаточно высок. Большие диски не редкость во многих областях звёздообразования, например, в туманности Ориона.

Протопланетный диск и газовые струи вокруг молодой звезды HD 142527 в представлении художника.

Срок жизни аккреционного диска составляет около 10 миллионов лет. К тому моменту звезда достигает стадии звёзд типа классической T Тельца, и диск становится тоньше и холоднее. Менее летучие вещества начинают конденсироваться ближе к центру, формируя 0.1-1 мкм пылевые зерна, содержащие кристаллические силикаты. Материя из внешнего диска может смешивать эти новообразования из космической пыли с первичными, которые содержат органику и летучие элементы. Такое смешение объясняет некоторые особенности в составе тел Солнечной системы, например, наличие межзвёздной пыли в примитивных метеоритах и тугоплавкие включения в кометах.

image
Процесс формирования планет, включая экзокометы и планетезимали вокруг Беты Живописца, очень молодой звезды класса A V (изображение НАСА).

Частицы пыли, как правило, слипаются друг с другом в плотной среде диска, что ведёт к образованию более крупных частиц до нескольких сантиметров диаметром. Признаки перемещения и слипания пыли астрономы могут наблюдать в инфракрасных спектрах молодых дисков. Дальнейшие объединения приводят к формированию планетезималей до 1 км диаметром или крупнее, которые служат «строительными блоками» для планет. Формирование планетезималей в подробностях представляет пока ещё загадку, потому что обычное слипание становится неэффективным с увеличением размеров частиц.

Согласно одной из гипотез, за образование планетезималей отвечает гравитационная неустойчивость. Частицы размером в несколько сантиметров или крупней медленно оседают вблизи плоскости диска, образуя относительно тонкий и плотный слой менее чем 100 км толщиной. Слой гравитационно неустойчив и может распадаться на отдельные сгустки, коллапсирующие в планетезимали. Однако различное ускорение газового диска и твёрдых частиц вблизи от плоскости может служить причиной турбулентности, которая предотвращает слишком сильное уменьшение диска в толщину и фрагментацию из-за гравитационной неустойчивости. Это может ограничить предел образования планетезималей через гравитационную нестабильность до определённых областей диска, где велика концентрация твёрдых частиц.

Ещё один возможный механизм формирований планетезималей — , в ходе которой движение частиц сквозь газ создаёт эффект обратной связи, способствующий росту локальных скоплений пыли. Эти локальные скопления, проходя сквозь газовые облака, создают участки относительно чистого пространства, сквозь которое частицы движутся без сопротивления среды. Эти скопления начинают обращаться по орбите быстрее, испытывая небольшие радиальные колебания. Отдельные частицы присоединяются к этому скоплению, так как движутся ему навстречу, либо догоняются скоплением, что способствует приросту в массе. В конечном счёте эти скопления формируют массивные протяжённые «нити», претерпевающие фрагментацию и коллапсирующие в планетезимали размером с крупные астероиды.

Формирование планет может быть также вызвано и гравитационной неустойчивостью в самом диске, которая приводит к его фрагментации в комки. Некоторые из них, при достаточной плотности, проходят через коллапс, что может привести к быстрому формированию газовых гигантов и даже коричневых карликов всего за тысячу лет. Если такого рода скопления мигрируют ближе к звезде во время коллапса, приливные силы от звезды вызывают утрату тела в массе, уменьшая размеры будущей планеты. Однако такое возможно лишь в массивных дисках, более массивных, чем 0.3 солнечных масс. Для сравнения, обычный размер диска — 0.01-0.03 масс Солнца. Так как массивные диски редки, считается, что такой механизм формирования — большая редкость. С другой стороны, такого рода процесс может играть немаловажную роль в формировании коричневых карликов.

image
Столкновения астероидов создают планеты (фантазия художника).

Полное рассеяние протопланетного диска инициируется рядом механизмов. Внутренняя часть диска либо аккрецируется звездой, либо выбрасывается в виде биполярных струй, тогда как внешняя часть диска подвергается фотоиспарению под мощным ультрафиолетовым излучением на стадии звезды типа T Tельца или от ближайших звёзд. Газ в центральной части диска может быть либо аккрецирован, либо исторгнут наружу системы растущими планетами, тогда как небольшие частицы пыли исторгнуты световым давлением центральной звезды. В конечном счёте, остаётся либо планетарная система, либо остаточный диск без планет, или ничего, если планетезимали не смогли сформироваться.

Так как планетезималей очень много, и они раскиданы по протопланетному диску, некоторые переживают формирование планетарной системы. Астероиды считаются оставшимися планетезималями, которые сталкивались и разбивались на меньшие куски, тогда как кометы — это планетезимали из дальних пределов протопланетной системы. Метеориты — небольшие планетезимали, падающие на поверхность планет, именно им мы обязаны немалым массивом информации о формировании планетных систем. Метеориты примитивного типа представляют собой осколки маломассивных планетезималей, не проходивших термическую дифференциацию, тогда как «обработанные метеориты» — останки расколовшихся массивных планетезималей, успевших пройти такого рода процесс.

Формирование планет

Землеподобные планеты

Согласно Солнечной небулярной модели диска, планеты земной группы формируются во внутренней части протопланетного диска, внутри снеговой линии, где температура достаточно высока чтобы предотвратить слипание водяного льда и других веществ в зерна. Это приводит к соединению чисто горных пород, и далее формированию каменных планетезималей. Такие условия как полагают, существуют во внутренней части протопланетного диска, на расстоянии до 3-4 а. е. у солнцеподобных звёзд.

После появления целой череды небольших планетезималей — около 1 км диаметром, начинается скоротечная аккреция Она зовётся скоротечной так как скорость прироста массы пропорциональна R4~M4/3, где R и M радиус и масса растущего тела, соответственно.Ускоренный прирост планетезималей напрямую привязан к набранной массе объекта. Потому, большие планетезимали растут преимущественно за счёт мелких. Скоротечная аккреция длится от 10,000 до 100,000 лет, и подходит к концу когда крупнейшие планетезимали достигают более 1,000 км в диаметре. Торможение аккреции обусловлено гравитационными возмущениями оказываемыми крупными телами на прочие планетезимали. Таким образом, воздействие крупных небесных тел тормозит прирост небольших.

Следующий этап формирования, называется олигархической аккрецией. Этап характеризуется преобладанием нескольких сотен крупнейших объектов — «олигархов», медленно обрастающих меньшими планетезималями. Другие планетезимали не растут, а лишь поглощаются. На этом этапе скорость аккреции пропорциональна R2, что является производной от поперечного сечения «олигарха». Также, определённая скорость аккреции пропорциональна M−1/3; и понижается с приростом тела. Это позволяет небольшим олигархам, догонять по размерам крупные. Олигархи сохраняют между собой дистанцию в примерно 10·Hr (Hr=a(1-e)(M/3Ms)1/3 — «радиусов Хилла», где a — большая полуось, e — эксцентриситет, и Ms — масса центральной звезды) друг от друга, под воздействием остающихся планетезималей. Их орбитальный эксцентриситет и наклонение, остаются небольшими. Олигархи продолжают прирастать в массе до тех пор, пока планетезимали в диске вокруг них не будут исчерпаны. Иногда близкие друг к другу «олигархи» сливаются. Конечная масса «олигарха» зависит от расстояния до звезды, и поверхностной плотности планетезималей составляющих его массу. Такая масса в планетологии зовётся «изоляционной» — и означает что растущая планета стала изолирована от прочих, аккрецировав на себя всю массу в локальной области, тем самым прекратив процесс аккреции. Для каменистых планет это порядка 0.1 Земных масс, или порядка массы Марса. Окончательный итог олигархического этапа: формирование около 100 планетоидов размерами от Луны до Марса, равномерно отстоящих друг от друга на 10·Hr. Считается что они располагаются в интервалах внутри диска, и разделены кольцами от остающихся планетезималей. Этот этап как считается длится несколько сот тысячелетий.

Последняя стадия формирования планет земной группы зовётся — стадией слияния. Она начинается когда остаётся лишь небольшое количество планетезималей и протопланеты становятся достаточно массивными, чтобы влиять друг на друга и делать орбиты хаотичными. На этом этапе протопланеты выталкивают с орбиты или поглощают оставшиеся планетезимали, и сталкиваются друг с другом. В результате этого процесса, который длится от 10 до 100 миллионов лет, формируется ограниченное количество планет размером с Землю. Симуляции указывают на то, что примерное количество остающихся в результате планет земной группы колеблется от 2 до 5. Для Солнечной системы таким примером служат Земля с Венерой. Формирование обеих планет потребовало слияния от 10 до 20 протопланет, и примерно равное число сошло с орбит и покинуло Солнечную систему. Считается что протопланетам, из Пояса астероидов мы обязаны водой на Земле. Марс и Меркурий возможно являются оставшимися протопланетами пережившими конкуренцию. Планеты Земной группы, прошедшие слияния, оседают в конечном счёте на более стабильных орбитах.

Планеты-гиганты

image
Пылевой диск вокруг Фомальгаута — ярчайшей звезды в созвездии Южной Рыбы. Асимметрия диска вызвана скорее всего планетой-гигантом (или планетами) на орбите.

Формирование гигантских планет — одна из загадок планетологии. В рамках Солнечной небулярной модели есть две гипотезы их формирования. Первая: модель дисковой нестабильности, исходя из которой планеты-гиганты появляются благодаря гравитационной фрагментации. Вторая гипотеза: модель ядерной аккреции,также называемая модель ядерной нестабильности. Последняя гипотеза считается наиболее перспективной, потому что объясняет формирование планет-гигантов в относительно маломассивных дисках (менее 0.1 Солнечной массы). Исходя из этой гипотезы, формирование планет-гигантов разбито на две стадии: a) аккрецию ядра массой в примерно 10 Земных масс, и б) аккрецию газа из протопланетного диска. Любая из двух гипотез может также приводить к образованию коричневых карликов. Наблюдения на момент 2011 года обнаружили, что ядерная аккреция — доминирующий механизм формирования.

Формирование ядер планет-гигантов, как считается, происходит похожим образом и на землеподобных планетах. Оно начинается с планетезималей, подвергающихся быстрому росту, и сменяется более медленной олигархической стадией. Гипотезы не прогнозируют стадию слияния, из-за низкой вероятности столкновений между протопланетами во внешних частях планетарной системы. Дополнительное отличие: состав планетезималей, которые в случае планет-гигантов образуются за пределами снеговой линии и состоят в основном из льда, или льда в соотношении с горными породами 4 к 1. Это в среднем увеличивает массу планетезималей в 4 раза. Однако, туманность минимальной массы, способная создать землеподобные планеты, может сформировать лишь 1-2 ядра массой с Землю, на орбите Юпитера (5 а. е.) в течение 10 миллионов лет. Последнее число: среднее время жизни газового диска вокруг Солнцеподобной звезды. Есть несколько решений такой несостыковки: недооценка массы диска — десятикратного увеличения хватило бы на формирование планет-гигантов на окраине; протопланетная миграция, которая могла бы позволить аккрецировать больше планетезималей; и, в конечном счёте, усиленная аккреция за счёт лобового сопротивления газа, в газообразных оболочках протопланет. Комбинации из вышеприведённых идей могут объяснить формирование ядер газовых гигантов вроде Юпитера, и возможно даже Сатурна. Формирование планет вроде Урана и Нептуна более загадочно, так как ни одна теория не объясняет формирование их ядер на дистанциях в 20-30 а. е. от центральной звезды. По одной из гипотез, они проходят аккрецию в том же регионе что и Юпитер с Сатурном, затем сходят с орбиты под возмущениями более крупных тел и остаются на текущей дистанции. Ещё одна из возможностей: прирост ядер планет-гигантов через «галечную аккрецию». В ходе «галечной аккреции» объекты, имеющие диаметр от сантиметра до метра, падают по спирали на массивное тело, подвергаясь торможению за счёт газового лобового сопротивления, и в результате аккрецируются. Прирост через галечную аккрецию может проходить в 1000 раз быстрее, чем при аккреции планетезималей.

После набора массы примерно в 5-10 Земных, планеты гиганты начинают собирать газ из окружающего их диска. Изначально это медленный процесс, увеличивающий массу ядра до 30 Земных в течение нескольких миллионов лет. После набора достаточной массы, аккреция повышается во много раз, и остающиеся 90 % массы планеты-гиганты набирают примерно за 10,000 лет. Аккреция газа прекращается с исчерпанием запасов диска. Это происходит постепенно, за счёт появления в диске «щелей» и рассеивания диска в целом. Исходя из доминирующей модели, Уран с Нептуном — неудавшиеся ядра, приступившие к аккреции газа слишком поздно, когда почти все запасы газа в системе были исчерпаны. После скоротечной аккреции газа начинается миграция недавно сформировавшихся планет-гигантов и фаза медленной аккреции. Миграция вызывается взаимодействием между планетами в расчищенных участках и остающимся диском. Она прекращается с исчерпанием диска или при достижении границ диска. Последний случай актуален в связи с так называемыми горячими Юпитерами, которые прекращают свою миграцию, достигнув внутренних частей планетарных систем.

image
На этом рисунке художника, планета движется через расчищенное пространство (щель) пылевого диска, вблизи от звезды.

