Wikipedia

Hipótesis nebular

La hipótesis nebular ye'l modelu más llargamente aceptáu nel campu de cosmoloxía pa esplicar la formación y evolución del sistema solar. Suxúrese que'l sistema solar formar a partir de material nebuloso nel espaciu. Hai pruebes de que se propunxo per primer vegada en 1734 por Emanuel Swedenborg.[1][2][3] Orixinalmente aplicáu al nuesu propiu sistema solar, esti procesu de formación de sistemes planetarios agora créese qu'esta en tol universu.[4] La variante moderna llargamente aceptada de la hipótesis nebular ye'l modelu de discu nebular cortil (SNDM poles sos sigles n'inglés) o, a cencielles, modelu nebular cortil.[5]Esta hipótesis nebular ufiertó esplicaciones pa una variedá de propiedaes del sistema solar, incluyendo les órbites casi circulares y coplanares de los planetes, y el so movimientu na mesma direición que la rotación del Sol. Dellos elementos de la hipótesis nebular repitir nes modernes teoríes de formación planetaria, pero la mayoría de los elementos fueron remplazados.

Acordies cola hipótesis nebular, les estrelles formar de nubes masives y trupes d'hidróxenu molecular - nube molecular xigante (NMG poles sos sigles n'inglés). Son gravitacionalmente inestables, y la materia fúndese dientro d'ellos pa faer cúmulos más pequeños y mestos, que depués xiren, colapsen, y formen estrelles. La formación estelar ye un procesu complexu, que siempres produz un discu protoplanetario gaseosu alredor de la nueva estrella. Esto puede dar a lluz a planetes en ciertes circunstancies, que nun son bien conocíes. Asina, la formación de sistemes planetarios créese que ye un resultáu natural de la formación d'estrelles. Una estrella como'l Sol suel tardar aproximao 1 millón d'años en formase, col discu protoplanetario evolucionando escontra un sistema planetariu nos próximos 10-100 millones años.[4]

El discu protoplanetario ye un discu d'acreción que s'alimenta de la estrella central. Primeramente ye bien caliente, más tarde el discu esfrecer no que se conoz como la etapa d'estrelles T Tauri; equí, la formación de los pequeños granos de polvu fechos de roques y xelu son posibles. Los granos, finalmente, pueden coagularse en-quilómetros de tamañu planetesimal. Si'l discu ye lo suficientemente masivu, les acumuladures descontrolables empiecen, resultando nuna rápida - de 100 000 a 300 000 años - formación de la Lluna hasta embriones planetarios del tamañu de Marte. Cerca de la estrella, los embriones planetarios pasen por una etapa de fusiones violentes, produciendo unos pocos planetes terrestres. La última etapa dura aproximao de 100 millones hasta mil millones (un millón) d'años.[4]

La formación d'unplaneta xigante ye un procesu más complicáu. Créese qu'asocede más allá de la conocida llinia de conxelación, onde los embriones planetarios principalmente tán fechos de distintos tipos de xelu. Como resultancia, son delles vegaes más masivos que na parte interior del discu protoplanetario. Lo que sigue dempués de la formación del embrión nun ta dafechu claro. Dellos embriones paecen siguir creciendo y eventualmente algamen ente 5 y 10 mases de la Tierra - el valor del estragal de la Tierra, que ye necesariu pa empezar l'acumuladura de los gases hidróxenu - heliu dende'l discu. L'acumuladura de gas nel nucleu ye primeramente un procesu lentu, que s'enllarga mientres dellos millones d'años, pero dempués de la formación de protoplaneta algama cerca de 30 mases terrestres acelérase y avanza de manera desafranada. Xúpiter - y Saturnu - créese que son planetes qu'atroparon la mayor parte de la so masa mientres solu 10 000 años. L'acumuladura detiense cuando s'escosa'l gas. Los planetes formaos pueden migrar llargues distancies mientres o dempués de la so formación. Xigantes de xelu, como Uranu y Neptunu créese que son nucleos fallíos, que se formaron demasiáu tarde cuando'l discu casi sumiera.[4]

Historia

editar

Hai evidencia de que la hipótesis nebular foi propuesta per primer vegada en 1734 por Emanuel Swedenborg.[1][2] Immanuel Kant, que taba familiarizáu col trabayu de Swedenborg, desenvolvió la teoría más palantre en 1755, cuando Kant publicó la so "Historia Natural Universal y Teoría de los Cielos", na qu'argumentaba que les nubes gaseoses, nebuloses, xiren amodo, colapsen gradualmente y apándense por cuenta de la gravedá, formando eventualmente estrelless y planetes.[5]

Un modelu similar foi desenvueltu independientemente y propuestu en 1796 por Pierre-Simon Laplace[5] nel so Esposición del sistema del mundu. Tuvo la visión de que'l Sol tenía orixinalmente una atmósfera caliente estendida por tol volume del sistema solar. La so teoría cuntó con una contraición y refrigeración de la nube protosolar - la nebulosa protosolar. Como esti esfreció y contráxose, apandóse y xiró más rápidu, refundiando (o esprendiendo) una serie d'aniellos gaseosos de material; y acordies con él, los planetes entestar a partir d'esti material. El so modelu yera similar al de Kant, sacante que yera más detalláu y nuna menor escala.[5] Ente que el modelu nebular de Laplace apoderó nel sieglu XIX, atopar con una serie de dificultaes. El problema principal yera la distribución del momentu angular ente'l Sol y los planetes. Los planetes tienen el 99 % del momentu angular, y esti fechu nun puede ser esplicáu pol modelu nebular.[5] Como resultancia, esta teoría de la formación de planetes foi abandonada en gran midida al empiezu del sieglu XX.

La cayida del modelu de Laplace aguiyó a los científicos a atopar un reemplazu pa este. Mientres el sieglu XX se propuesieron munches teoríes como la 'teoría de planetesimal' 'de Thomas Chamberlin y Forest Moulton (1901), el 'modelu de la marea' de Jeans (1917), el modelu de acreción de Otto Schmidt (1944), la teoría del protoplaneta de William McCrea (1960) y, finalmente, la teoría de la captura de Michael Woolfson.[5] En 1978, Andrew Prentice resucitó les idees laplacianas iniciales sobre la formación de planetes y desenvolvió la "teoría de Laplace moderna".[5] Nengún d'estos intentos fueron dafechu esitoses y munches de les teoríes propuestes yeren refugaes.

