WikiDer > Гипотеза Grand Tack

Grand tack hypothesis
Юпитер мог бы сформировать Солнечная система на своем грандиозном пути

В планетарная астрономия, то гипотеза великой цели предлагает, чтобы после его образования на 3,5 AU, Юпитер мигрировал внутрь до 1,5 AU, прежде чем изменить курс из-за захвата Сатурн в орбитальный резонанс, в конечном итоге остановившись около своей текущей орбиты на 5,2 а.е. Обратное движение Юпитера можно сравнить с путем парусное судно изменение направления (прихватывание), когда он движется против ветра.[1]

В планетезимальный диск усечен миграцией Юпитера на 1,0 а.е., что ограничивает материал, доступный для формирования Марс.[2] Юпитер дважды пересекает пояс астероидов, разбрасывая астероиды то вовне, то внутрь. Получающийся в результате пояс астероидов имеет небольшую массу, широкий диапазон наклонов и эксцентриситетов, а также население, происходящее как внутри, так и за пределами первоначальной орбиты Юпитера.[3] Обломки, образовавшиеся в результате столкновений планетезималей, проносившихся перед Юпитером, возможно, загнали раннее поколение планет в космос. солнце.[4]

Описание

Согласно гипотезе большого хода Юпитер после своего образования прошел двухфазную миграцию, мигрировав внутрь на 1,5 а.е., прежде чем изменить курс и мигрировать наружу. Формирование Юпитера происходило около линия льда, примерно 3,5 AU. После устранения разрыва в газовом диске Юпитер подвергся миграция типа II, медленно двигаясь к Солнцу вместе с газовым диском. Если бы эта миграция не была прервана, Юпитер оставался бы на близкой орбите вокруг Солнца, как это было недавно обнаружено. горячие юпитеры в других планетных системах.[5] Сатурн также мигрировал к Солнцу, но, будучи меньше, он мигрировал быстрее, претерпевая либо миграция типа I или беглая миграция.[6] Сатурн сошелся с Юпитером и во время этой миграции был захвачен в резонансе среднего движения 2: 3 с Юпитером. Затем вокруг Юпитера и Сатурна образовался перекрывающийся зазор в газовом диске,[7] изменение баланса сил на этих планетах, которые начали вместе мигрировать. Сатурн частично очистил свою часть зазора, уменьшив крутящий момент, действующий на Юпитер со стороны внешнего диска.

Тогда чистый крутящий момент на планетах стал положительным, с крутящими моментами, создаваемыми внутренними Линдбладские резонансы превышая таковые из внешнего диска, планеты начали мигрировать наружу.[8] Миграция наружу могла продолжаться, потому что взаимодействия между планетами позволяли газу течь через разрыв.[9] Газ обменивается угловым моментом с планетами во время своего прохождения, добавляя к положительному балансу моментов; и переносит массу с внешнего диска на внутренний диск, позволяя планетам перемещаться наружу относительно диска.[10] Перенос газа на внутренний диск также замедлил уменьшение массы внутреннего диска по сравнению с внешним диском по мере его аккреции на Солнце, что в противном случае ослабило бы внутренний крутящий момент, прекратив миграцию планет наружу.[8][11] В гипотезе большого курса предполагается, что этот процесс обратил вспять внутреннюю миграцию планет, когда Юпитер находится на 1,5 а.е.[6] Миграция Юпитера и Сатурна наружу продолжалась до тех пор, пока они не достигли конфигурации с нулевым крутящим моментом внутри расширяющегося диска.[12] или газовый диск рассеялся,[11] и, как предполагается, закончится с Юпитером около его текущей орбиты.[6]

Сфера действия гипотезы грандиозной цели

Гипотеза может быть применена к множеству явлений в Солнечной системе.