Планеты-гиганты могут оказывать значительное влияние на землеподобные планеты на этапе формирования. Присутствие гигантов оказывает влияние на эксцентриситет и наклонение (см механизм Козаи) планетезималей и протопланет во внутреннем регионе (внутри 4 а. е. в случае Солнечной системы). Если планеты-гиганты формируется слишком рано, они могут предотвратить или остановить аккрецию во внутренней части системы. Если они формируются ближе к концу олигархической стадии, как это, скорее всего, было в Солнечной системе, они будут влиять на слепление протопланет, делая его более усиленным. В результате этого процесса число земплеподобных планет уменьшится, и они станут более массивными. В дополнение, размер системы сократится, поскольку землеподобные миры сформируются ближе к звезде. Воздействие планет-гигантов в Солнечной системе, в частности Юпитера, было относительно ограниченно, так как они были достаточно удалены от землеподобных планет.

Регион планетарной системы, прилегающий к планетам-гигантам, будет претерпевать множество воздействий. В большей части регионов эксцентриситет протопланет может оказаться настолько высоким, что протопланеты, проходящие вблизи от планет-гигантов, рискуют покинуть пределы системы. Если пределы системы покинут все протопланеты, то никаких планет в данном регионе не сформируется. В дополнение к тому остаётся огромное количество мелких планетезималей, потому что планеты-гиганты не могут очистить все пространство без помощи протопланет. Совокупная масса оставшихся планетезималей будет небольшой, так как протопланеты, прежде чем покинуть пределы системы, соберут порядка 99 % малых небесных тел. Такой регион, в конечном счёте, станет напоминать пояс астероидов, наподобие того что расположен в Солнечной системе, между 2 и 4 а. е. от Солнца.

Значение аккреции

Использование термина аккреционный диск применительно к протопланетному диску приводит к путанице в понимании процесса планетарной аккреции. Протопланетные диски нередко называют аккреционными, из-за того что на стадии молодых звёзд типа T Тельца протозвезды всё ещё поглощают газы, падающие на их поверхность из внутренних районов диска. В аккреционном диске это поток масс от больших радиусов к меньшим.

Однако, это не следует путать с аккрецией, формирующей планеты. В данном контексте, аккреция относится к процессу слипания охлаждённых, отвердевших частиц пыли и льда на орбите протозвезды в протопланетном диске, а также к процессам столкновения, слипания и прироста, вплоть до высокоэнергетических столкновений между крупными планетезималями.

К тому же, планеты-гиганты, возможно, и сами могут обладать аккреционными дисками (в первоначальном значении этого слова). Облака из захваченного гелия и водорода вытягиваются, раскручиваются, сплющиваются и оседают на поверхность гигантской протопланеты, тогда как твёрдые тела в пределах такого диска превращаются в будущие спутники планеты-гиганта.

Примечания

Комментарии

  1. Сравните это с плотностью частиц воздуха на уровне моря —2,8⋅1019 cm−3.
  2. Звезды типа Т Тельца — молодые звезды с массой менее 2.5 солнечных с высоким уровнем активности. Они делятся на 2 класса: слабо выраженные и классические звезды типа T Тельца. Последние обладают аккреционным диском и продолжают поглощать горячий газ, проявляющийся сильными эмиссионными линиями в спектре. У первых аккреционного диска нет вовсе. Классические звезды типа T Тельца могут эволюционировать в слабо выраженные.
  3. Планетезимали вблизи от внешнего края региона землеподобных планет (от 2.5 до 4 а.е. от Солнца), могут скапливать некоторые количества льдов. Однако горные породы по прежнему доминируют, как и во внешней части Пояса Астероидов в Солнечной системе.
  4. или, как вариант, столкнуться с звездой или планетой-гигантом