La nacencia de la teoría moderna llargamente aceptada de la formación planetaria - el modelu de discu nebular solar (SNDM poles sos sigles n'inglés): puede remontase al astrónomu soviéticu Víctor Safronov.[6] El so llibru 'Evolución de la nube protoplanetaria y la formación de la Tierra y los planetes',[7] traducida al inglés en 1972, tuvo un efeutu duraderu na manera como los científicos pensaben alrodiu de la formación de los planetes.[8] Nesti llibru casi tolos principales problemes del procesu de formación planetaria fueron formulaos y dalgunos d'ellos resueltos. Les idees de Safronov desenvolviéronse entá más nes obres de George Wetherill, quíen afayó la "acreción desafranada".[5] Ente que orixinalmente aplicábase solo al nuesu sistema solar, la SNDM pensóse darréu polos teóricos pa tar considerada como un trabayu pa tol universu; hasta'l 29 de setiembre de 2014, 1822 planetes estrasolares afayáronse en nuesa galaxa.[9]

Modelu nebular solar: llogros y problemes

editar

Llogros

editar

El procesu de formación d'estrelles resulta na apaición d'un discu ' acreción alredor de los oxetos estelares nuevos.[10] A la edá d'aproximao 1 millón d'años, el 100 % de les estrelles pueden tener tales discos.[11] Esta conclusión ye sofitada pol descubrimientu de los discos de gas y polvu alredor de les protoestrelles y de les estrelles T Tauri, según poles considerancia teóriques.[12] Les observaciones d'estos discos amuesen que los granos de polvu dientro d'ellos crecen en tamañu n'escales de tiempu curties (miles d'años), produciendo partícules de tamañu d'un centímetru.[13]

El procesu de acreción, pol cual planetesimales de 1 quilómetru crecen hasta un tamañu de cuerpu de 1000 quilómetros, entiéndese bien agora.[14] Esti procesu desenvuélvese dientro de cualquier discu onde'l númberu de densidá planetesimal ye abondo alta, y vien de una manera desafranada. La crecedera tardida retraza y sigue como acreción oligárquica. La resultancia final ye la formación d'embriones planetarios de distintos tamaños, que dependen de la distancia cola estrella.[14] Delles simulaciones demostraron que la fusión d'embriones na parte interior del discu protoplanetario conduz a la formación d'unos pocos cuerpos del tamañu de la Tierra. Asina, l'orixe de los planetes terrestres considérase agora como un problema casi resueltu.[15]

Problemes y crítiques

editar

La física de los discos de acreción atopar con dellos problemes.[16] El más importante ye como'l material, que ta amontáu pola protoestrella, pierde la so momentu angular. Una posible esplicación suxerida por Hannes Alfvén foi que'l momentu angular perder pol vientu solar mientres la so fase T Tauri. El momentu ye, probablemente, tresportáu a les partes esteriores del discu, pero'l mecanismu exactu d'esti tresporte nun s'entiende bien. Otru procesu posible pa perder el momentu angular ye'l frenáu magnéticu, onde la rotación de la estrella ye tresferíu al discu que lu arrodia al traviés del campu magnético de la estrella.[17] El procesu o procesos responsables de la desapaición de los discos tamién son pocu conocíos.[18]

La formación de planetesimales ye'l mayor problema ensin resolver nel modelu de discu nebular. Cómo ye que partícules de 1 cm de tamañu xunir nun planetesimal de 1 km, ye un misteriu. Esti mecanismu paez ser la clave de la cuestión de por qué delles estrelles tienen planetes, ente qu'otros nun tienen nada al so alredor, nin siquier petrines de polvu.[19]

La formación d'un planeta xigante ye otru problema ensin resolver. Les teoríes actuales son incapaces d'esplicar cómo los sos nucleos pueden formase abondo rápido p'atropar cantidaes significatives de gas dende los discos protoplanetarios que tán sumiendo rápido.[14][20] El tiempu de vida mediu de los discos, que son menos de diez millones d'años, paez ser más curtiu que'l tiempu necesariu pa la formación del nucleu.[11]

Otru problema de la formación de planetes xigantes ye la so migración. Dellos cálculos amuesen que la interacción col discu puede causar una rápida migración escontra l'interior, que, si nun se detien, los resultaos que'l planeta algame les "rexones centrales qu'inda tán como un oxetu sub-Joviano."[21]

Una crítica importante producir nel sieglu XIX por James Clerk Maxwell, quien sostuvo que la rotación distinta ente les partes interior y esterior d'un aniellu nun podía dexar la condensación del material.[22] Tamién foi refugada pol astrónomu Sir David Brewster, que declaró que "los que creen na Teoría Nebular" considerar como una certidume de que nuesa Tierra derivó la so materia sólido y la so atmósfera d'un aniellu lliberáu de l'atmósfera solar, que depués se contraer nuna esfera terráquea sólida, de la cual, la Lluna foi formada pol mesmu procesu ". Sostuvo que baxu tal puntu de vista, "la Lluna debe necesariamente llevar l'agua y l'aire de les partes aguacientes y aérees de la Tierra y tien de tener una atmósfera."[23] Brewster afirmó que les creencies relixoses de Sir Isaac Newton consideraren primeramente escurrir nebuloses como tendiendo al ateísmu, y citar diciendo que "la crecedera de los nuevos sistemes estreme los antiguos, ensin la mediación d'un poder divino, paecía aparentemente absurdu ".[24]

La formación d'estrelles y discos protoplanetarios

editar

Protoestrelles

editar
Artículu principal: Protoestrella
 
La lluz visible (esquierda) ya infrarroxa (derecha) puntos de vista de la nebulosa Trífida, una xigantesca nube de formación estelar de gas y polvu asitiada a 5400 años-lluz de distancia na constelación de Saxitariu

Les estrelles créese que se formen nel interior de les xigantesques nubes d'hidróxenu molecular fríu - la nube molecular xigante ye aproximao 300 000 vegaes la masa del Sol y 20 parsecs de diámetru.[4][25] Mientres millones d'años, les nubes moleculares xigantes son propenses al colapsu y a la fragmentación.[26]Estos fragmentos formen entós pequeños nucleos trupos, que de la mesma colapsen n'estrelles.[25] Los nucleos varien en masa dende una fracción de delles vegaes la del Sol y denominar nebuloses proto-estelares (protosolares).[4] Estos tienen diámetros de 0.01 a 0.1 pc (2000-20 000 UA) y un númberu de densidá de partícules d'aproximao 10 000 a 100 000 cm−3.[lower-alpha 1][25][27]