Проблема Марса

Грандиозный курс Юпитера решает проблему Марса, ограничивая материал, доступный для его образования. Проблема Марса - это конфликт между некоторыми моделями образования планеты земной группы которые заканчиваются планетой массой 0,5–1,0 в своем регионе, что намного больше, чем фактическая масса Марса: 0,107 массы Земли, если начать с планетезималей, распределенных по внутренней части Солнечной системы.[13] Внутренняя миграция Юпитера изменяет это распределение материала,[14] загоняя планетезимали внутрь, чтобы сформировать узкую плотную полосу из смеси материалов внутри 1,0 а.е.,[15] и оставляет регион Марса практически пустым.[16] Планетарные зародыши быстро образуются в узкой полосе. Большинство этих эмбрионов сталкиваются и сливаются, образуя более крупные планеты земной группы (Венера и земной шар) за период от 60 до 130 миллионов лет.[17] Другие разбросаны за пределы полосы, где они лишены дополнительного материала, что замедляет их рост, и образуют планеты земной группы с меньшей массой Марс и Меркурий.[18]

Пояс астероидов

Юпитер и Сатурн вытесняют большинство астероидов со своих первоначальных орбит во время своих миграций, оставляя после себя возбужденный остаток, полученный как внутри, так и за пределами первоначального местоположения Юпитера. До миграции Юпитера в окружающих регионах находились астероиды, состав которых менялся в зависимости от расстояния от Солнца.[19] Каменистые астероиды доминировали во внутренней области, тогда как более примитивные и ледяные астероиды доминировали во внешней области за линией льда.[20] По мере того как Юпитер и Сатурн движутся внутрь, ~ 15% внутренних астероидов рассеиваются наружу на орбиты за пределами Сатурна.[2] После изменения курса Юпитер и Сатурн сначала сталкиваются с этими объектами, рассеивая около 0,5% первоначального населения обратно внутрь на стабильные орбиты.[6] Позже, когда Юпитер и Сатурн мигрируют во внешнюю область, около 0,5% примитивных астероидов рассеиваются по орбитам внешнего пояса астероидов.[6] Встречи с Юпитером и Сатурном оставляют многие захваченные астероиды с большими эксцентриситет и наклонности.[16] Они могут быть уменьшены во время нестабильности планеты-гиганта, описанной в модели Ниццы, так что распределение эксцентриситета будет напоминать распределение эксцентриситета в текущем поясе астероидов.[21] Некоторые из ледяных астероидов также остаются на орбитах, пересекающих регион, где позже сформировались планеты земной группы, что позволяет доставлять воду к аккрецирующим планетам, как когда ледяные астероиды сталкиваются с ними.[22][23]

Отсутствующие суперземли

Отсутствие близкой орбиты суперземли в Солнечной системе также может быть результатом внутренней миграции Юпитера.[24] Когда Юпитер движется внутрь, планетезимали захватываются резонансами среднего движения, в результате чего их орбиты сокращаются, а их эксцентриситет увеличивается. А столкновительный каскад следует, когда относительные скорости планетезималей стали достаточно большими, чтобы произвести катастрофические столкновения. Затем образовавшиеся обломки по спирали движутся внутрь к Солнцу из-за сопротивления газового диска. Если бы в ранней Солнечной системе существовали суперземли, они бы уловили большую часть этого мусора в резонансах и могли бы попасть в Солнце, когда мусор по спирали двигался внутрь. Нынешние планеты земной группы затем сформировались бы из планетезималей, оставшихся после того, как Юпитер изменил курс.[25] Однако миграции суперземель, находящихся на близкой орбите, к Солнцу можно было бы избежать, если бы обломки слились в более крупные объекты, уменьшив сопротивление газа; и если бы протопланетный диск имел внутреннюю полость, их перемещение внутрь могло бы быть остановлено около его края.[26] Если бы во внутренней Солнечной системе еще не образовались планеты, разрушение более крупных тел во время каскада столкновений могло бы оставить оставшиеся обломки достаточно маленькими, чтобы их вытолкнул наружу солнечный ветер, который был бы намного сильнее во время ранней Солнечной системы. , оставляя мало для образования планет внутри орбиты Меркурия.[27]