Источники

  1. Montmerle, Thierry; Augereau, Jean-Charles; Chaussidon, Marc et al. Solar System Formation and Early Evolution: the First 100 Million Years (англ.) // [англ.] : journal. — Spinger, 2006. — Vol. 98, no. 1—4. — P. 39—95. — doi:10.1007/s11038-006-9087-5. — Bibcode: 2006EM&P...98...39M.
  2. Woolfson, M.M. Solar System – its origin and evolution // Q. J. R. Astr. Soc.. — 1993. — Т. 34. — С. 1—20. — Bibcode: 1993QJRAS..34....1W. For details of Kant’s position, see Stephen Palmquist, «Kant’s Cosmogony Re-Evaluated», Studies in History and Philosophy of Science 18:3 (September 1987), pp.255-269.
  3. Swedenborg, Emanuel. (Principia) Latin: Opera Philosophica et Mineralia (English: Philosophical and Mineralogical Works) (англ.). — 1734. — Vol. I.
  4. Архивированная копия. Дата обращения: 20 октября 2012. Архивировано 28 июля 2011 года.
  5. George H. A. Cole (2013). Planetary Science: The Science of Planets around Stars, Second Edition, Michael M. Woolfson, p. 190
  6. Brester, David (1876), «More Worlds Than One: The Creed of the Philosopher and the Hope of the Christian», Chatto and windus, piccadilly, p. 153
  7. As quoted by David Brewster, «More worlds than one : the creed of the philosopher and the hope of the Christian», Fixed stars and binary systems. p. 233
  8. Henbest, Nigel. Birth of the planets: The Earth and its fellow planets may be survivors from a time when planets ricocheted around the Sun like ball bearings on a pinball table. New Scientist (1991). Дата обращения: 18 апреля 2008. Архивировано 25 июля 2020 года.
  9. Safronov, Viktor Sergeevich. Evolution of the Protoplanetary Cloud and Formation of the Earth and the Planets (англ.). — [англ.], 1972. — ISBN 0-7065-1225-1.
  10. Wetherill, George W. Leonard Medal Citation for Victor Sergeevich Safronov (англ.) // Meteoritics : journal. — 1989. — Vol. 24. — P. 347. — doi:10.1111/j.1945-5100.1989.tb00700.x. — Bibcode: 1989Metic..24..347W.
  11. Schneider, Jean. Interactive Extra-solar Planets Catalog. (10 сентября 2011). Дата обращения: 10 сентября 2011. Архивировано 12 февраля 2012 года.
  12. Andre, Philippe; Montmerle, Thierry. From T Tauri stars protostars: circumstellar material and young stellar objects in the ρ Ophiuchi cloud (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1994. — Vol. 420. — P. 837—862. — doi:10.1086/173608. — Bibcode: 1994ApJ...420..837A.
  13. Haisch, Karl E.; Lada, Elizabeth A.; Lada, Charles J. Disk frequencies and lifetimes in young clusters (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2001. — Vol. 553, no. 2. — P. L153—L156. — doi:10.1086/320685. — Bibcode: 2001ApJ...553L.153H. — arXiv:astro-ph/0104347.
  14. Padgett, Deborah L.; Brandner, Wolfgang; Stapelfeldt, Karl L. et al. Hubble space telescope/nicmos imaging of disks and envelopes around very young stars (англ.) // The Astronomical Journal : journal. — IOP Publishing, 1999. — Vol. 117, no. 3. — P. 1490—1504. — doi:10.1086/300781. — Bibcode: 1999AJ....117.1490P. — arXiv:astro-ph/9902101.
  15. Kessler-Silacci, Jacqueline; Augereau, Jean-Charles; Dullemond, Cornelis P. et al. c2d SPITZER IRS spectra of disks around T Tauri stars. I. Silicate emission and grain growth (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2006. — Vol. 639, no. 3. — P. 275—291. — doi:10.1086/499330. — Bibcode: 2006ApJ...639..275K. — arXiv:astro-ph/0511092.
  16. Kokubo, Eiichiro; Ida, Shigeru. Formation of protoplanet systems and diversity of planetary systems (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2002. — Vol. 581, no. 1. — P. 666—680. — doi:10.1086/344105. — Bibcode: 2002ApJ...581..666K.
  17. Raymond, Sean N.; Quinn, Thomas; Lunine, Jonathan I. High-resolution simulations of the final assembly of earth-like planets 1: terrestrial accretion and dynamics (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2006. — Vol. 183, no. 2. — P. 265—282. — doi:10.1016/j.icarus.2006.03.011. — Bibcode: 2006Icar..183..265R. — arXiv:astro-ph/0510284.
  18. Wurchterl, G. (2004). Planet Formation Towards Estimating Galactic Habitability. In P. Ehrenfreund; et al. (eds.). Astrobiology:Future Perspectives. Kluwer Academic Publishers. pp. 67–96. Архивировано из оригинала 18 июня 2018. Дата обращения: 8 июня 2016.
  19. Lynden-Bell, D.; Pringle, J. E. The evolution of viscous discs and the origin of the nebular variables (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society : journal. — Oxford University Press, 1974. — Vol. 168, no. 3. — P. 603—637. — doi:10.1093/mnras/168.3.603. — Bibcode: 1974MNRAS.168..603L.
  20. Devitt, Terry (31 января 2001). What Puts The Brakes On Madly Spinning Stars?. University of Wisconsin-Madison. Архивировано 4 мая 2012. Дата обращения: 9 апреля 2013.
  21. Dullemond, C.; Hollenbach, D.; Kamp, I.; D'Alessio, P. Models of the Structure and Evolution of Protoplanetary Disks // Protostars and Planets V / Reipurth, B.; Jewitt, D.; Keil, K.. — Tucson, AZ: [англ.], 2007. — С. 555—572. — ISBN 978-0816526543. Архивировано 2 июля 2020 года.
  22. Clarke, C. The Dispersal of Disks around Young Stars // Physical Processes in Circumstellar Disks around Young Stars (англ.) / Garcia, P.. — Chicago, IL: University of Chicago Press, 2011. — P. 355—418. — ISBN 9780226282282.
  23. Youdin, Andrew N.; Shu, Frank N. Planetesimal formation by gravitational instability (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2002. — Vol. 580, no. 1. — P. 494—505. — doi:10.1086/343109. — Bibcode: 2002ApJ...580..494Y. — arXiv:astro-ph/0207536.
  24. Inaba, S.; Wetherill, G.W.; Ikoma, M. Formation of gas giant planets: core accretion models with fragmentation and planetary envelope (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2003. — Vol. 166, no. 1. — P. 46—62. — doi:10.1016/j.icarus.2003.08.001. — Bibcode: 2003Icar..166...46I. Архивировано 12 сентября 2006 года.
  25. Lissauer, J. J.; Hubickyj, O.; D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. Models of Jupiter's growth incorporating thermal and hydrodynamic constraints (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2009. — Vol. 199. — P. 338—350. — doi:10.1016/j.icarus.2008.10.004. — Bibcode: 2009Icar..199..338L. — arXiv:0810.5186. Архивировано 12 июня 2020 года.
  26. Bodenheimer, P.; D'Angelo, G.; Lissauer, J. J.; Fortney, J. J.; Saumon, D. Deuterium Burning in Massive Giant Planets and Low-mass Brown Dwarfs Formed by Core-nucleated Accretion (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2013. — Vol. 770, no. 2. — P. 120 (13 pp.). — doi:10.1088/0004-637X/770/2/120. — Bibcode: 2013ApJ...770..120B. — arXiv:1305.0980. Архивировано 12 июня 2020 года.
  27. D'Angelo, G.; Weidenschilling, S. J.; Lissauer, J. J.; Bodenheimer, P. Growth of Jupiter: Enhancement of core accretion by a voluminous low-mass envelope (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2014. — Vol. 241. — P. 298—312. — doi:10.1016/j.icarus.2014.06.029. — Bibcode: 2014Icar..241..298D. — arXiv:1405.7305. Архивировано 12 июня 2020 года.
  28. Papaloizou 2007 page 10
  29. D'Angelo, G.; Durisen, R. H.; Lissauer, J. J. Giant Planet Formation // Exoplanets / S. Seager.. — University of Arizona Press, Tucson, AZ, 2011. — С. 319—346. Архивировано 30 июня 2015 года.
  30. Pudritz, Ralph E. Clustered Star Formation and the Origin of Stellar Masses (англ.) // Science : journal. — 2002. — Vol. 295, no. 5552. — P. 68—75. — doi:10.1126/science.1068298. — Bibcode: 2002Sci...295...68P. — PMID 11778037. Архивировано 31 августа 2009 года.
  31. Clark, Paul C.; Bonnell, Ian A. The onset of collapse in turbulently supported molecular clouds (англ.) // Mon.Not.R.Astron.Soc. : journal. — 2005. — Vol. 361, no. 1. — P. 2—16. — doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09105.x. — Bibcode: 2005MNRAS.361....2C.
  32. Motte, F.; Andre, P.; Neri, R. The initial conditions of star formation in the ρ Ophiuchi main cloud: wide-field millimeter continuum mapping (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 1998. — Vol. 336. — P. 150—172. — Bibcode: 1998A&A...336..150M.
  33. Stahler, Steven W.; Shu, Frank H.; Taam, Ronald E. The evolution of protostars: II The hydrostatic core (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1980. — Vol. 242. — P. 226—241. — doi:10.1086/158459. — Bibcode: 1980ApJ...242..226S.
  34. .Nakamoto, Taishi; Nakagawa, Yushitsugu. Formation, early evolution, and gravitational stability of protoplanetary disks (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1994. — Vol. 421. — P. 640—650. — doi:10.1086/173678. — Bibcode: 1994ApJ...421..640N.
  35. Yorke, Harold W.; Bodenheimer, Peter. The formation of protostellar disks. III. The influence of gravitationally induced angular momentum transport on disk structure and appearance (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1999. — Vol. 525, no. 1. — P. 330—342. — doi:10.1086/307867. — Bibcode: 1999ApJ...525..330Y.
  36. Lee, Chin-Fei; Mundy, Lee G.; Reipurth, Bo et al. CO outflows from young stars: confronting the jet and wind models (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2000. — Vol. 542, no. 2. — P. 925—945. — doi:10.1086/317056. — Bibcode: 2000ApJ...542..925L.
  37. Stahler, Steven W. Deuterium and the Stellar Birthline (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1988. — Vol. 332. — P. 804—825. — doi:10.1086/166694. — Bibcode: 1988ApJ...332..804S.
  38. Mohanty, Subhanjoy; Jayawardhana, Ray; Basri, Gibor. The T Tauri Phase down to Nearly Planetary Masses: Echelle Spectra of 82 Very Low Mass Stars and Brown Dwarfs (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2005. — Vol. 626, no. 1. — P. 498—522. — doi:10.1086/429794. — Bibcode: 2005ApJ...626..498M. — arXiv:astro-ph/0502155.
  39. Martin, E. L.; Rebolo, R.; Magazzu, A.; Pavlenko, Ya. V. Pre-main sequence lithium burning (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 1994. — Vol. 282. — P. 503—517. — Bibcode: 1994A&A...282..503M. — arXiv:astro-ph/9308047.
  40. Hartmann, Lee; Calvet, Nuria; Gullbring, Eric; D’Alessio, Paula. Accretion and the evolution of T Tauri disks (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1998. — Vol. 495, no. 1. — P. 385—400. — doi:10.1086/305277. — Bibcode: 1998ApJ...495..385H.
  41. Shu, Frank H.; Shang, Hsian; Glassgold, Alfred E.; Lee, Typhoon. X-rays and Fluctuating X-Winds from Protostars (англ.) // Science. — 1997. — Vol. 277, no. 5331. — P. 1475—1479. — doi:10.1126/science.277.5331.1475. — Bibcode: 1997Sci...277.1475S. Архивировано 15 июня 2009 года.
  42. Muzerolle, James; Calvet, Nuria; Hartmann, Lee. Emission-line diagnostics of T Tauri magnetospheric accretion. II. Improved model tests and insights into accretion physics (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2001. — Vol. 550, no. 2. — P. 944—961. — doi:10.1086/319779. — Bibcode: 2001ApJ...550..944M.
  43. Adams, Fred C.; Hollenbach, David; Laughlin, Gregory; Gorti, Uma. Photoevaporation of circumstellar disks due to external far-ultraviolet radiation in stellar aggregates (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2004. — Vol. 611, no. 1. — P. 360—379. — doi:10.1086/421989. — Bibcode: 2004ApJ...611..360A. — arXiv:astro-ph/0404383.
  44. Harrington, J.D.; Villard, Ray. RELEASE 14-114 Astronomical Forensics Uncover Planetary Disks in NASA's Hubble Archive. NASA (24 апреля 2014). Дата обращения: 25 апреля 2014. Архивировано 25 апреля 2014 года.
  45. Megeath, S.T.; Hartmann, L.; Luhmann, K.L.; Fazio, G.G. Spitzer/IRAC photometry of the ρ Chameleontis association (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2005. — Vol. 634, no. 1. — P. L113—L116. — doi:10.1086/498503. — Bibcode: 2005ApJ...634L.113M. — arXiv:astro-ph/0511314.
  46. Chick, Kenneth M.; Cassen, Patrick. Thermal processing of interstellar dust grains in the primitive solar environment (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1997. — Vol. 477, no. 1. — P. 398—409. — doi:10.1086/303700. — Bibcode: 1997ApJ...477..398C.
  47. Klahr, H.H.; Bodenheimer, P. Turbulence in accretion disks: vorticity generation and angular momentum transport via the global baroclinic instability (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2003. — Vol. 582, no. 2. — P. 869—892. — doi:10.1086/344743. — Bibcode: 2003ApJ...582..869K. — arXiv:astro-ph/0211629.
  48. ALMA Sheds Light on Planet-Forming Gas Streams. ESO Press Release. Архивировано 7 мая 2013. Дата обращения: 10 января 2013.
  49. Michikoshi, Shugo; Inutsuka, Shu-ichiro. A two-fluid analysis of the kelvin-helmholtz instability in the dusty layer of a protoplanetary disk: a possible path toward planetesimal formation through gravitational instability (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2006. — Vol. 641, no. 2. — P. 1131—1147. — doi:10.1086/499799. — Bibcode: 2006ApJ...641.1131M.
  50. Johansen, Anders; Henning, Thomas; Klahr, Hubert. Dust Sedimentation and Self-sustained Kelvin-Helmholtz Turbulence in Protoplanetary Disk Midplanes (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2006. — Vol. 643, no. 2. — P. 1219—1232. — doi:10.1086/502968. — Bibcode: 2006ApJ...643.1219J. — arXiv:astro-ph/0512272. Архивировано 15 сентября 2022 года.
  51. Johansen, A.; Blum, 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.. — [англ.], 2014. — С. 547—570. — ISBN 978-0-8165-3124-0. — doi:10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch024.
  52. Johansen, A.; Jacquet, E.; Cuzzi, J. N.; Morbidelli, A.; Gounelle, M. New Paradigms For Asteroid Formation // Asteroids IV / Michel, P.; DeMeo, F.; Bottke, W.. — [англ.], 2015. — С. 471. — (Space Science Series). — ISBN 978-0-8165-3213-1.
  53. Boss, Alan P. Rapid formation of outer giant planets by disk instability (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2003. — Vol. 599, no. 1. — P. 577—581. — doi:10.1086/379163. — Bibcode: 2003ApJ...599..577B.
  54. Nayakshin, Sergie. Formation of planets by tidal downsizing of giant planet embryos (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters, Volume 408, Issue 1, pp. L36-L40 : journal. — 2010. — Vol. 408, no. 1. — P. L36—l40. — doi:10.1111/j.1745-3933.2010.00923.x. — arXiv:1007.4159.
  55. Stamatellos, Dimitris; Hubber, David A.; Whitworth, Anthony P. Brown dwarf formation by gravitational fragmentation of massive, extended protostellar discs (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters : journal. — 2007. — Vol. 382, no. 1. — P. L30—L34. — doi:10.1111/j.1745-3933.2007.00383.x. — Bibcode: 2007MNRAS.382L..30S. — arXiv:0708.2827. Архивировано 6 ноября 2015 года.
  56. Font, Andreea S.; McCarthy, Ian G.; Johnstone, Doug; Ballantyne, David R. Photoevaporation of circumstellar disks around young stars (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2004. — Vol. 607, no. 2. — P. 890—903. — doi:10.1086/383518. — Bibcode: 2004ApJ...607..890F. — arXiv:astro-ph/0402241.
  57. Bottke, William F.; Durda, Daniel D.; Nesvorny, David et al. Linking the collisional history of the main asteroid belt to its dynamical excitation and depletion (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2005. — Vol. 179, no. 1. — P. 63—94. — doi:10.1016/j.icarus.2005.05.017. — Bibcode: 2005Icar..179...63B. Архивировано 11 мая 2008 года.
  58. Raymond, Sean N.; Quinn, Thomas; Lunine, Jonathan I. High-resolution simulations of the final assembly of Earth-like planets 2: water delivery and planetary habitability (англ.) // Astrobiology : journal. — 2007. — Vol. 7, no. 1. — P. 66—84. — doi:10.1089/ast.2006.06-0126. — Bibcode: 2007AsBio...7...66R. — arXiv:astro-ph/0510285. — PMID 17407404.
  59. Thommes, E.W.; Duncan, M.J.; Levison, H.F. Oligarchic growth of giant planets (англ.) // Icarus. — Elsevier, 2003. — Vol. 161, no. 2. — P. 431—455. — doi:10.1016/S0019-1035(02)00043-X. — Bibcode: 2003Icar..161..431T. — arXiv:astro-ph/0303269.
  60. Petit, Jean-Marc; Morbidelli, Alessandro. The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt (англ.) // Icarus : journal. — Elsevier, 2001. — Vol. 153, no. 2. — P. 338—347. — doi:10.1006/icar.2001.6702. — Bibcode: 2001Icar..153..338P. Архивировано 21 февраля 2007 года.
  61. Janson, M.; Bonavita, M.; Klahr, H.; Lafreniere, D.; Jayawardhana, R.; Zinnecker, H. High-contrast Imaging Search for Planets and Brown Dwarfs around the Most Massive Stars in the Solar Neighborhood (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2011. — Vol. 736, no. 89. — doi:10.1088/0004-637x/736/2/89. — Bibcode: 2011ApJ...736...89J. — arXiv:1105.2577v1.
  62. Fortier, A.; Benvenuto, A.G. Oligarchic planetesimal accretion and giant planet formation (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2007. — Vol. 473, no. 1. — P. 311—322. — doi:10.1051/0004-6361:20066729. — Bibcode: 2007A&A...473..311F. — arXiv:0709.1454.
  63. Thommes, Edward W.; Duncan, Martin J.; Levison, Harold F. The formation of Uranus and Neptune in the Jupiter-Saturn region of the Solar System (англ.) // Nature : journal. — 1999. — Vol. 402, no. 6762. — P. 635—638. — doi:10.1038/45185. — Bibcode: 1999Natur.402..635T. — PMID 10604469. Архивировано 21 мая 2019 года.
  64. Lambrechts, M.; Johansen, A. Rapid growth of gas-giant cores by pebble accretion (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2012. — August (vol. 544). — P. A32. — doi:10.1051/0004-6361/201219127. — Bibcode: 2012A&A...544A..32L. — arXiv:1205.3030.
  65. Papaloizou, J. C. B.; Nelson, R. P.; Kley, W.; et al. (2007). Disk-Planet Interactions During Planet Formation. Protostars and Planets V. Arizona Press. p. 655. Bibcode:2007prpl.conf..655P. {{cite encyclopedia}}: Неизвестный параметр |editors= игнорируется (|editor= предлагается) (справка)
  66. Levison, Harold F.; Agnor, Craig. The role of giant planets in terrestrial planet formation (англ.) // The Astronomical Journal : journal. — IOP Publishing, 2003. — Vol. 125, no. 5. — P. 2692—2713. — doi:10.1086/374625. — Bibcode: 2003AJ....125.2692L. Архивировано 12 июня 2020 года.
  67. D'Angelo, G.; Podolak, M. Capture and Evolution of Planetesimals in Circumjovian Disks (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2015. — Vol. 806, no. 1. — P. 29pp. — doi:10.1088/0004-637X/806/2/203. — Bibcode: 2015ApJ...806..203D. — arXiv:1504.04364. Архивировано 12 июня 2020 года.
  68. Canup, Robin M.; Ward, William R. Formation of the Galilean Satellites: Conditions of Accretion (англ.) // The Astronomical Journal : journal. — IOP Publishing, 2002. — Vol. 124, no. 6. — P. 3404—3423. — doi:10.1086/344684. — Bibcode: 2002AJ....124.3404C. Архивировано 15 июня 2019 года.

Ссылки

  • Бронштэн В. А. Беседы о космосе и гипотезах. — М.: Наука, 1968.
  • D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. Three-Dimensional Radiation-Hydrodynamics Calculations of the Envelopes of Young Planets Embedded in Protoplanetary Disks (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2013. — Vol. 778, no. 1. — P. 77 (29 pp.). — doi:10.1088/0004-637X/778/1/77. — Bibcode: 2013ApJ...778...77D. — arXiv:1310.2211.