El colapsu inicial d'una nebulosa proto-estelar-solar masiva toma alredor de 100 000 años.[4][25] Cada nebulosa empieza con una cierta cantidá de momentu angular. El gas na parte central de la nebulosa, con relativamente baxos momentos angulares, sométese rápido a compresión y forma un nucleu hidrostáticu caliente (non contratante) que contién una pequeña fracción de la masa de la nebulosa inicial.[28] Esti nucleu va formar la grana de lo que va ser una estrella.[4][28] A midida que el colapsu sigue, el caltenimientu del momentu angular significa que la rotación de la envoltura que cai acelérase,[18][29] torgando en gran midida que'l gas direutamente se acrecione sobre'l nucleu central. El gas ye forzáu a espublizase en llugar de dir escontra l'esterior cerca del so planu ecuatorial, formando un discu, que de la mesma acrecione sobre'l nucleu.[4][18][29] El nucleu crez adulces na masa hasta que se convierte nuna nueva protoestrella caliente.[28] Nesta etapa, la protoestrella y el so discu tán fuertemente escurecíes pola envoltura que cai y nun son direutamente observables.[10] De fechu la opacidá envolvente restante ye tan alta qu'inclusive la radiación d'ondes milimétriques tien problemes pa escapar del so interior.[4][10] Estos oxetos reparar como condensaciones bien brilloses, qu'emiten principalmente ondes milimétriques y onda submilimétricas de radiación.[27] Clasifíquense como espectros de protoestrelles clase 0.[10] El colapsu ye acompañáu de cutiu polos fluxos bipolares - jets - que emanan a lo llargo de la rotación a la exa del discu inferíu. Los remexos reparar con frecuencia en rexones de formación estelar (ver Herbig-Haro (HH) oxetos).[30] La lluminosidá de les protoestrelles de clase 0 ye alta - una masa de protoestrella solar puede radiar a más de 100 lluminosidaes solares.[10] La fonte d'esta enerxía ye'l colapsu gravitacional, yá que los sos nucleos nun son inda lo suficientemente calientes pa empezar la fusión nuclear.[28][31]

 
Imaxe infrarroxa del remexu molecular d'una estrella recién nacida oculta lo contrario

A midida que sigue la conversión del material nel discu, la envoltura eventualmente vuélvese delgada y finalmente conviértese en tresparente y el oxetu estelar mozu (YSO) convertir n'observable, primeramente en lluz d'infrarroxu llonxanu y más tarde nel visible.[27] Alredor d'esti tiempu, la protoestrella empieza a fundir deuteriu. Si la protoestrella ye abondo masiva (percima de 80 mases de Xúpiter), la fusión del hidróxenu sigue. De lo contrario, si la so masa ye demasiáu baxa, l'oxetu convertir nuna nana marrón.[31]Esta nacencia d'una nueva estrella produzse aproximao 100 000 años dempués d'empezar el colapsu.[4] Oxetos nesta etapa conócense como protoestrelles de Clase I,[10]que tamién son llamaos nuevos estrella T Tauri, evolucionaron protoestrelles, o oxetos estelares nuevos.[10] Por esti tiempu la formación de la estrella yá hai acrecido la mayor parte de la so masa: la masa total del discu y la demasía restante nun entepasen del 10-20 % de la masa central de YSO.[27]

Na siguiente etapa la demasía sume por completu, dempués de ser axuntáu pol discu, y la protoestrella convertir nuna estrella T Tauri clásica.[lower-alpha 2] Esto asocede dempués d'aproximao 1 millón d'años.[4] La masa del discu alredor d'una estrella T Tauri clásica ye alredor de 1-3 % de la masa estelar, y se acreciona a un ritmu de 10 -710-9 mases solares per añu.[34]Un par de remexos bipolares suel tar presente tamién.[35]La acreción esplica toles propiedaes peculiares de clásiques estrelles T Tauri: fuerte fluxu na llinia d'emisiones (hasta'l 100 % de la intrínseca lluminosidá de la estrella), actividá magnética , fotométrica variabilidá y jets.[36]Les llinies d'emisión de fechu fórmense cuando'l gas acretado cute la "superficie" de la estrella, lo qu'asocede en redol a los sos polos magnéticos.[36] Los remexos son subproductos de acreción: lleven lloñe momentu angular escesivu. La etapa T Tauri clásica dura 10 millones d'años.[4] El discu finalmente sume por cuenta de la acumuladura na estrella central, la formación de planetes, la espulsión por aviones y fotoevaporación pola radiación ultravioleta de la estrella central y les estrelles cercanes.[37] Como resultancia, la nueva estrella convertir nuna sele forrada estrella T Tauri, qu'adulces, a lo llargo de cientos de millones d'años, convertir nuna estrella similar al Sol ordinaria.[28]

Discos protoplanetarios

editar
 
Discos d'escombros detectaos en HST imáxenes d'archivu d'estrelles, HD 141943 y HD 191089 mozos, utilizando procesos ameyoraos d'imaxe (24 d'abril de 2014).[38]

So ciertes circunstancies, el discu, qu'agora puede ser llamáu protoplanetario, puede dar a lluz a un sistema planetariu.[4] Los discos protoplanetarios reparáronse en redol a una fracción bien alzada d'estrelles en cúmulos nuevos estrelles.[11][39]Ellos esisten dende l'empiezu de la formación d'una estrella, pero nes primeres etapes nun son observables por cuenta de la opacidá de la envoltura circundante.[10] El discu d'una Clase 0 protoestrella piénsase que ye masivu y caliente. Trátase d'un discu d'acreción, qu'alimenta la protoestrella central.[18][29] La temperatura puede superar fácilmente los 400 K dientro de 5 UA y 1000 K dientro de 1 UA.[40] El calentamientu del discu ye causada principalmente pola mafosa disipación de turbulencia nella y pol infall del gas de la nebulosa.[18][29] L'alta temperatura nel discu interior la mayoría de los materiales volátiles como agua, orgánicos, y dalgunos roques se evaporan, dexando solo la mayoría de los elementos refractarios como fierro. El xelu puede sobrevivir solo na parte esterior del discu.[40]

 
Un discu protoplanetario formar na nebulosa de Orión

Klahr, H.H. (2003). «Turbulence in accretion disks: vorticity generation and angular momentum transport via the global baroclinic instability». The Astrophysical Journal 582 (2):  páxs. 869–892. doi:10.1086/344743. Bibcode: 2003ApJ...582..869K. </ref>[18] La resultancia d'esti procesu ye la crecedera tanta de la protoestrella y del discu radiu, lo que puede llegar a 1000 UA si'l momentu angular inicial de la nebulosa ye lo suficientemente grande. [29] discos grandes son rutinariamente reparáu en munches rexones de formación estelar, como la nebulosa de Orión.[12]

Impresión artística del discu y corrientes de gas alredor de la nueva estrella HD 142527.[41]

La vida útil de los discos de acreción ye d'unos 10 millones d'años.[11] Enagora la estrella algama l'estadiu T-Tauri clásica, el discu vuélvese más delgada y esfrezse[34] Los materiales menos volátiles empiecen a entestar cerca del so centru, formando 0,1-1 micres grano de polvu que contienen cristalines silicatos.[13] El tresporte del material dende'l discu esterior puede entemecer estos acabante formar granos de polvu con elementos primordiales los primordiales, que contienen materia orgánico y otros volátiles. Esti amiestu puede esplicase delles peculiaridaes na composición de los cuerpos del sistema solar, tales como la presencia de interestelares granos nes primitivos meteoritos ya inclusiones refractaries nes cometes.[40]

 
Dellos formación planetaria procesos, incluyendo exocometas y otros planetesimales, alredor de Beta Pictoris, un tipu bien nuevu AV estrelles (NASA concepción del artista).