Более поздние разработки

Моделирование образования планет земной группы с использованием моделей протопланетного диска, которые включают вязкое нагревание и миграцию планетарных зародышей, показывают, что миграция Юпитера могла измениться на 2,0 а.е. В симуляциях эксцентриситет эмбрионов возбуждается возмущениями от Юпитера. Поскольку эти эксцентриситет демпфируются более плотным газовым диском последних моделей, большие полуоси эмбрионов сжимаются, смещая пиковую плотность твердых частиц внутрь. Для моделирования с изменением миграции Юпитера в обратном направлении на 1,5 а.е., это привело к формированию самой большой планеты земной группы около орбиты Венеры, а не на орбите Земли. Моделирование, которое вместо этого изменило миграцию Юпитера на 2,0 а.е., дало более точное соответствие с нынешней Солнечной системой.[9]

Когда фрагментация из-за столкновений «наезд и бегство» включена в моделирование с ранней нестабильностью, орбиты планет земной группы воспроизводятся лучше. Большее количество малых тел в результате этих столкновений уменьшает эксцентриситет и наклон орбит растущих планет за счет дополнительных столкновений и динамического трения. Это также приводит к тому, что большая часть массы планет земной группы сосредоточена на Венере и Земле, и увеличивает время их формирования по сравнению с Марсом.[28]

Миграция планет-гигантов через пояс астероидов вызывает резкий скачок скорости столкновения, который может привести к образованию хондритов CB. Хондриты CB представляют собой богатые металлами углеродистые хондриты, содержащие железо / никелевые конкреции, которые образовались в результате кристаллизации ударных расплавов через 4,8 ± 0,3 млн лет после первых твердых частиц. Испарение этих металлов требует ударов со скоростью более 18 км / с, что значительно превышает максимальное значение 12,2 км / с в стандартных моделях аккреции. Миграция Юпитера через пояс астероидов увеличивает эксцентриситет и наклон астероидов, в результате чего период столкновения со скоростью 0,5 млн. Лет достаточен для испарения металлов. Если бы образование CB-хондритов было связано с миграцией Юпитера, это произошло бы через 4,5-5 млн лет после образования Солнечной системы.[29]

Присутствие плотной атмосферы вокруг Титана и ее отсутствие вокруг Ганимеда и Каллисто может быть связано со временем их образования относительно великого галса. Если бы Ганимед и Каллисто сформировались до большого галса, их атмосферы были бы потеряны, поскольку Юпитер приближался к Солнцу. Однако для того, чтобы Титан избежал миграции типа I на Сатурн и чтобы атмосфера Титана выжила, она должна была сформироваться после грандиозной атаки.[30][31]

Встречи с другими эмбрионами могут дестабилизировать диск, вращающийся вокруг Марса, уменьшив массу лун, образующихся вокруг Марса. После того, как Марс рассеивается из кольцевого пространства в результате столкновений с другими планетами, он продолжает встречаться с другими объектами, пока планеты не очистят материю от внутренней части Солнечной системы. Хотя эти столкновения позволяют орбите Марса отделиться от других планет и оставаться на стабильной орбите, они также могут нарушить диск материала, из которого формируются луны Марса. Эти возмущения заставляют материал уходить с орбиты Марса или ударяться о его поверхность, уменьшая массу диска, что приводит к образованию спутников меньшего размера.[32]

Потенциальные проблемы

Большая часть аккреции Марса должна была произойти за пределами узкого кольцевого пространства материала, образованного грандиозным галсом, если Марс имеет другой состав, чем Земля и Венера. Планеты, которые растут в кольце, созданном грандиозным галсом, имеют аналогичный состав. Если грандиозный поворот произошел рано, а зародыш, ставший Марсом, был относительно небольшим, мог бы сформироваться Марс с другим составом, если бы он вместо этого был рассеян вовне, а не внутрь, как астероиды. Вероятность этого составляет примерно 2%.[33][34]