Википедия, чтение, книга, библиотека, поиск, нажмите, истории, книги, статьи, wikipedia, учить, информация, история, скачать, скачать бесплатно, mp3, видео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, картинка, музыка, песня, фильм, игра, игры, мобильный, телефон, Android, iOS, apple, мобильный телефон, Samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Сеть, компьютер, Информация о Небулярная гипотеза, Что такое Небулярная гипотеза? Что означает Небулярная гипотеза?

Zapros Solnechnaya tumannost d perenapravlyaetsya syuda Na etu temu nuzhno sozdat otdelnuyu statyu Nebulyarnaya gipoteza naibolee shiroko prinimaemaya nauchnoj obshestvennostyu kosmogonicheskaya teoriya obyasnyayushaya formirovanie i evolyuciyu Solnechnoj sistemy Teoriya predpolagaet chto Solnechnaya sistema sformirovalas iz tumannosti Avtorom gipotezy vystupil Immanuil Kant opublikovav eyo v svoej rabote nem 1755 Iznachalno primenimaya lish k Solnechnoj sisteme eta gipoteza formirovaniya planetarnyh sistem schitaetsya v obshih chertah primenimoj ko vsej ostalnoj Vselennoj Shirokoe priznanie poluchil sovremennyj variant Nebulyarnoj gipotezy Nebulyarno diskovaya Solnechnaya model ili proshe Solnechnaya nebulyarnaya model Nebulyarnaya gipoteza dayot obyasnenie celomu ryadu svojstv Solnechnoj sistemy vklyuchaya blizkie k krugovym i raspolozhennye v odnoj ploskosti orbity i vrashenie planet v napravlenii vrasheniya Solnca vokrug svoej osi Mnozhestvo elementov Nebulyarnoj gipotezy nashli otrazhenie v sovremennyh teoriyah formirovaniya planet no bolshaya ih chast preterpela izmeneniya Soglasno Nebulyarnoj gipoteze zvezdy formiruyutsya v massivnyh i plotnyh oblakah molekulyarnogo vodoroda molekulyarnyh oblakah Eti oblaka gravitacionno neustojchivy i materiya v nih sobiraetsya v sgustki vrashaetsya szhimaetsya i zatem formiruet zvezdy Formirovanie zvezdy kompleksnyj i dlitelnyj process kotoryj vsegda sozdayot vokrug molodoj zvezdy gazoobraznyj protoplanetnyj disk Etot process neredko privodit k poyavleniyu planet pri nedostatochno horosho izvestnyh obstoyatelstvah Takim obrazom formirovanie planetnoj sistemy estestvennyj rezultat formirovaniya zvyozd Solncepodobnye zvezdy formiruyutsya na protyazhenii primerno milliona let a protoplanetnyj disk formiruetsya na protyazhenii posleduyushih 10 100 millionov let Protoplanetnyj disk predstavlyaet soboj akkrecionnyj disk podpityvayushij centralnuyu zvezdu Iznachalno ochen goryachij disk postepenno ostyvaet do stadii blizkoj po tipu k zvyozdnym sistemam tipa T Telca zatem formirovanie pylevyh peschinok privodit k poyavleniyu kamennyh i ledyanyh glyb Stalkivayas i slipayas glyby formiruyut mnogokilometrovye planetezimali Esli disk dostatochno massiven skorotechnaya akkreciya vokrug planetezimalej privodit k formirovaniyu v techenie 100 300 tysyach let protoplanet razmerami s Lunu ili Mars Vblizi ot zvezdy planetarnye embriony projdya cherez stadiyu sliyanij i pogloshenij formiruyut neskolko planet zemnoj gruppy Poslednyaya stadiya zanimaet ot 100 millionov do milliarda let Formirovanie planet gigantov bolee slozhnyj process Schitaetsya chto oni formiruyutsya za tak nazyvaemoj snegovoj liniej gde planetarnye embriony v osnovnom sostoyat iz razlichnyh tipov ldov V rezultate oni v neskolko raz bolee massivny chem vnutrennyaya chast protoplanetnogo diska Chto sleduet posle formirovaniya protoplanety ne do konca yasno Nemalaya chast takih protoplanet prodolzhaet rasti dostigaya 5 10 zemnyh mass porogovogo znacheniya pozvolyayushego nachat akkreciyu vodorod gelievogo gaza iz diska Nakoplenie gaza yadrom iznachalno medlennyj process kotoryj dlitsya milliony let no po dostizhenii massy v 30 Zemnyh on nachinaet rezko uskoryatsya Planety napodobie Yupitera i Saturna kak schitaetsya nakaplivali svoyu massu v techenie vsego 10 tysyach let Akkreciya ostanavlivaetsya s ischerpaniem zapasov gaza Obrazovavshiesya planety mogut migrirovat na bolshie rasstoyaniya v processe ili posle formirovaniya Ledyanye giganty napodobie Urana i Neptuna schitayutsya neudavshimisya yadrami protoplanet kotorye sformirovalis v moment pochti polnogo ischerpaniya diska IstoriyaOsnovnaya statya Est svidetelstva chto chastichno nebulyarnaya gipoteza byla predlozhena v 1734 Emmanuilom Svedenborgom Immanuil Kant byvshij horosho znakomym s rabotoj Svedenborga razvil teoriyu k 1755 godu i opublikoval vo Vseobshej estestvennoj istorii i teorii neba v kotoroj on rassuzhdal o tumannostyah kotorye medlenno vrashayas postepenno szhimalis i sglazhivalis pod dejstviem gravitacii postepenno formiruya zvezdy i planety Analogichnaya model byla razrabotana i predlozhena v 1796 godu Perom Simonom Laplasom V svoej knige Izlozhenie mirovoj sistemy on predpolozhil chto Solnce v drevnosti imelo rasshirennuyu zvyozdnuyu atmosferu pokryvavshuyu soboj ves sovremennyj obekt Solnechnoj sistemy Ego teoriya priznavala szhatie i ohlazhdenie protosolnechnogo oblaka protosolnechnoj tumannosti Poskolku tumannost ohlazhdalas i szhimalas ona splyushivalas i vrashalas bystree sbrasyvaya ili teryaya gazoobraznye kolca materii posle chego planety formirovalis iz materii takih kolec Ego model napominala model Kanta za isklyucheniem bolshego kolichestva detalej i menshih masshtabov Nesmotrya na to chto nebulyarnaya model Laplasa dominirovala na protyazhenii XIX stoletiya ona stolknulas s ryadom trudnostej Osnovnoj problemoj byla peredacha vrashatelnogo momenta mezhdu Solncem i planetami Planety poluchili 99 vrashatelnogo momenta i etot fakt nebulyarnoj modelyu obyasnit bylo nelzya Kak rezultat eta teoriya formirovaniya planet byla v znachitelnoj stepeni peresmotrena v nachale XX veka Osnovnaya kritika v XIX veke ishodila ot Dzhejmsa Maksvella kotoryj utverzhdal chto razlichnoe vrashenie mezhdu vnutrennimi i vneshnimi chastyami kolca ne pozvolilo by materii uplotnitsya Gipoteza podvergalas i kritike astronoma Devida Bryustera kotoryj pisal Te kto veryat v Nebulyarnuyu gipotezu uvereny chto nasha Zemlya poluchila svoyu tvyorduyu materiyu i atmosferu iz kolca pokinuvshego Solnechnuyu atmosferu kotoraya zatem uplotnilas v zemnovodnuyu sferu iz kotoroj zatem istorglas Luna shozhim manerom On utverzhdal chto pri takom videnii Luna dolzhna byla unesti s soboj vodu i vozduh s Zemli i obladat atmosferoj Bryuster utverzhdal chto religioznye ubezhdeniya vremyon Isaaka Nyutona rassmatrivali nebulyarnye idei kak tendenciyu k ateizmu i citiroval ego proizrastanie novyh idej iz staryh bez zastupnichestva bozhestvennoj sily kazhetsya mne absurdnym Padenie Laplasovoj modeli stimulirovalo uchyonyh iskat zamenu Na protyazhenii XX veka bylo predlozheno mnogo teorij vklyuchaya planetezimalnuyu teoriyu i Foresta Moltona 1901 prilivnuyu model Dzhinsa 1917 akkrecionnuyu model Otto Shmidta 1944 protoplanetnuyu teoriyu Uilyama Makkri 1960 i teoriya zahvata V 1978 vspomnil ob iznachalnyh ideyah izlozhennyh Laplasom i sozdal sovremennuyu Laplasovu teoriyu Ni odna iz popytok sozdat polnocennuyu teoriyu ne uvenchalas uspehom a mnogie iz nih imeli lish obraznyj harakter Rozhdenie sovremennoj i obsheprinyatoj teorii formirovaniya planetarnogo diska Nebulyarno diskovoj Solnechnoj modeli mozhno otnesti k sovetskomu astronomu Viktoru Safronovu Ego kniga Evolyuciya doplanetnogo oblaka i obrazovanie Zemli i planet perevedyonnaya na anglijskij v 1972 proizvela dolgovremennyj effekt na nauchnoe myshlenie o formirovanii planet V knige byli sformulirovany prakticheski vse problemy planetarnogo formirovaniya i mnogie iz nih resheny Trud Safronova nashyol prodolzhenie v rabotah kotoryj otkryl skorotechnuyu akkreciyu Iznachalno primenimaya k Solnechnoj sisteme Solnechnaya nebulyarnaya model stala schitatsya teoretikami primenimoj i k ostalnym planetam Vselennoj kotoryh v nashej Galaktike na 1 iyunya 2016 goda izvestno 3422 Solnechnaya nebulyarnaya model dostizheniya i problemySledy solnechnoj tumannosti v vide puzyrkov na fragmentah meteoritov Amerikanskij muzej estestvennoj istoriiDostizheniya Process formirovaniya zvezdy estestvennym putyom privodit k poyavleniyu akkrecionnogo diska vokrug molodyh zvyozdnyh obektov Pri dostizhenii vozrasta v primerno 1 million let 100 zvyozd obladayut takogo roda diskom Vyvod podtverzhdaetsya otkrytiyami gazovyh i pylevyh oblakov vokrug protozvyozd i zvyozd tipa T Telca a takzhe teoreticheskimi soobrazheniyami Nablyudeniya za diskami pozvolyayut govorit o tom chto chasticy pyli vnutri nih rastut v razmerah na protyazhenii tysyacheletij prevrashayas v chasticy razmerom okolo 1 santimetra Process akkrecii s pomoshyu kotorogo kilometrovye planetezimali vyrastayut v 1 000 km nebesnye tela sejchas horosho ponyaten Etot process nachinaetsya v lyubom diske kogda plotnost planetezimalej stanovitsya dostatochno vysokoj i protekaet bezuderzhno i v skorotechnoj manere Pozdnee prirost zamedlyaetsya i idyot s pereboyami Konechnym rezultatom yavlyayutsya protoplanety raznyh razmerov i na raznoj distancii ot zvezdy Raznogo roda simulyacii etogo processa shodyatsya v odnom sliyanie protoplanet vo vnutrennej chasti protoplanetnogo diska privodit k formirovaniyu neskolkih nebesnyh tel razmerami shozhimi s Zemlyoj Takim obrazom proishozhdenie planet Zemnoj gruppy schitaetsya prakticheski ustanovlennym i besspornym Tekushie problemy Fizika akkrecionyh diskov vyzyvaet mnozhestvo voprosov Odna iz interesnejshih zagadok kakim obrazom materiya akkreciruemaya zvezdoj utrachivaet svoj vrashatelnyj moment Vozmozhnyj otvet nashyol Hannes Alven predpolozhiv chto moment tormozitsya solnechnym vetrom na stadii T Telca Zatem vrashatelnyj moment transliruetsya vneshnim oblastyam diska za schyot vyazkostnogo rasseyaniya Vyazkost sozdayotsya za schyot makroskopicheskih turbulentnostej no mehanizm vyzyvayushij samu turbulentnost ne slishkom horosho izvesten Drugoj vozmozhnyj process tormozyashij vrashatelnyj moment kogda vrashenie zvezdy peredayotsya okruzhayushemu protoplanetnomu disku cherez magnitnoe pole Osnovnye processy otvechayushie za ischeznovenie gaza iz diska vyazkostnoe rasseivanie i fotoisparenie Formirovanie planetezimalej eshyo odna zagadka Solnechnoj nebulyarnoj modeli Kakim obrazom chasticy razmerami v 1 sm slipayutsya v 1 km planetezimali Razgadka etogo mehanizma stanet svoego roda klyuchom k ponimaniyu pochemu u odnih zvyozd est planety togda kak u prochih net dazhe pylevyh diskov Formirovanie vremennoj shkaly dlya planet gigantov kogda to bylo problemoj Starye teorii ne mogli obyasnit kakim obrazom ih yadra mogli sformirovatsya dostatochno bystro chtoby prityanut bolshie obyomy gaza iz stremitelnogo ischezayushego