Les partícules de polvu tienden a pegase ente sigo na redolada de discu trupu, lo que lleva a la formación de partícules más grandes d'hasta dellos centímetros de tamañu.[42] Les firmes del procesamientu de polvu y cuayamientu reparar nos espectros infrarroxos de los discos nuevos.[13] Amás agregamientu puede conducir a la formación de planetesimales de midida 1 kilometros al traviés d'o más grandes, que son los bloques de construcción de planetes.[4][42] Formación Planetesimal ye otru problema ensin resolver de la física del discu, tan simple estorbisa vuelve ineficaz como les partícules de polvu crecen[19] La hipótesis favorita ye la formación pola inestabilidá gravitacional. Les partícules de dellos centímetros de tamañu o más grandes asiéntanse amodo cerca del planu mediu del discu, formando una bien delgada-menos de 100 km-y trupa capa. Esta capa ye gravitacionalmente inestable y puede estazase en numberosos grumos, que de la mesma colapsu en planetesimales.[4][19]

Formación planetaria tamién puede ser desencadenada pola inestabilidá gravitacional dientro del propiu discu, lo que conduz a la so fragmentación en grupos. Dalgunos d'ellos, si son lo suficientemente trupa, se Contraer, que puede conducir a una rápida formación de xigantes de gases de planetes ya inclusive nana marrón s na escala de tiempu de 1000 años.[43] Sicasí, solo ye posible en discos más masivos masiva de 0,3 mases solares. En comparación mases de discu típicos son 0,01-0,03 mases solares. Por cuenta de que los discos masivos son raros, créese qu'esti mecanismu de la formación de planetes a ser pocu frecuentes.[4][16] Per otru llau, esti mecanismu puede xugar un papel importante na formación de nanes marrones.[44]

 
Choque d'un asteroide-planetes construcción (conceutu) del artista.

La meyor disipación de los discos protoplanetarios desencadenar por un númberu de distintos mecanismos. La parte interior del discu d'acreción ta bien pola estrella o espulsáu pol remexos bipolares,[34][35]ente que la parte esterior puédese evaporar so una potente radiación UV de la estrella mientres la etapa T Tauri[45]o por estrelles cercanes.[37] El gas na parte central o bien se puede acreción o espulsáu polos planetes en crecedera, ente que les pequeñes partícules de polvu son espulsaos pol presión de radiación de la estrella central. ¿Cuál ye finalmente la izquierda ye o bien un sistema planetariu, un discu remanente de polvu y ensin planetes, o nada, si nun llograron formar planetesimales.[4]

Por cuenta de que los planetesimales son tan numberosos, y estendióse por tol discu protoplanetario, dalgunos sobreviven la formación d'un sistema planetariu. Asteroides entiéndense s pa quedar-en planetesimales, moler gradualmente unos a otros en cachos cada vez más pequeños, ente que cometes son típicamente planetesimales de les partes más alloñaes d'un sistema planetariu. Los meteoritos son muestres de planetesimales qu'algamen una superficie planetaria, y apurren una gran cantidá d'información sobre la formación del nuesu sistema solar. Meteoritos de tipu primitivu son cachos de planetesimales de baxo masa estrozaes, onde non térmicu diferenciación llevar a cabu, ente que los meteoritos de tipu procesáu son cachos d'estrozaes planetesimales masives.[46]

Formación de los planetes

editar

Planetes

editar

Acordies con el modelu de discu solar nebular, forma planeta predresu s na parte interior del discu protoplanetario, dientro de la llinia de conxelación, onde la temperatura ye lo suficientemente alta como pa evitar la condensación de xelu d'agua y otres sustancies en granos.[47] Esto traduzse nel cuayamientu de granos puramente predreses y más tarde na formación de planetesimales predresos.[lower-alpha 3][47] Considérase que tales condiciones qu'esisten nel interior 3.4 AU parte del discu d'una estrella similar al Sol.[4]

Dempués de pequeños planetesimales-cerca de 1 km de diámetru-formáronse por una manera o otra, acreción esbocada empieza.[14] Llámase fora de control por cuenta de que la tasa de crecedera de la masa ye proporcional a R⁴~M03.04, onde R y M son el radiu y la masa del cuerpu en crecedera, respeutivamente.[48] Ye obviu que l'específicu (estremada pola masa) la crecedera acelérase a midida que aumenta la masa. Esto conduz a la crecedera preferencial de los cuerpos más grandes por cuenta de les más pequeñes.[14] La acreción esbocada dura ente 10 000 y 100 000 años, y termina cuando los cuerpos más grandes superen aproximao 1000 km de diámetru.[14] La desaceleración de l'acumuladura ye causada por perturbaciones gravitacionales de grandes cuerpos de los planetesimales restantes.[14][48] Amás, la influencia de los cuerpos más grandes detiense la crecedera de los cuerpos más pequeños.[14]

La siguiente etapa ye la llamada acreción oligárquica .[14] Carauterízase pol predominiu de dellos cientos de los mayores cuerpos oligarques, que siguen amonte amodo planetesimales.[14] Non cuerpu que nun sían los oligarques puede crecer[48] nesta etapa la tasa de acreción ye proporcional a R 2, que se deriva de la [seición [xeométricu (xeometría) |. cruz . -section]] d'un oligarca <name = Thommes2003 / ref> La tasa de acreción específica ye proporcional a M-1/3; y que mengua cola masa del cuerpu. Esto dexa que los oligarques más pequeños a ponese al día colos más grandes. Los oligarques caltener a una distancia d'aproximao 10·Hr (Hr = un(1-y)(M/3Ms)1/3 ye la radiocolina, onde a ye'l semiexe, y ye l'escentricidá orbital, yMs ye la masa de la estrella central) ente sigo pola influencia de los planetesimales restantes.[14] Les sos escentricidaes orbitales y los enclinos permanecen pequeña. Los oligarques siguen amontando hasta planetesimales escosar nel discu alredor d'ellos.[14] Dacuando oligarques cercanos fundir. La masa final d'un oligarca depende de la distancia a partir de la densidá de la estrella y de la superficie de planetesimales y llámase la masa d'aislamientu.[48] Pa los planetes predresos que ye d'hasta 0,1 de la masa de la Tierra, o una masa de Marte[4] la resultancia final de la etapa oligárquica ye la formación d'alredor de 100 Lluna - a los embriones planetarios del tamañu de Marte espaciados uniformemente a aproximao 10·Hr.[15] Ellos créese que moren dientro de les llagunes nel discu y ser dixebraos por aniellos de planetesimales restantes. Esta etapa créese que va durar unos cien mil años.[4][14]

La última etapa de la formación de planetes predresos ye la etapa de fusión .[4] Empieza cuando namái un pequeñu númberu de planetesimales permanez y embriones convertise no suficientemente masives como p'alteriar l'unu al otru, lo que fai que les sos órbites convertir en caótica.[15] Mientres esta etapa los embriones restantes espulsen planetesimales, y topeten ente sigo. La resultancia d'esti procesu, que dura de 10 a 100 millones d'años, ye la formación d'un númberu llindáu d'órganos tamañu de la Tierra. Les simulaciones amuesen que'l númberu de planetes que sobreviven ye en permediu del 2 al 5.[4][15][46][49] Nel sistema solar que pueden ser representaos pola Tierra y Venus.[15] La formación de dambos planetes rique fusión d'aproximao 10 a 20 embriones, ente que un númberu igual d'ellos fueron refundiaos fora del Sistema Solar.[46] Dalgunos de los embriones, que s'anició nel petrina d'asteroides, créese que traxeron agua a la Tierra[47] Marte y Mercuriu.. puede considerase como embriones que sobrevivieron a esa rivalidá restante[46] Los planetes predresos, que llograron xunise, asítiense finalmente n'órbites más o menos estables, lo qu'esplica por qué los sistemes planetarios son xeneralmente azacanaos hasta la llende; o, n'otres pallabres, ¿por qué ellos siempres paecen tar en cantu de la inestabilidá.[15]

Planetes xigantes

editar
 
El discu de polvu alredor de Fomalhaut - la estrella más brillosa na constelación de Piscis Austrinus. Asimetría del discu puede ser causada por un planeta xigante (o planetes) que orbita la estrella.

La formación de planeta xigante s ye un problema pendiente na ciencia planetaria s.[16] Nel marcu del modelu nebular cortil esisten dos teoríes pa la so formación. El primeru d'ellos ye'l "'modelu d'inestabilidá del discu' ', onde los planetes xigantes formar nos discos protoplanetarios masivos de resultes del so [[gravedá |] gravitacional]. Fragmentación (vease más arriba)[43] La segunda posibilidá ye'l "modelu de acreción del nucleu", que tamién se conoz como'l "modelu inestabilidá nucleada".[16] l'últimu escenariu piénsase que ye'l más prometedor, yá que puede esplicar la formación de los planetes xigantes en discos relativamente baxa masa (menos de 0,1 mases solares). Nesti modelu de formación de planeta xigante estremar en dos etapes: a) l'acumuladura d'un nucleu d'aproximao 10 mases terrestres y b) acreción de gas dende'l discu protoplanetario.[4][16] Cualquier métodu tamién puede conducir a la creación de nanes marrones.[50] Busques a partir de 2011 atoparon que la acreción del nucleu ye probable que'l mecanismu de formación dominante.[50]

La formación del nucleu planeta xigante piensa procedese más o menos na llinia de la formación de planetes terrestres.[14] Empecipiar con planetesimales que se someten a una crecedera desafranada, siguíu de la etapa oligárquica más lentu.[48] Les hipótesis nun predicen una etapa de fusión, por cuenta de la baxa probabilidá de choques ente embriones planetarios na parte esterna de los sistemes planetarios.[48] Otra diferencia ye la composición de la planetesimal s, que nel casu de los planetes xigantes fórmense más allá de la Llinia nevada y compónense principalmente de xelu del xelu pal rock rellación ye d'aproximao 4 a 1[20] Esto ameyora la masa de planetesimales cuádruple. Sicasí, la nebulosa mínimu de mases capaz de formación de planetes terrestres solo puede formar 1-2 nucleos de masa tipo Tierra a la distancia de Xúpiter (5 UA) dientro de los 10 millones d'años.[48] Esta última cifra representa'l permediu de vida de .[48] la migración protoplaneta, que dexa que l'embrión amonte más planetesimales; discos gaseosos alredor d'estrelles similares al Sol[11] les soluciones propuestes inclúin la masa del discu-un aumentu de diez veces bastaría ameyoraos;[20] y, finalmente, la meyora de acreción por cuenta de un gas nos sobres gaseosos de los embriones.[20][51] Dalguna combinación d'escurrir antes mentaes puede esplicar la formación de los nucleos de los planetes xigantes gaseosos como Xúpiter y seique inclusive Saturnu.[16] La formación de planetes como Uranu y Neptunu ye más problemáticu, una y bones nenguna teoría foi capaz d'apurrir la formación de los sos nucleos a una distancia de 20 a 30 UA de la estrella central.[4] Una de les Hipótesis ye Qu'Ellos primeramente acretaron na rexón de Xúpiter-Saturno, depués fueron tremaos y emigraron un la so Descripción del allugamientu actual.[52]

Una vegada que los nucleos son d'abonda masa (5-10 mases terrestres), empiecen a recoyer el gas del discu qu'arrodia.[4] Nun principiu trátase d'un procesu lentu, l'aumentu de les mases básiques hasta 30 mases terrestres nun pocos millones d'años.[20][51] Dempués d'eso, les tases de acreción aumenten dramáticamente y el 90 % restante de la masa atropar n'aproximao 10 000 años.[51] La acreción de gas detiense cuando s'escosa. Esto asocede cuando s'abrir una fienda nel discu protoplanetario.[53] Nesti modelu los xigantes de xelu-Uranu y Neptunu-falláronse nucleos qu'empezaron la acreción de gas demasiao tarde, cuando casi tol gas yá sumiera. La etapa post-runaway-gas de acreción carauterizar pola migración de los planetes xigantes de nueva formación y siguió la acreción de gas lento.[53] La migración ye causada pola interacción del planeta sentar na fienda col discu restante. Detiense cuando'l discu protoplanetario sume o cuando s'algamar el final del discu. El segundu casu correspuende a los llamaos Xúpiter calientes, que son propensos a dexar la so migración cuando llegaron al furacu interior nel discu protoplanetario.[53]

 
Na concepción d'esti artista, un planeta xira al traviés d'un claru (gap) en polvu, discu de formación planetaria d'una estrella cercana.