protoplanetnogo diska Srednij srok zhizni takogo diska inogda menee 10 millionov 107 let okazalsya koroche chem vremya neobhodimoe na formirovanie yadra Sovremennaya zhe model opiraetsya na tot fakt chto takaya planeta kak Yupiter ili bolee massivnye planety mozhet sformirovatsya i menee chem za 4 milliona let chto otlichno sochetaetsya so srednim srokom zhizni gazovyh diskov Eshyo odnoj problemoj teorii yavlyayutsya Mnozhestvo vychislenij utverzhdayut chto vzaimodejstviya s diskom mogut privodit k kratkosrochnym migraciyam planet gigantov k vnutrennim rajonam sistemy chto esli ne budet ostanovleno mozhet privesti k dostizheniyu centralnyh rajonov sistemy ostavayas v vide protoyupitera planety ustupayushej po masse Yupiteru i Saturnu no vsyo zhe yavlyayushejsya planetoj gigantom Bolee sovremennye vychisleniya uchityvayut evolyuciyu i rasshirenie protoplanetnyh diskov chto isklyuchaet takogo roda teoreticheskie kollizii Formirovanie zvyozd i protoplanetnyh diskovProtozvyozdy Osnovnaya statya Protozvezda Vidimyj svet sleva i infrakrasnoe izobrazhenie sprava Trojnoj tumannosti gigantskogo regiona zvezdoobrazovaniya na rasstoyanii v 5 400 svetovyh let ot Solnca v sozvezdii Strelca Zvezdy kak prinyato schitat na dannyj moment formiruyutsya v gigantskih oblakah iz holodnogo vodoroda massoj primerno v 300 tysyach raz bolshe massy Solnca i okolo 20 parsekov v diametre Na protyazhenii millionov let oblaka kollapsiruyut i preterpevayut fragmentaciyu Fragmenty zatem stanovyatsya nebolshimi plotnymi sferami kotorye dalee szhimayutsya do zvyozdnyh razmerov Sfery v zavisimosti ot frakcii mogut dostigat do neskolkih Solnechnyh mass i zovutsya protozvyozdnymi protosolnechnymi tumannostyami Oni mogut dostigat diametrov v 0 01 0 1 parsek 2 000 20 000 astronomicheskih edinic i obladat ot 10 000 do 100 000 sm 3 Kollaps protozvyozdnoj tumannosti s solnechnoj massoj zanimaet poryadka 100 tysyach let Kazhdaya tumannost v processe prityazheniya gaza i pyli priobretaet opredelyonnyj vrashatelnyj moment Gaz v centralnoj chasti tumannosti s otnositelno nizkim vrashatelnym momentom preterpevaet bystroe szhatie i formiruet goryachee gidrostatichnoe ne szhatoe yadro soderzhashee nebolshuyu chast ishodnoj massy tumannosti So vremenem eto yadro i stanovitsya zvezdoj Posle togo kak kollaps podhodit k koncu nachinaet rabotat mehanizm sohranenie vrashatelnogo momenta chto vyzyvaet znachitelnoe uskorenie vrasheniya padayushego na zvezdu gaza yadro slovno skidyvaet obolochku Gaz vybrasyvaetsya naruzhu vblizi ekvatorialnoj ploskosti formiruya disk kotoryj v svoyu ochered akkreciruet obratno na yadro Yadro postoyanno prirastaet v masse poka ne stanet yunoj i goryachej protozvezdoj Na etoj stadii protozvezda i eyo disk silno zatemnyayutsya osedayushej obolochkoj tumannosti iz materii i ne mogut nablyudatsya neposredstvenno Inogda neprozrachnost takoj obolochki dohodit do takoj stepeni chto skvoz nego ne probivaetsya dazhe millimetrovaya radiaciya Takie obekty nablyudayutsya kak yarkie sgustki izluchayushie v osnovnom v millimetrovom i submillimetrovom diapazone Oni klassificiruyutsya kak protozvezdy spektralnogo klassa 0 Kollaps neredko soprovozhdaetsya bipolyarnym istecheniem gaza vrashayushihsya vdol osi vrasheniya diska Takie strui neredko mozhno uvidet v regionah zvezdoobrazovaniya sm obekty Herbiga Aro Svetimost protozvyozd spektralnogo klassa 0 ochen vysokaya protozvezda solnechnoj massy mozhet svetit v 100 raz yarche Solnca Istochnik ih energii Gravitacionnyj kollaps tak kak ih yadra eshyo nedostatochno goryachi dlya termoyadernoj reakcii Infrakrasnoe izobrazhenie molekulyarnogo gaza pokidayushego skrytuyu novorozhdyonnuyu zvezdu HH 46 47 Posle togo kak vypadenie materii na disk prekrashaetsya obolochka okruzhayushaya zvezdu stanovitsya tonshe i prozrachnej pozvolyaya nablyudat molodoj zvyozdnyj obekt iznachalno v dalnej infrakrasnoj chasti spektra zatem vizualno Primerno v eto vremya proishodit zapusk termoyadernoj reakcii dejteriya Esli zvezda dostatochno massivna bolee 80 mass Yupitera nachinaetsya termoyadernaya reakciya s vodorodom Odnako esli massa slishkom mala obekt prevrashaetsya v korichnevyj karlik Rozhdenie novoj zvezdy proishodit primerno cherez 100 tysyach let posle nachala kollapsa Obekty na etoj stadii izvestny kak protozvezdy klassa I kotorye takzhe nazyvayut yunymi zvyozdami tipa T Telca evolyucioniruyushimi protozvyozdami ili molodymi zvyozdnymi obektami K etomu momentu formiruyushuyusya zvezda akkrecirovala bolshuyu chast massy iznachalnoj tumannosti sovokupnaya massa diska i ostayushejsya obolochki ne prevyshaet 10 20 ot massy molodogo zvyozdnogo obekta Na posleduyushem etape obolochka polnostyu ischezaet polnostyu vojdya v sostav diska i protozvezda stanovitsya klassicheskoj zvezdoj tipa T Telca Eto proishodit primerno cherez million let posle kollapsa Massa diska vokrug klassicheskoj zvezdy tipa T Telca primerno 1 3 ot massy zvezdy i on akkreciruetsya na skorosti primerno ot 10 7 do 10 9 mass Solnca v god Para bipolyarnyh struj na tot moment eshyo ostayotsya Akkreciya obyasnyaet vse specifichnye svojstva zvyozd tipa T Telca silno vyrazhennye emissionnye linii do ot 100 sobstvennoj svetimosti zvezdy magnitnuyu aktivnost fotometricheskuyu peremennost i strui Silnye emissionnye linii fakticheski vyzvany momentom soprikosnoveniya akkreciruemogo gaza s poverhnostyu zvezdy v mestah nahozhdeniya eyo magnitnyh polyusov Strui pobochnyj produkt akkrecii oni uravnoveshivayut izbytochnyj moment impulsa Klassicheskaya stadiya zvezdy tipa T Telca dlitsya okolo 10 millionov let Disk postepenno ischezaet iz za akkrecii na zvezdu formirovaniya planet izverzheniya struj i UF radiaciej s centralnoj i blizhajshih zvyozd V rezultate molodaya zvezda stanovitsya slabo vyrazhennoj zvezdoj tipa T Telca kotoraya medlenno v techenie soten millionov let evolyucioniruet v obychnuyu solncepodobnuyu zvezdu Protoplanetnye diski Osnovnaya statya Protoplanetnyj diskOsnovnaya statya Planetezimal Ostatochnyj disk obnaruzhennyj teleskopom Habbl vokrug molodyh zvyozd HD 141943 i HD 191089 24 aprelya 2014 Pri opredelyonnyh obstoyatelstvah disk kotoryj uzhe mozhno nazvat protoplanetnym mozhet dat rozhdenie planetnoj sisteme Protoplanetnye diski nablyudayutsya vokrug ochen vysokoj doli zvyozd v yunyh zvyozdnyh skopleniyah Oni sushestvuyut s samogo nachala formirovaniya zvyozdnoj sistemy no na samyh rannih stadiyah yavlyayutsya nevidimymi iz za neprozrachnosti okruzhayushej obolochki Diski vokrug protozvyozd klassa 0 schitayutsya massivnymi i goryachimi Eto akkrecionnyj disk kotoryj podpityvaet centralnuyu protozvezdu Temperatura mozhet byt do 400 K vnutri 5 astronomicheskih edinic i 1 000 K vnutri 1 a e Nagrev diska prezhde vsego obuslovlen vyazkostnym rasseivaniem turbulentnosti vnutri nego i padeniem gaza iz tumannosti Vysochajshaya temperatura vo vnutrennej chasti diska zastavlyaet isparyatsya bolshinstvo letuchih veshestv vodu organiku i nemaluyu chast gornyh porod ostavlyaya lish samye ogneupornye elementy vrode zheleza Lyod imeet shansy sohranitsya lish v naruzhnoj chasti diska Protoplanetnyj disk formiruyushijsya v tumannosti Oriona Osnovnaya zagadka v fizike akkrecionnyh diskov eto mehanizmy vyzyvayushie turbulentnost i otvechayushie za vysokoeffektivnuyu vyazkost Turbulentnosti i vyazkost kak schitaetsya otvetstvenny za massy k centralnoj protozvezde i vrashatelnogo momenta k periferii Eto ochen vazhno dlya akkrecii potomu chto gaz mozhet byt pogloshyon centralnoj protozvezdoj tolko poteryav bolshuyu chast svoego vrashatelnogo momenta kotoryj inache zastavlyaet nekotoruyu chast gaza drejfovat k periferii sistemy Rezultatom etogo processa yavlyaetsya rost kak protozvezdy tak i diska dostigayushego poroj radiusa poryadka 1 000 a e esli vrashatelnyj moment iznachalnoj tumannosti byl dostatochno vysok Bolshie diski ne redkost vo mnogih oblastyah zvyozdoobrazovaniya naprimer v tumannosti Oriona source source source source source source source Protoplanetnyj disk i gazovye strui vokrug molodoj zvezdy HD 142527 v predstavlenii hudozhnika Srok zhizni akkrecionnogo diska sostavlyaet okolo 10 millionov let K tomu momentu zvezda dostigaet stadii zvyozd tipa klassicheskoj T Telca i disk stanovitsya tonshe i holodnee Menee letuchie veshestva nachinayut kondensirovatsya blizhe k centru formiruya 0 1 1 mkm pylevye zerna soderzhashie kristallicheskie silikaty Materiya iz vneshnego diska mozhet smeshivat eti novoobrazovaniya iz kosmicheskoj pyli s pervichnymi kotorye soderzhat organiku i letuchie elementy Takoe smeshenie obyasnyaet nekotorye osobennosti v sostave tel Solnechnoj sistemy naprimer nalichie mezhzvyozdnoj pyli v primitivnyh meteoritah i tugoplavkie vklyucheniya v kometah Process formirovaniya planet vklyuchaya ekzokomety i planetezimali vokrug Bety Zhivopisca ochen molodoj zvezdy klassa A V izobrazhenie NASA Chasticy pyli kak pravilo slipayutsya drug s drugom v plotnoj srede diska chto vedyot k obrazovaniyu bolee krupnyh chastic do neskolkih santimetrov diametrom Priznaki peremesheniya i slipaniya pyli astronomy mogut nablyudat v infrakrasnyh spektrah molodyh diskov Dalnejshie obedineniya privodyat k formirovaniyu planetezimalej do 1 km diametrom ili krupnee kotorye sluzhat stroitelnymi blokami dlya planet Formirovanie planetezimalej v podrobnostyah predstavlyaet poka eshyo zagadku potomu chto obychnoe slipanie stanovitsya neeffektivnym s uvelicheniem razmerov chastic Soglasno odnoj iz gipotez za obrazovanie planetezimalej otvechaet gravitacionnaya neustojchivost Chasticy razmerom v neskolko santimetrov ili krupnej medlenno osedayut vblizi ploskosti diska obrazuya otnositelno tonkij i plotnyj sloj menee chem 100 km tolshinoj Sloj gravitacionno neustojchiv i mozhet raspadatsya na otdelnye sgustki kollapsiruyushie v planetezimali Odnako razlichnoe uskorenie gazovogo diska i tvyordyh chastic vblizi ot ploskosti mozhet sluzhit prichinoj turbulentnosti kotoraya predotvrashaet slishkom silnoe umenshenie diska v tolshinu i fragmentaciyu iz za gravitacionnoj neustojchivosti Eto mozhet ogranichit predel obrazovaniya planetezimalej cherez gravitacionnuyu nestabilnost do opredelyonnyh oblastej diska gde velika koncentraciya tvyordyh chastic Eshyo odin vozmozhnyj mehanizm formirovanij planetezimalej v hode kotoroj dvizhenie chastic skvoz gaz sozdayot effekt obratnoj svyazi sposobstvuyushij rostu lokalnyh skoplenij pyli Eti lokalnye skopleniya prohodya skvoz gazovye oblaka sozdayut uchastki otnositelno chistogo prostranstva skvoz kotoroe chasticy dvizhutsya bez soprotivleniya