Planetes xigantes pueden influyir significativamente na formación planeta terrestre. La presencia de los xigantes tiende a aumentar escentricidaes y enclinos de planetesimales y embriones de la rexón planeta terrestre (dientro de 4 UA nel sistema solar ).[46][49] Si los planetes xigantes fórmense demasiáu llueu, pueden retrasar o prevenir l'acumuladura de planeta interior. Si formen cerca del final de la etapa oligárquica, como se cree qu'asocedieron nel sistema solar, van influyir nes fusiones d'embriones planetarios, faciéndolos más violenta.[46] Como resultancia, el númberu de planetes terrestres van menguar y van ser más masives.[54] Amás, el tamañu del sistema va amenorgase, porque los planetes terrestres fórmense más cerca de la estrella central. La influencia de los planetes xigantes del sistema solarsobremanera la de Xúpiter, créese que foi llindáu por cuenta de que son relativamente alloñáu de los planetes terrestres.[54]

The region of a planetary system adjacent to the giant planets will be influenced in a different way.[49] In such a region, eccentricities of embryos may become so large that the embryos pass close to a giant planet, which may cause them to be ejected from the system.[lower-alpha 4][46][49] Si esaníciense tolos embriones, entós nun hai planetes formar nesta rexón.[49] Una consecuencia adicional ye qu'un gran númberu de pequeños planetesimales va siguir siendo, porque los planetes xigantes son incapaces d'estenar toos pa escontra fora ensin l'ayuda d'embriones. La masa total de los planetesimales restantes va ser pequeñu, porque l'acción acumulativa de los embriones antes de la so espulsión y planetes xigantes ye inda lo suficientemente fuerte como pa esaniciar el 99 % de los pequeños cuerpos.[46] Tal rexón eventualmente evolucionar escontra una petrina d'asteroides, que ye un análogu total del cinturón d'asteroides nel sistema solar, que s'atopa de 2 a 4 UA del Sol.[46][49]

Significáu de acreción

editar

L'usu del discu d'acreción plazu pa la discu protoplanetario lleva al tracamundiu sobre'l procesu de acreción planetaria. El discu protoplanetario refierse dacuando como un discu d'acreción, porque mientres el mozu T Tauri - como protoestrella inda se ta contrayendo, material gaseoso puede inda tar cayendo sobre él, acreción na so superficie dende l'interior del discu cantu.[29]

Sicasí, que'l significáu nun se debe confundir col procesu de formación de los planetes de acreción. Nesti contestu, l'acumuladura referir al procesu d'esfrecíu, solidificado granos de polvu y xelu qu'orbiten alredor de la protoestrella nel discu protoplanetario, que topeten y péguense ente sigo y adulces cada vez mayor, hasta ya incluyendo los choques d'alta enerxía ente considerable planetesimales.[14]

Amás, los planeta xigantes probablemente teníen discos de acreción de los suyos, nel primer sentíu de la pallabra. Les nubes d'hidróxenu y heliu prindaos contratáu, xiró escontra riba, estrapada, y el gas deposítense sobre la superficie de cada xigante protoplaneta, ente que los cuerpos sólidos dientro d'esi discu d'acreción en llunes regulares del planeta xigante.[55]

Ver tamién

editar

Notes

editar
  1. ↑ Compárelo cola densidá del númberu de partícules del aire a nivel del mar:ː2,8 × 1019 cm−3.
  2. ↑ Les estrelles T Tauri son estrelles nueves con masa de menos d'alredor de 2,5 mases solares qu'amuesen un mayor nivel d'actividá. Estremar en dos clases: sele alliniaos y clásiques estrelles T Tauri.[32] Estos postreros tienen discos de acreción y siguir amontando gas caliente, que se manifiesta per fuertes llinia d'emisión nel so espectru. Los primeres nun tener discos de acreción. Classical estrelles T Tauri evolucionen escontra sele alliniaos estrelles T Tauri.[33]
  3. ↑ Los planetesimal s cerca del cantu esterior de la rexón-2.5 planeta terrestre a 4 UA del Sol-pueden atropar cierta cantidá de xelu. Sicasí les roques va faer entá apoderen, como nel cinturón principal esterior nel sistema solar.[47]
  4. ↑ Como una variante que puede topetar cola estrella central o un planeta xigante.

Referencies

editar
  1. ↑ 1,0 1,1 Swedenborg, Emanuel (1734). (Principia) Latin: Opera Philosophica et Mineralia (English: Philosophical and Mineralogical Works) I.
  2. ↑ 2,0 2,1 http://www.newchurchhistory.org/articles/glb2007/baker.pdf
  3. ↑ See also footnote #569 in The Swedenborg Epic (Bookman, New York)
  4. ↑ 4,00 4,01 4,02 4,03 4,04 4,05 4,06 4,07 4,08 4,09 4,10 4,11 4,12 4,13 4,14 4,15 4,16 4,17 4,18 4,19 4,20 4,21 4,22 4,23 4,24 4,25 Montmerle, Thierry (2006). «Solar System Formation and Early Evolution: the First 100 Million Years». Spinger 98 (1–4):  páxs. 39–95. doi:10.1007/s11038-006-9087-5. Bibcode: 2006EM&P...98...39M. 
  5. ↑ 5,0 5,1 5,2 5,3 5,4 5,5 5,6 5,7 Woolfson, M.M. (1993). «Solar System – its origin and evolution». Q. J. R. Astr. Soc. 34:  páxs. 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), páxs.255-269.
  6. ↑ 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. Consultáu'l 18 d'abril de 2008.
  7. ↑ Safronov, Viktor Sergeevich (1972). Evolution of the Protoplanetary Cloud and Formation of the Earth and the Planets. ISBN 0-7065-1225-1.
  8. ↑ Wetherill, George W. (1989). «Leonard Medal Citation for Victor Sergeevich Safronov». Meteoritics 24:  p. 347. doi:10.1111/j.1945-5100.1989.tb00700.x. Bibcode: 1989Metic..24..347W. 
  9. ↑ «Interactive Extra-cortil Planets Catalog». The Estrasolar Planets Encyclopedia (10 de setiembre de 2011). Consultáu'l 10 de setiembre de 2011.
  10. ↑ 10,0 10,1 10,2 10,3 10,4 10,5 10,6 10,7 Andre, Philippe (1994). «From T Tauri stars protostars: circumstellar material and young stellar objects in the ρ Ophiuchi cloud». The Astrophysical Journal 420:  páxs. 837–862. doi:10.1086/173608. Bibcode: 1994ApJ...420..837A. 
  11. ↑ 11,0 11,1 11,2 11,3 11,4 Haisch, Karl Y. (2001). «Disk frequencies and lifetimes in young clusters». The Astrophysical Journal 553 (2):  páxs. L153–L156. doi:10.1086/320685. Bibcode: 2001ApJ...553L.153H. 
  12. ↑ 12,0 12,1 Padgett, Deborah L.; Stapelfeldt, Karl L. et al. (1999). «Hubble space telescope/nicmos imaging of disks and envelopes around very young stars». The Astronomical Journal 117 (3):  páxs. 1490–1504. doi:10.1086/300781. Bibcode: 1999AJ....117.1490P. 
  13. ↑ 13,0 13,1 13,2 Kessler-Silacci, Jacqueline; Dullemond, Cornelis P. et al. (2006). «c2d SPITZER IRS spectra of disks around T Tauri stars. I. Silicate emission and grain growth». The Astrophysical Journal 639 (3):  páxs. 275–291. doi:10.1086/499330. Bibcode: 2006ApJ...639..275K. 
  14. ↑ 14,00 14,01 14,02 14,03 14,04 14,05 14,06 14,07 14,08 14,09 14,10 14,11 14,12 14,13 14,14 Kokubo, Eiichiro (2002). «Formation of protoplanet systems and diversity of planetary systems». The Astrophysical Journal 581 (1):  páxs. 666–680. doi:10.1086/344105. Bibcode: 2002ApJ...581..666K. 
  15. ↑ 15,0 15,1 15,2 15,3 15,4 15,5 Raymond, Sean N. (2006). «High-resolution simulations of the final assembly of earth-like planets 1: terrestrial accretion and dynamics». Icarus 183 (2):  páxs. 265–282. doi:10.1016/j.icarus.2006.03.011. Bibcode: 2006Icar..183..265R. 
  16. ↑ 16,0 16,1 16,2 16,3 16,4 16,5 Wurchterl, G., «Planet Formation Towards Estimating Galactic Habitability», en P. Ehrenfreund et al., Planet Formation Towards Estimating Galactic Habitability, http://www.springerlink.com/content/pr4rj4240383l585/  Archiváu 2018-06-18 en Wayback Machine
  17. ↑ Devitt, Terry (31 de xineru de 2001). «What Puts The Brakes On Madly Spinning Stars?». University of Wisconsin-Madison. http://www.news.wisc.edu/5732. Consultáu'l 9 d'abril de 2013. 
  18. ↑ 18,0 18,1 18,2 18,3 18,4 18,5 Nakamoto, Taishi (1994). «Formation, early evolution, and gravitational stability of protoplanetary disks». The Astrophysical Journal 421:  páxs. 640–650. doi:10.1086/173678. Bibcode: 1994ApJ...421..640N. 
  19. ↑ 19,0 19,1 19,2 Youdin, Andrew N. (2002). «Planetesimal formation by gravitational instability». The Astrophysical Journal 580 (1):  páxs. 494–505. doi:10.1086/343109. Bibcode: 2002ApJ...580..494Y. 
  20. ↑ 20,0 20,1 20,2 20,3 20,4 Inaba, S. (2003). «el%202003.pdf Formation of gas giant planets: core accretion models with fragmentation and planetary envelope» (PDF). Icarus 166 (1):  páxs. 46–62. doi:10.1016/j.icarus.2003.08.001. Bibcode: 2003Icar..166...46I. http://isotope.colorado.edu/~astr5835/Inaba%20et%20a el%202003.pdf. 
  21. ↑ Papaloizou 2007 page 10
  22. ↑ George H. A. Cole (2013). Planetary Science: The Science of Planets around Stars, Second Edition, Michael M. Woolfson, p. 190
  23. ↑ Brester, David (1876), "More Worlds Than One: The Creed of the Philosopher and the Hope of the Christian", Chatto and windus, piccadilly, p. 153
  24. ↑ 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
  25. ↑ 25,0 25,1 25,2 25,3 Pudritz, Ralph E. (2002). «Clustered Star Formation and the Origin of Stellar Masses». Science 295 (5552):  páxs. 68–75. doi:10.1126/science.1068298. PMID 11778037. Bibcode: 2002Sci...295...68P. http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/295/5552/68. 
  26. ↑ Clark, Paul C. (2005). «The onset of collapse in turbulently supported molecular clouds». Mon.Not.R.Astron.Soc. 361 (1):  páxs. 2–16. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09105.x. Bibcode: 2005MNRAS.361....2C. 
  27. ↑ 27,0 27,1 27,2 27,3 Motte, F.; Neri, R.; Neri (1998). «The initial conditions of star formation in the ρ Ophiuchi main cloud: wide-field millimeter continuum mapping». Astron. Astrophys. 336:  páxs. 150–172. Bibcode: 1998A&A...336..150M. 
  28. ↑ 28,0 28,1 28,2 28,3 28,4 Stahler, Steven W. (1980). «The evolution of protostars: II The hydrostatic core». The Astrophysical Journal 242:  páxs. 226–241. doi:10.1086/158459. Bibcode: 1980ApJ...242..226S. 
  29. ↑ 29,0 29,1 29,2 29,3 29,4 29,5 Yorke, Harold W. (1999). «The formation of protostellar disks. III. The influence of gravitationally induced angular momentum transport on disk structure and appearance». The Astrophysical Journal 525 (1):  páxs. 330–342. doi:10.1086/307867. Bibcode: 1999ApJ...525..330Y. 
  30. ↑ Llee, Chin-Fei (2000). «CO outflows from young stars: confronting the jet and wind models». The Astrophysical Journal 542 (2):  páxs. 925–945. doi:10.1086/317056. Bibcode: 2000ApJ...542..925L. 