sredy Eti skopleniya nachinayut obrashatsya po orbite bystree ispytyvaya nebolshie radialnye kolebaniya Otdelnye chasticy prisoedinyayutsya k etomu skopleniyu tak kak dvizhutsya emu navstrechu libo dogonyayutsya skopleniem chto sposobstvuet prirostu v masse V konechnom schyote eti skopleniya formiruyut massivnye protyazhyonnye niti preterpevayushie fragmentaciyu i kollapsiruyushie v planetezimali razmerom s krupnye asteroidy Formirovanie planet mozhet byt takzhe vyzvano i gravitacionnoj neustojchivostyu v samom diske kotoraya privodit k ego fragmentacii v komki Nekotorye iz nih pri dostatochnoj plotnosti prohodyat cherez kollaps chto mozhet privesti k bystromu formirovaniyu gazovyh gigantov i dazhe korichnevyh karlikov vsego za tysyachu let Esli takogo roda skopleniya migriruyut blizhe k zvezde vo vremya kollapsa prilivnye sily ot zvezdy vyzyvayut utratu tela v masse umenshaya razmery budushej planety Odnako takoe vozmozhno lish v massivnyh diskah bolee massivnyh chem 0 3 solnechnyh mass Dlya sravneniya obychnyj razmer diska 0 01 0 03 mass Solnca Tak kak massivnye diski redki schitaetsya chto takoj mehanizm formirovaniya bolshaya redkost S drugoj storony takogo roda process mozhet igrat nemalovazhnuyu rol v formirovanii korichnevyh karlikov Stolknoveniya asteroidov sozdayut planety fantaziya hudozhnika Polnoe rasseyanie protoplanetnogo diska iniciiruetsya ryadom mehanizmov Vnutrennyaya chast diska libo akkreciruetsya zvezdoj libo vybrasyvaetsya v vide bipolyarnyh struj togda kak vneshnyaya chast diska podvergaetsya fotoispareniyu pod moshnym ultrafioletovym izlucheniem na stadii zvezdy tipa T Telca ili ot blizhajshih zvyozd Gaz v centralnoj chasti diska mozhet byt libo akkrecirovan libo istorgnut naruzhu sistemy rastushimi planetami togda kak nebolshie chasticy pyli istorgnuty svetovym davleniem centralnoj zvezdy V konechnom schyote ostayotsya libo planetarnaya sistema libo ostatochnyj disk bez planet ili nichego esli planetezimali ne smogli sformirovatsya Tak kak planetezimalej ochen mnogo i oni raskidany po protoplanetnomu disku nekotorye perezhivayut formirovanie planetarnoj sistemy Asteroidy schitayutsya ostavshimisya planetezimalyami kotorye stalkivalis i razbivalis na menshie kuski togda kak komety eto planetezimali iz dalnih predelov protoplanetnoj sistemy Meteority nebolshie planetezimali padayushie na poverhnost planet imenno im my obyazany nemalym massivom informacii o formirovanii planetnyh sistem Meteority primitivnogo tipa predstavlyayut soboj oskolki malomassivnyh planetezimalej ne prohodivshih termicheskuyu differenciaciyu togda kak obrabotannye meteority ostanki raskolovshihsya massivnyh planetezimalej uspevshih projti takogo roda process Formirovanie planetZemlepodobnye planety Soglasno Solnechnoj nebulyarnoj modeli diska planety zemnoj gruppy formiruyutsya vo vnutrennej chasti protoplanetnogo diska vnutri snegovoj linii gde temperatura dostatochno vysoka chtoby predotvratit slipanie vodyanogo lda i drugih veshestv v zerna Eto privodit k soedineniyu chisto gornyh porod i dalee formirovaniyu kamennyh planetezimalej Takie usloviya kak polagayut sushestvuyut vo vnutrennej chasti protoplanetnogo diska na rasstoyanii do 3 4 a e u solncepodobnyh zvyozd Posle poyavleniya celoj cheredy nebolshih planetezimalej okolo 1 km diametrom nachinaetsya skorotechnaya akkreciya Ona zovyotsya skorotechnoj tak kak skorost prirosta massy proporcionalna R4 M4 3 gde R i M radius i massa rastushego tela sootvetstvenno Uskorennyj prirost planetezimalej napryamuyu privyazan k nabrannoj masse obekta Potomu bolshie planetezimali rastut preimushestvenno za schyot melkih Skorotechnaya akkreciya dlitsya ot 10 000 do 100 000 let i podhodit k koncu kogda krupnejshie planetezimali dostigayut bolee 1 000 km v diametre Tormozhenie akkrecii obuslovleno gravitacionnymi vozmusheniyami okazyvaemymi krupnymi telami na prochie planetezimali Takim obrazom vozdejstvie krupnyh nebesnyh tel tormozit prirost nebolshih Sleduyushij etap formirovaniya nazyvaetsya oligarhicheskoj akkreciej Etap harakterizuetsya preobladaniem neskolkih soten krupnejshih obektov oligarhov medlenno obrastayushih menshimi planetezimalyami Drugie planetezimali ne rastut a lish pogloshayutsya Na etom etape skorost akkrecii proporcionalna R2 chto yavlyaetsya proizvodnoj ot poperechnogo secheniya oligarha Takzhe opredelyonnaya skorost akkrecii proporcionalna M 1 3 i ponizhaetsya s prirostom tela Eto pozvolyaet nebolshim oligarham dogonyat po razmeram krupnye Oligarhi sohranyayut mezhdu soboj distanciyu v primerno 10 Hr Hr a 1 e M 3Ms 1 3 radiusov Hilla gde a bolshaya poluos e ekscentrisitet i Ms massa centralnoj zvezdy drug ot druga pod vozdejstviem ostayushihsya planetezimalej Ih orbitalnyj ekscentrisitet i naklonenie ostayutsya nebolshimi Oligarhi prodolzhayut prirastat v masse do teh por poka planetezimali v diske vokrug nih ne budut ischerpany Inogda blizkie drug k drugu oligarhi slivayutsya Konechnaya massa oligarha zavisit ot rasstoyaniya do zvezdy i poverhnostnoj plotnosti planetezimalej sostavlyayushih ego massu Takaya massa v planetologii zovyotsya izolyacionnoj i oznachaet chto rastushaya planeta stala izolirovana ot prochih akkrecirovav na sebya vsyu massu v lokalnoj oblasti tem samym prekrativ process akkrecii Dlya kamenistyh planet eto poryadka 0 1 Zemnyh mass ili poryadka massy Marsa Okonchatelnyj itog oligarhicheskogo etapa formirovanie okolo 100 planetoidov razmerami ot Luny do Marsa ravnomerno otstoyashih drug ot druga na 10 Hr Schitaetsya chto oni raspolagayutsya v intervalah vnutri diska i razdeleny kolcami ot ostayushihsya planetezimalej Etot etap kak schitaetsya dlitsya neskolko sot tysyacheletij Poslednyaya stadiya formirovaniya planet zemnoj gruppy zovyotsya stadiej sliyaniya Ona nachinaetsya kogda ostayotsya lish nebolshoe kolichestvo planetezimalej i protoplanety stanovyatsya dostatochno massivnymi chtoby vliyat drug na druga i delat orbity haotichnymi Na etom etape protoplanety vytalkivayut s orbity ili pogloshayut ostavshiesya planetezimali i stalkivayutsya drug s drugom V rezultate etogo processa kotoryj dlitsya ot 10 do 100 millionov let formiruetsya ogranichennoe kolichestvo planet razmerom s Zemlyu Simulyacii ukazyvayut na to chto primernoe kolichestvo ostayushihsya v rezultate planet zemnoj gruppy kolebletsya ot 2 do 5 Dlya Solnechnoj sistemy takim primerom sluzhat Zemlya s Veneroj Formirovanie obeih planet potrebovalo sliyaniya ot 10 do 20 protoplanet i primerno ravnoe chislo soshlo s orbit i pokinulo Solnechnuyu sistemu Schitaetsya chto protoplanetam iz Poyasa asteroidov my obyazany vodoj na Zemle Mars i Merkurij vozmozhno yavlyayutsya ostavshimisya protoplanetami perezhivshimi konkurenciyu Planety Zemnoj gruppy proshedshie sliyaniya osedayut v konechnom schyote na bolee stabilnyh orbitah Planety giganty Pylevoj disk vokrug Fomalgauta yarchajshej zvezdy v sozvezdii Yuzhnoj Ryby Asimmetriya diska vyzvana skoree vsego planetoj gigantom ili planetami na orbite Formirovanie gigantskih planet odna iz zagadok planetologii V ramkah Solnechnoj nebulyarnoj modeli est dve gipotezy ih formirovaniya Pervaya model diskovoj nestabilnosti ishodya iz kotoroj planety giganty poyavlyayutsya blagodarya gravitacionnoj fragmentacii Vtoraya gipoteza model yadernoj akkrecii takzhe nazyvaemaya model yadernoj nestabilnosti Poslednyaya gipoteza schitaetsya naibolee perspektivnoj potomu chto obyasnyaet formirovanie planet gigantov v otnositelno malomassivnyh diskah menee 0 1 Solnechnoj massy Ishodya iz etoj gipotezy formirovanie planet gigantov razbito na dve stadii a akkreciyu yadra massoj v primerno 10 Zemnyh mass i b akkreciyu gaza iz protoplanetnogo diska Lyubaya iz dvuh gipotez mozhet takzhe privodit k obrazovaniyu korichnevyh karlikov Nablyudeniya na moment 2011 goda obnaruzhili chto yadernaya akkreciya dominiruyushij mehanizm formirovaniya Formirovanie yader planet gigantov kak schitaetsya proishodit pohozhim obrazom i na zemlepodobnyh planetah Ono nachinaetsya s planetezimalej podvergayushihsya bystromu rostu i smenyaetsya bolee medlennoj oligarhicheskoj stadiej Gipotezy ne prognoziruyut stadiyu sliyaniya iz za nizkoj veroyatnosti stolknovenij mezhdu protoplanetami vo vneshnih chastyah planetarnoj sistemy Dopolnitelnoe otlichie sostav planetezimalej kotorye v sluchae planet gigantov obrazuyutsya za predelami snegovoj linii i sostoyat v osnovnom iz lda ili lda v sootnoshenii s gornymi porodami 4 k 1 Eto v srednem uvelichivaet massu planetezimalej v 4 raza Odnako tumannost minimalnoj massy sposobnaya sozdat zemlepodobnye planety mozhet sformirovat lish 1 2 yadra massoj s Zemlyu na orbite Yupitera 5 a e v techenie 10 millionov let Poslednee chislo srednee vremya zhizni gazovogo diska vokrug Solncepodobnoj zvezdy Est neskolko reshenij takoj nesostykovki nedoocenka massy diska desyatikratnogo uvelicheniya hvatilo by na formirovanie planet gigantov na okraine protoplanetnaya migraciya kotoraya mogla by pozvolit akkrecirovat bolshe planetezimalej i v konechnom schyote usilennaya akkreciya za schyot lobovogo soprotivleniya gaza v gazoobraznyh obolochkah protoplanet Kombinacii iz vysheprivedyonnyh idej mogut obyasnit formirovanie yader gazovyh gigantov vrode Yupitera i vozmozhno dazhe Saturna Formirovanie planet vrode Urana i Neptuna bolee zagadochno tak kak ni odna teoriya ne obyasnyaet formirovanie ih yader na distanciyah v 20 30 a e ot centralnoj zvezdy Po odnoj iz gipotez oni prohodyat akkreciyu v tom zhe regione chto i Yupiter s Saturnom zatem shodyat s orbity pod vozmusheniyami bolee krupnyh tel i ostayutsya na tekushej distancii Eshyo odna iz vozmozhnostej prirost yader planet gigantov cherez galechnuyu akkreciyu V hode galechnoj akkrecii obekty imeyushie diametr ot santimetra do metra padayut po spirali na massivnoe telo podvergayas tormozheniyu za schyot gazovogo lobovogo soprotivleniya i v rezultate akkreciruyutsya Prirost cherez galechnuyu akkreciyu mozhet prohodit v 1000 raz bystree chem pri akkrecii planetezimalej Posle nabora massy primerno v 5 10 Zemnyh planety giganty nachinayut sobirat gaz iz okruzhayushego ih diska Iznachalno eto medlennyj process uvelichivayushij massu yadra do 30 Zemnyh v techenie neskolkih millionov let Posle nabora dostatochnoj massy akkreciya povyshaetsya vo mnogo raz i ostayushiesya 90 massy planety giganty nabirayut primerno za 10 000 let Akkreciya gaza prekrashaetsya s ischerpaniem zapasov diska Eto proishodit postepenno za schyot poyavleniya v diske shelej i rasseivaniya diska v celom Ishodya iz dominiruyushej modeli Uran s