  31. ↑ 31,0 31,1 Stahler, Steven W. (1988). «Deuterium and the Stellar Birthline». The Astrophysical Journal 332:  páxs. 804–825. doi:10.1086/166694. Bibcode: 1988ApJ...332..804S. 
  32. ↑ Mohanty, Subhanjoy (2005). «The T Tauri Phase down to Nearly Planetary Masses: Echelle Spectra of 82 Very Low Mass Stars and Brown Dwarfs». The Astrophysical Journal 626 (1):  páxs. 498–522. doi:10.1086/429794. Bibcode: 2005ApJ...626..498M. 
  33. ↑ Martin, Y.L.; Magazzu, A.; Pavlenko Yá.V.; Pavlenko (1994). «Pre-main sequence lithium burning». Astron. Astrophys. 282:  páxs. 503–517. Bibcode: 1994A&A...282..503M. 
  34. ↑ 34,0 34,1 34,2 Hartmann, Llee; Gullbring, Eric; D’Alessio, Paula (1998). «Accretion and the evolution of T Tauri disks». The Astrophysical Journal 495 (1):  páxs. 385–400. doi:10.1086/305277. Bibcode: 1998ApJ...495..385H. 
  35. ↑ 35,0 35,1 Shu, Frank H. (1997). «X-rays and Fluctuating X-Winds from Protostars». Science 277 (5331):  páxs. 1475–1479. doi:10.1126/science.277.5331.1475. Bibcode: 1997Sci...277.1475S. http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/277/5331/1475. 
  36. ↑ 36,0 36,1 Muzerolle, James; Hartmann, Lee (2001). «Emission-line diagnostics of T Tauri magnetospheric accretion. II. Improved model tests and insights into accretion physics». The Astrophysical Journal 550 (2):  páxs. 944–961. doi:10.1086/319779. Bibcode: 2001ApJ...550..944M. 
  37. ↑ 37,0 37,1 Adams, Fred C. (2004). «Photoevaporation of circumstellar disks due to external far-ultraviolet radiation in stellar aggregates». The Astrophysical Journal 611 (1):  páxs. 360–379. doi:10.1086/421989. Bibcode: 2004ApJ...611..360A. 
  38. ↑ «RELEASE 14-114 Astronomical Forensics Uncover Planetary Disks in NASA's Hubble Archive». NASA (24 d'abril de 2014). Archiváu dende l'orixinal, el 25 d'abril de 2014. Consultáu'l 25 d'abril de 2014.
  39. ↑ Megeath, S.T. (2005). «Spitzer/IRAC photometry of the ρ Chameleontis association». The Astrophysical Journal 634 (1):  páxs. L113–L116. doi:10.1086/498503. Bibcode: 2005ApJ...634L.113M. 
  40. ↑ 40,0 40,1 40,2 Chick, Kenneth M. (1997). «Thermal processing of interstellar dust grains in the primitive solar environment». The Astrophysical Journal 477 (1):  páxs. 398–409. doi:10.1086/303700. Bibcode: 1997ApJ...477..398C. 
  41. ↑ ALMA Sheds Light on Planet-Forming Gas Streams. http://www.eso.org/public/news/eso1301/. Consultáu'l 10 de xineru de 2013. 
  42. ↑ 42,0 42,1 Michikoshi, Shugo (2006). «A two-fluyíi analysis of the kelvin-helmholtz instability in the dusty layer of a protoplanetary disk: a possible path toward planetesimal formation through gravitational instability». The Astrophysical Journal 641 (2):  páxs. 1131–1147. doi:10.1086/499799. Bibcode: 2006ApJ...641.1131M. 
  43. ↑ 43,0 43,1 Boss, Alan P. (2003). «Rapid formation of outer giant planets by disk instability». The Astrophysical Journal 599 (1):  páxs. 577–581. doi:10.1086/379163. Bibcode: 2003ApJ...599..577B. 
  44. ↑ Stamatellos, Dimitris (2007). «Brown dwarf formation by gravitational fragmentation of massive, extended protostellar discs». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters 382 (1):  páxs. L30–L34. doi:10.1111/j.1745-3933.2007.00383.x. Bibcode: 2007MNRAS.382L..30S. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?arXiv:0708.2827. 
  45. ↑ Font, Andreea S. (2004). «Photoevaporation of circumstellar disks around young stars». The Astrophysical Journal 607 (2):  páxs. 890–903. doi:10.1086/383518. Bibcode: 2004ApJ...607..890F. 
  46. ↑ 46,0 46,1 46,2 46,3 46,4 46,5 46,6 46,7 46,8 Bottke, William F. (2005). «Linking the collisional history of the main asteroid belt to its dynamical excitation and depletion» (PDF). Icarus 179 (1):  páxs. 63–94. doi:10.1016/j.icarus.2005.05.017. Bibcode: 2005Icar..179...63B. http://www.boulder.swri.edu/~bottke/Reprints/Bottke_Icarus_2005_179_63-94_Linking_Collision_Dynamics_MB.pdf. 
  47. ↑ 47,0 47,1 47,2 47,3 Raymond, Sean N. (2007). «High-resolution simulations of the final assembly of Earth-like planets 2: water delivery and planetary habitability». Astrobiology 7 (1):  páxs. 66–84. doi:10.1089/ast.2006.06-0126. PMID 17407404. Bibcode: 2007AsBio...7...66R. 
  48. ↑ 48,0 48,1 48,2 48,3 48,4 48,5 48,6 48,7 Thommes, Y.W. (2003). «Oligarchic growth of giant planets». Icarus 161 (2):  páxs. 431–455. doi:10.1016/S0019-1035(02)00043-X. Bibcode: 2003Icar..161..431T. 
  49. ↑ 49,0 49,1 49,2 49,3 49,4 49,5 Petit, Jean-Marc (2001). «The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt» (PDF). Icarus 153 (2):  páxs. 338–347. doi:10.1006/icar.2001.6702. Bibcode: 2001Icar..153..338P. http://www.gps.caltech.edu/classes/gue133/reading/asteroids.pdf. 
  50. ↑ 50,0 50,1 Janson, M. (2011). «High-contrast Imaging Search for Planets and Brown Dwarfs around the Most Massive Stars in the Solar Neighborhood». ApJ 736 (89). doi:10.1088/0004-637x/736/2/89. 
  51. ↑ 51,0 51,1 51,2 Fortier, A. (2007). «Oligarchic planetesimal accretion and giant planet formation». Astron. Astrophys. 473 (1):  páxs. 311–322. doi:10.1051/0004-6361:20066729. Bibcode: 2007A&A...473..311F. 
  52. ↑ Thommes, Edward W. (1999). «The formation of Uranus and Neptune in the Jupiter-Saturn region of the Solar System» (PDF). Nature 402 (6762):  páxs. 635–638. doi:10.1038/45185. PMID 10604469. Bibcode: 1999Natur.402..635T. http://www.boulder.swri.edu/~hal/PDF/un-scat_nature.pdf. 
  53. ↑ 53,0 53,1 53,2 Papaloizou, J.C.B.; Kley, W. et al.; Kley; Masset; Artymowicz, «Disk-Planet Interactions During Planet Formation», en Bo Reipurth; David Jewitt; Klaus Keil, Disk-Planet Interactions During Planet Formation, Bibcode: 2007prpl.conf..655P 
  54. ↑ 54,0 54,1 Levison, Harold F. (2003). «The role of giant planets in terrestrial planet formation» (PDF). The Astronomical Journal 125 (5):  páxs. 2692–2713. doi:10.1086/374625. Bibcode: 2003AJ....125.2692L. http://www.boulder.swri.edu/~hal/PDF/tfakess.pdf. 
  55. ↑ Canup, Robin M. (2002). «Formation of the Galilean Satellites: Conditions of Accretion» (PDF). The Astronomical Journal 124 (6):  páxs. 3404–3423. doi:10.1086/344684. Bibcode: 2002AJ....124.3404C. http://www.boulder.swri.edu/~robin/cw02final.pdf. 


Sacáu de «https://ast.wikipedia.org/w/index.php?title=Hipótesis_nebular&oldid=4268199»