Neptunom neudavshiesya yadra pristupivshie k akkrecii gaza slishkom pozdno kogda pochti vse zapasy gaza v sisteme byli ischerpany Posle skorotechnoj akkrecii gaza nachinaetsya migraciya nedavno sformirovavshihsya planet gigantov i faza medlennoj akkrecii Migraciya vyzyvaetsya vzaimodejstviem mezhdu planetami v raschishennyh uchastkah i ostayushimsya diskom Ona prekrashaetsya s ischerpaniem diska ili pri dostizhenii granic diska Poslednij sluchaj aktualen v svyazi s tak nazyvaemymi goryachimi Yupiterami kotorye prekrashayut svoyu migraciyu dostignuv vnutrennih chastej planetarnyh sistem Na etom risunke hudozhnika planeta dvizhetsya cherez raschishennoe prostranstvo shel pylevogo diska vblizi ot zvezdy Planety giganty mogut okazyvat znachitelnoe vliyanie na zemlepodobnye planety na etape formirovaniya Prisutstvie gigantov okazyvaet vliyanie na ekscentrisitet i naklonenie sm mehanizm Kozai planetezimalej i protoplanet vo vnutrennem regione vnutri 4 a e v sluchae Solnechnoj sistemy Esli planety giganty formiruetsya slishkom rano oni mogut predotvratit ili ostanovit akkreciyu vo vnutrennej chasti sistemy Esli oni formiruyutsya blizhe k koncu oligarhicheskoj stadii kak eto skoree vsego bylo v Solnechnoj sisteme oni budut vliyat na sleplenie protoplanet delaya ego bolee usilennym V rezultate etogo processa chislo zemplepodobnyh planet umenshitsya i oni stanut bolee massivnymi V dopolnenie razmer sistemy sokratitsya poskolku zemlepodobnye miry sformiruyutsya blizhe k zvezde Vozdejstvie planet gigantov v Solnechnoj sisteme v chastnosti Yupitera bylo otnositelno ogranichenno tak kak oni byli dostatochno udaleny ot zemlepodobnyh planet Region planetarnoj sistemy prilegayushij k planetam gigantam budet preterpevat mnozhestvo vozdejstvij V bolshej chasti regionov ekscentrisitet protoplanet mozhet okazatsya nastolko vysokim chto protoplanety prohodyashie vblizi ot planet gigantov riskuyut pokinut predely sistemy Esli predely sistemy pokinut vse protoplanety to nikakih planet v dannom regione ne sformiruetsya V dopolnenie k tomu ostayotsya ogromnoe kolichestvo melkih planetezimalej potomu chto planety giganty ne mogut ochistit vse prostranstvo bez pomoshi protoplanet Sovokupnaya massa ostavshihsya planetezimalej budet nebolshoj tak kak protoplanety prezhde chem pokinut predely sistemy soberut poryadka 99 malyh nebesnyh tel Takoj region v konechnom schyote stanet napominat poyas asteroidov napodobie togo chto raspolozhen v Solnechnoj sisteme mezhdu 2 i 4 a e ot Solnca Znachenie akkreciiIspolzovanie termina akkrecionnyj disk primenitelno k protoplanetnomu disku privodit k putanice v ponimanii processa planetarnoj akkrecii Protoplanetnye diski neredko nazyvayut akkrecionnymi iz za togo chto na stadii molodyh zvyozd tipa T Telca protozvezdy vsyo eshyo pogloshayut gazy padayushie na ih poverhnost iz vnutrennih rajonov diska V akkrecionnom diske eto potok mass ot bolshih radiusov k menshim Odnako eto ne sleduet putat s akkreciej formiruyushej planety V dannom kontekste akkreciya otnositsya k processu slipaniya ohlazhdyonnyh otverdevshih chastic pyli i lda na orbite protozvezdy v protoplanetnom diske a takzhe k processam stolknoveniya slipaniya i prirosta vplot do vysokoenergeticheskih stolknovenij mezhdu krupnymi planetezimalyami K tomu zhe planety giganty vozmozhno i sami mogut obladat akkrecionnymi diskami v pervonachalnom znachenii etogo slova Oblaka iz zahvachennogo geliya i vodoroda vytyagivayutsya raskruchivayutsya splyushivayutsya i osedayut na poverhnost gigantskoj protoplanety togda kak tvyordye tela v predelah takogo diska prevrashayutsya v budushie sputniki planety giganta PrimechaniyaKommentarii Sravnite eto s plotnostyu chastic vozduha na urovne morya 2 8 1019 cm 3 Zvezdy tipa T Telca molodye zvezdy s massoj menee 2 5 solnechnyh s vysokim urovnem aktivnosti Oni delyatsya na 2 klassa slabo vyrazhennye i klassicheskie zvezdy tipa T Telca Poslednie obladayut akkrecionnym diskom i prodolzhayut pogloshat goryachij gaz proyavlyayushijsya silnymi emissionnymi liniyami v spektre U pervyh akkrecionnogo diska net vovse Klassicheskie zvezdy tipa T Telca mogut evolyucionirovat v slabo vyrazhennye Planetezimali vblizi ot vneshnego kraya regiona zemlepodobnyh planet ot 2 5 do 4 a e ot Solnca mogut skaplivat nekotorye kolichestva ldov Odnako gornye porody po prezhnemu dominiruyut kak i vo vneshnej chasti Poyasa Asteroidov v Solnechnoj sisteme ili kak variant stolknutsya s zvezdoj ili planetoj gigantom Istochniki Montmerle Thierry Augereau Jean Charles Chaussidon Marc et al Solar System Formation and Early Evolution the First 100 Million Years angl angl journal Spinger 2006 Vol 98 no 1 4 P 39 95 doi 10 1007 s11038 006 9087 5 Bibcode 2006EM amp P 98 39M Woolfson M M Solar System its origin and evolution Q J R Astr Soc 1993 T 34 S 1 20 Bibcode 1993QJRAS 34 1W For details of Kant s position see Stephen Palmquist Kant s Cosmogony Re Evaluated Studies in History and Philosophy of Science 18 3 September 1987 pp 255 269 Swedenborg Emanuel Principia Latin Opera Philosophica et Mineralia English Philosophical and Mineralogical Works angl 1734 Vol I Arhivirovannaya kopiya neopr Data obrasheniya 20 oktyabrya 2012 Arhivirovano 28 iyulya 2011 goda George H A Cole 2013 Planetary Science The Science of Planets around Stars Second Edition Michael M Woolfson p 190 Brester David 1876 More Worlds Than One The Creed of the Philosopher and the Hope of the Christian Chatto and windus piccadilly p 153 As quoted by David Brewster More worlds than one the creed of the philosopher and the hope of the Christian Fixed stars and binary systems p 233 Henbest Nigel Birth of the planets The Earth and its fellow planets may be survivors from a time when planets ricocheted around the Sun like ball bearings on a pinball table neopr New Scientist 1991 Data obrasheniya 18 aprelya 2008 Arhivirovano 25 iyulya 2020 goda Safronov Viktor Sergeevich Evolution of the Protoplanetary Cloud and Formation of the Earth and the Planets angl angl 1972 ISBN 0 7065 1225 1 Wetherill George W Leonard Medal Citation for Victor Sergeevich Safronov angl Meteoritics journal 1989 Vol 24 P 347 doi 10 1111 j 1945 5100 1989 tb00700 x Bibcode 1989Metic 24 347W Schneider Jean Interactive Extra solar Planets Catalog neopr 10 sentyabrya 2011 Data obrasheniya 10 sentyabrya 2011 Arhivirovano 12 fevralya 2012 goda Andre Philippe Montmerle Thierry From T Tauri stars protostars circumstellar material and young stellar objects in the r Ophiuchi cloud angl The Astrophysical Journal journal IOP Publishing 1994 Vol 420 P 837 862 doi 10 1086 173608 Bibcode 1994ApJ 420 837A Haisch Karl E Lada Elizabeth A Lada Charles J Disk frequencies and lifetimes in young clusters angl The Astrophysical Journal journal IOP Publishing 2001 Vol 553 no 2 P L153 L156 doi 10 1086 320685 Bibcode 2001ApJ 553L 153H arXiv astro ph 0104347 Padgett Deborah L Brandner Wolfgang Stapelfeldt Karl L et al Hubble space telescope nicmos imaging of disks and envelopes around very young stars angl The Astronomical Journal journal IOP Publishing 1999 Vol 117 no 3 P 1490 1504 doi 10 1086 300781 Bibcode 1999AJ 117 1490P arXiv astro ph 9902101 Kessler Silacci Jacqueline Augereau Jean Charles Dullemond Cornelis P et al c2d SPITZER IRS spectra of disks around T Tauri stars I Silicate emission and grain growth angl The Astrophysical Journal journal IOP Publishing 2006 Vol 639 no 3 P 275 291 doi 10 1086 499330 Bibcode 2006ApJ 639 275K arXiv astro ph 0511092 Kokubo Eiichiro Ida Shigeru Formation of protoplanet systems and diversity of planetary systems angl The Astrophysical Journal journal IOP Publishing 2002 Vol 581 no 1 P 666 680 doi 10 1086 344105 Bibcode 2002ApJ 581 666K Raymond Sean N Quinn Thomas Lunine Jonathan I High resolution simulations of the final assembly of earth like planets 1 terrestrial accretion and dynamics angl Icarus journal Elsevier 2006 Vol 183 no 2 P 265 282 doi 10 1016 j icarus 2006 03 011 Bibcode 2006Icar 183 265R arXiv astro ph 0510284 Wurchterl G 2004 Planet Formation Towards Estimating Galactic Habitability In P Ehrenfreund et al eds Astrobiology Future Perspectives Kluwer Academic Publishers pp 67 96 Arhivirovano iz originala 18 iyunya 2018 Data obrasheniya 8 iyunya 2016 Lynden Bell D Pringle J E The evolution of viscous discs and the origin of the nebular variables angl Monthly Notices of the Royal Astronomical Society journal Oxford University Press 1974 Vol 168 no 3 P 603 637 doi 10 1093 mnras 168 3 603 Bibcode 1974MNRAS 168 603L Devitt Terry 31 yanvarya 2001 What Puts The Brakes On Madly Spinning Stars University of Wisconsin Madison Arhivirovano 4 maya 2012 Data obrasheniya 9 aprelya 2013 Dullemond C Hollenbach D Kamp I D Alessio P Models of the Structure and Evolution of Protoplanetary Disks Protostars and Planets V Reipurth B Jewitt D Keil K Tucson AZ angl 2007 S 555 572 ISBN 978 0816526543 Arhivirovano 2 iyulya 2020 goda 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 P 355 418 ISBN 9780226282282 Youdin Andrew N Shu Frank N Planetesimal formation by gravitational instability angl The Astrophysical Journal journal IOP Publishing 2002 Vol 580 no 1 P 494 505 doi 10 1086 343109 Bibcode 2002ApJ 580 494Y arXiv astro ph 0207536 Inaba S Wetherill G W Ikoma M Formation of gas giant planets core accretion models with fragmentation and planetary envelope angl Icarus journal Elsevier 2003 Vol 166 no 1 P 46 62 doi 10 1016 j icarus 2003 08 001 Bibcode 2003Icar 166 46I Arhivirovano 12 sentyabrya 2006 goda Lissauer J J Hubickyj O D Angelo G Bodenheimer P Models of Jupiter s growth incorporating thermal and hydrodynamic constraints angl Icarus journal Elsevier 2009 Vol 199 P 338 350 doi 10 1016 j icarus 2008 10 004 Bibcode 2009Icar 199 338L arXiv 0810 5186 Arhivirovano 12 iyunya 2020 goda Bodenheimer P D Angelo G Lissauer J J Fortney J J Saumon D Deuterium Burning in Massive Giant Planets and Low mass Brown Dwarfs Formed by Core nucleated Accretion angl The Astrophysical Journal journal IOP Publishing 2013 Vol 770 no 2 P 120 13 pp doi 10 1088 0004 637X 770 2 120 Bibcode 2013ApJ 770 120B arXiv 1305 0980 Arhivirovano 12 iyunya 2020 goda D Angelo G Weidenschilling S J Lissauer J J Bodenheimer P Growth of Jupiter Enhancement of core accretion by a voluminous low mass envelope angl Icarus journal Elsevier 2014 Vol 241 P 298 312 doi 10 1016 j icarus 2014 06 029 Bibcode 2014Icar 241 298D arXiv 1405 7305 Arhivirovano 12 iyunya 2020 goda Papaloizou 2007 page 10 D Angelo G Durisen R H Lissauer J J Giant Planet Formation Exoplanets S Seager University of Arizona Press Tucson AZ 2011 S 319 346 Arhivirovano 30 iyunya 2015 goda Pudritz Ralph E Clustered Star Formation and the Origin of Stellar Masses angl Science journal 2002 Vol 295 no 5552 P 68 75 doi 10 1126 science 1068298 Bibcode 2002Sci 295 68P PMID 11778037 Arhivirovano 31 avgusta 2009 goda Clark Paul C Bonnell Ian A The onset of collapse in turbulently supported molecular clouds angl Mon Not R Astron Soc journal 2005 Vol 361 no 1 P 2 16 doi 10 1111 j 1365 2966 2005 09105 x Bibcode 2005MNRAS 361 2C Motte F Andre P Neri R The initial conditions of star formation in the r Ophiuchi main cloud wide field millimeter continuum mapping angl Astronomy and Astrophysics journal 1998 Vol 336 P 150 172 Bibcode 1998A amp A 336 150M Stahler Steven W Shu Frank H Taam Ronald E The evolution of protostars II The hydrostatic core angl The Astrophysical Journal journal IOP Publishing 1980 Vol 242 P 226 241 doi 10 1086 158459 Bibcode 1980ApJ 242 226S Nakamoto Taishi Nakagawa Yushitsugu Formation early evolution and gravitational stability of protoplanetary disks angl The Astrophysical Journal journal IOP Publishing 1994 Vol 421 P 640 650 doi 10 1086 173678 Bibcode 1994ApJ 421 640N Yorke Harold W Bodenheimer Peter The formation of protostellar disks III The influence of gravitationally induced angular momentum transport on disk structure and appearance angl The Astrophysical Journal journal IOP Publishing 1999 Vol 525 no 1 P 330 342 doi 10 1086 307867 Bibcode 1999ApJ 525 330Y Lee Chin Fei Mundy Lee G Reipurth Bo et al CO outflows from young stars confronting the jet and wind models angl The Astrophysical Journal journal IOP Publishing 2000 Vol 542 no 2 P 925 945 doi 10 1086 317056 Bibcode 2000ApJ 542 925L Stahler Steven W Deuterium and the Stellar Birthline angl The Astrophysical Journal journal IOP Publishing 1988 Vol 332 P 804 825 doi 10 1086 166694 Bibcode 1988ApJ 332 804S Mohanty Subhanjoy Jayawardhana Ray Basri Gibor The T Tauri Phase down to Nearly Planetary Masses Echelle Spectra of 82 Very Low Mass Stars and Brown Dwarfs angl The Astrophysical Journal journal IOP Publishing 2005 Vol 626 no 1 P 498 522 doi 10 1086 429794 Bibcode 2005ApJ 626 498M arXiv astro ph 0502155 Martin E L Rebolo R Magazzu A Pavlenko Ya V Pre main sequence lithium burning angl Astronomy and Astrophysics journal 1994 Vol 282 P 503 517 Bibcode 1994A amp A 282 503M arXiv astro ph 9308047 Hartmann Lee Calvet Nuria Gullbring Eric D Alessio Paula Accretion and the evolution of T Tauri disks angl The Astrophysical Journal journal IOP Publishing 1998 Vol 495 no 1 P 385 400 doi 10 1086 305277 Bibcode 1998ApJ 495 385H Shu Frank H Shang Hsian Glassgold Alfred E Lee Typhoon X rays and Fluctuating X Winds from Protostars angl Science 1997 Vol 277 no 5331 P 1475 1479 doi 10 1126 science 277 5331 1475 Bibcode 1997Sci 277 1475S Arhivirovano 15 iyunya 2009 goda Muzerolle James Calvet Nuria Hartmann Lee Emission line diagnostics of T Tauri magnetospheric accretion II Improved model tests and insights into accretion physics angl The Astrophysical Journal journal IOP Publishing 2001 Vol 550 no 2 P 944 961 doi 10 1086 319779 Bibcode 2001ApJ 550 944M Adams Fred C Hollenbach David Laughlin Gregory Gorti Uma Photoevaporation of circumstellar disks due to external far ultraviolet radiation in stellar aggregates angl The Astrophysical Journal journal IOP Publishing 2004 Vol 611 no 1 P 360 379 doi 10 1086 421989 Bibcode 2004ApJ 611 360A arXiv astro ph 0404383 Harrington J D Villard Ray RELEASE 14 114 Astronomical Forensics Uncover Planetary Disks in NASA s Hubble Archive neopr NASA 24 aprelya 2014 Data obrasheniya 25 aprelya 2014 Arhivirovano 25 aprelya 2014 goda Megeath S T Hartmann L Luhmann K L Fazio G G Spitzer IRAC photometry of the r Chameleontis association angl The Astrophysical Journal journal IOP Publishing 2005 Vol 634 no 1 P L113 L116 doi 10 1086 498503 Bibcode 2005ApJ 634L 113M arXiv astro ph 0511314 Chick Kenneth M Cassen Patrick Thermal processing of interstellar dust grains in the primitive solar environment angl The Astrophysical Journal journal IOP Publishing 1997 Vol 477 no 1 P 398 409 doi 10 1086 303700 Bibcode 1997ApJ 477 398C Klahr H H Bodenheimer P Turbulence in accretion disks vorticity generation and angular momentum transport via the global baroclinic instability angl The Astrophysical Journal journal IOP Publishing 2003 Vol 582 no 2 P 869 892 doi 10 1086 344743 Bibcode 2003ApJ 582 869K arXiv astro ph 0211629 ALMA Sheds Light on Planet Forming Gas Streams ESO Press Release Arhivirovano 7 maya 2013 Data obrasheniya 10 yanvarya 2013 Michikoshi Shugo Inutsuka Shu ichiro A two fluid analysis of the kelvin helmholtz instability in the dusty layer of a protoplanetary disk a possible path toward planetesimal formation through gravitational instability angl The Astrophysical Journal journal IOP Publishing 2006 Vol 641 no 2 P 1131 1147 doi 10 1086 499799 Bibcode 2006ApJ 641 1131M Johansen Anders Henning Thomas Klahr Hubert Dust Sedimentation and Self sustained Kelvin Helmholtz Turbulence in Protoplanetary Disk Midplanes angl The Astrophysical Journal journal IOP Publishing 2006 Vol 643 no 2 P 1219 1232 doi 10 1086 502968 Bibcode 2006ApJ 643 1219J arXiv astro ph 0512272 Arhivirovano 15 sentyabrya 2022 goda Johansen A Blum 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 angl 2014 S 547 570 ISBN 978 0 8165 3124 0 doi 10 2458 azu uapress 9780816531240 ch024 Johansen A Jacquet E Cuzzi J N Morbidelli A Gounelle M New Paradigms For Asteroid Formation Asteroids IV Michel P DeMeo F Bottke W angl 2015 S 471 Space Science Series ISBN 978 0 8165 3213 1 Boss Alan P Rapid formation of outer giant planets by disk instability angl The Astrophysical Journal journal IOP Publishing 2003 Vol 599 no 1 P 577 581 doi 10 1086 379163 Bibcode 2003ApJ 599 577B Nayakshin Sergie Formation of planets by tidal downsizing of giant planet embryos angl Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Letters Volume 408 Issue 1 pp L36 L40 journal 2010 Vol 408 no 1 P L36 l40 doi 10 1111 j 1745 3933 2010 00923 x arXiv 1007 4159 Stamatellos Dimitris Hubber David A Whitworth Anthony P Brown dwarf formation by gravitational fragmentation of massive extended protostellar discs angl Monthly Notices of the Royal Astronomical Society Letters journal 2007 Vol 382 no 1 P L30 L34 doi 10 1111 j 1745 3933 2007 00383 x Bibcode 2007MNRAS 382L 30S arXiv 0708 2827 Arhivirovano 6 noyabrya 2015 goda Font Andreea S McCarthy Ian G Johnstone Doug Ballantyne David R Photoevaporation of circumstellar disks around young stars angl The Astrophysical Journal journal IOP Publishing 2004 Vol 607 no 2 P 890 903 doi 10 1086 383518 Bibcode 2004ApJ 607 890F arXiv astro ph 0402241 Bottke William F Durda Daniel D Nesvorny David et al Linking the collisional history of the main asteroid belt to its dynamical excitation and depletion angl Icarus journal Elsevier 2005 Vol 179 no 1 P 63 94 doi 10 1016 j icarus 2005 05 017 Bibcode 2005Icar 179 63B Arhivirovano 11 maya 2008 goda Raymond Sean N Quinn Thomas Lunine Jonathan I High resolution simulations of the final assembly of Earth like planets 2 water delivery and planetary habitability angl Astrobiology journal 2007 Vol 7 no 1 P 66 84 doi 10 1089 ast 2006 06 0126 Bibcode 2007AsBio 7 66R arXiv astro ph 0510285 PMID 17407404 Thommes E W Duncan M J Levison H F Oligarchic growth of giant planets angl Icarus Elsevier 2003 Vol 161 no 2 P 431 455 doi 10 1016 S0019 1035 02 00043 X Bibcode 2003Icar 161 431T arXiv astro ph 0303269 Petit Jean Marc Morbidelli Alessandro The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt angl Icarus journal Elsevier 2001 Vol 153 no 2 P 338 347 doi 10 1006 icar 2001 6702 Bibcode 2001Icar 153 338P Arhivirovano 21 fevralya 2007 goda Janson M Bonavita M Klahr H Lafreniere D Jayawardhana R Zinnecker H High contrast Imaging Search for Planets and Brown Dwarfs around the Most Massive Stars in the Solar Neighborhood angl The Astrophysical Journal journal IOP Publishing 2011 Vol 736 no 89 doi 10 1088 0004 637x 736 2 89 Bibcode 2011ApJ 736 89J arXiv 1105 2577v1 Fortier A Benvenuto A G Oligarchic planetesimal accretion and giant planet formation angl Astronomy and Astrophysics journal 2007 Vol 473 no 1 P 311 322 doi 10 1051 0004 6361 20066729 Bibcode 2007A amp A 473 311F arXiv 0709 1454 Thommes Edward W Duncan Martin J Levison Harold F The formation of Uranus and Neptune in the Jupiter Saturn region of the Solar System angl Nature journal 1999 Vol 402 no 6762 P 635 638 doi 10 1038 45185 Bibcode 1999Natur 402 635T PMID 10604469 Arhivirovano 21 maya 2019 goda Lambrechts M Johansen A Rapid growth of gas giant cores by pebble accretion angl Astronomy and Astrophysics journal 2012 August vol 544 P A32 doi 10 1051 0004 6361 201219127 Bibcode 2012A amp A 544A 32L arXiv 1205 3030 Papaloizou J C B Nelson R P Kley W et al 2007 Disk Planet Interactions During Planet Formation Protostars and Planets V Arizona Press p 655 Bibcode 2007prpl conf 655P a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite encyclopedia title Shablon Cite encyclopedia cite encyclopedia a Neizvestnyj parametr editors ignoriruetsya editor predlagaetsya spravka Levison Harold F Agnor Craig The role of giant planets in terrestrial planet formation angl The Astronomical Journal journal IOP Publishing 2003 Vol 125 no 5 P 2692 2713 doi 10 1086 374625 Bibcode 2003AJ 125 2692L Arhivirovano 12 iyunya 2020 goda D Angelo G Podolak M Capture and Evolution of Planetesimals in Circumjovian Disks angl The Astrophysical Journal journal IOP Publishing 2015 Vol 806 no 1 P 29pp doi 10 1088 0004 637X 806 2 203 Bibcode 2015ApJ 806 203D arXiv 1504 04364 Arhivirovano 12 iyunya 2020 goda Canup Robin M Ward William R Formation of the Galilean Satellites Conditions of Accretion angl The Astronomical Journal journal IOP Publishing 2002 Vol 124 no 6 P 3404 3423 doi 10 1086 344684 Bibcode 2002AJ 124 3404C Arhivirovano 15 iyunya 2019 goda SsylkiBronshten V A Besedy o kosmose i gipotezah M Nauka 1968 D Angelo G Bodenheimer P Three Dimensional Radiation Hydrodynamics Calculations of the Envelopes of Young Planets Embedded in Protoplanetary Disks angl The Astrophysical Journal journal IOP Publishing 2013 Vol 778 no 1 P 77 29 pp doi 10 1088 0004 637X 778 1 77 Bibcode 2013ApJ 778 77D arXiv 1310 2211

18 Июл, 2025 / 18:43
NiNa.Az

NiNa.Az

NiNa.Az - Абсолютно бесплатная система, которая делится для вас информацией и контентом 24 часа в сутки.
Взгляните
Закрыто
© 2019 NiNa.Az - Все права защищены.
Авторские права: Dadash Mammadov