Более поздние исследования показали, что сходящаяся орбитальная миграция Юпитера и Сатурна в исчезающей солнечной туманности вряд ли приведет к резонансу среднего движения 3: 2. Вместо того, чтобы поддерживать более быструю безудержную миграцию, условия туманности приводят к более медленной миграции Сатурна и его захвату в резонансе среднего движения 2: 1.[11][35] Захват Юпитера и Сатурна в резонансе среднего движения 2: 1 обычно не меняет направление миграции, но были идентифицированы определенные конфигурации туманностей, которые могут приводить к миграции вовне.[36] Однако эти конфигурации, как правило, вызывают возбуждение у Юпитера и Сатурна. орбитальный эксцентриситет до значений, которые в два-три раза превышают их фактические значения.[36][37] Кроме того, если температура и вязкость газа позволяют Сатурну создавать более глубокий зазор, результирующий крутящий момент может снова стать отрицательным, что приведет к перемещению системы внутрь.[11]

Сценарий большого курса игнорирует продолжающееся наращивание газа как на Юпитере, так и на Сатурне.[38] Фактически, чтобы вызвать миграцию вовне и переместить планеты к их текущим орбитам, солнечная туманность должна была содержать достаточно большой резервуар газа вокруг орбит двух планет. Однако этот газ может стать источником аккреции, которая повлияет на рост Юпитера и Сатурна и их соотношение масс.[11] Тип плотности туманностей, необходимый для захвата в резонансе среднего движения 3: 2, особенно опасен для выживания двух планет, поскольку может привести к значительному росту массы и последующему рассеянию планеты-планеты. Но условия, приводящие к резонансным системам среднего движения 2: 1, также могут подвергнуть опасности планеты.[39] Аккреция газа на обеих планетах также имеет тенденцию уменьшать приток газа к внутреннему диску, снижая скорость аккреции к Солнцу. Этот процесс работает, чтобы несколько истощить внутреннюю часть диска до орбиты Юпитера, ослабляя крутящие моменты на Юпитере, возникающие из-за внутренних резонансов Линдблада, и потенциально прекращая внешнюю миграцию планет.[11]

Альтернативы

Было предложено множество гипотез, объясняющих небольшую массу Марса. Небольшой Марс, возможно, был событием с низкой вероятностью, поскольку он происходит в небольшой, но ненулевой части моделирования, которое начинается с планетезималей, распределенных по всей внутренней Солнечной системе.[40][41][42] Маленький Марс мог быть результатом того, что его область была в значительной степени пустой из-за того, что твердый материал дрейфовал дальше внутрь до образования планетезималей.[43][44] Большая часть массы также могла быть удалена из области Марса до того, как она сформировалась, если бы неустойчивость гигантской планеты, описанная в Хорошая модель произошло рано.[45][46] Если рост планетезималей и эмбрионов на планетах земной группы происходил в основном насыпь гальки, маленький Марс мог быть результатом того, что этот процесс был менее эффективным с увеличением расстояния от Солнца.[47][48] Широкие вековые резонансы во время прояснения газового диска также могут вызывать наклоны и эксцентриситет, увеличивая относительные скорости, так что столкновения приводят к фрагментации вместо аккреции.[49] Ряд этих гипотез может также объяснить небольшую массу пояса астероидов.

Также был предложен ряд гипотез для объяснения эксцентриситетов и наклонов орбит астероидов и малой массы пояса астероидов. Если бы область пояса астероидов была изначально пуста из-за образования там нескольких планетезималей, она могла быть заселена ледяными планетезималиями, которые были разбросаны внутрь во время газовой аккреции Юпитера и Сатурна.[50] и каменистыми астероидами, которые были разбросаны формирующимися планетами земной группы.[51][52] Рассеянные внутрь ледяные планетезимали также могли доставлять воду в земные районы.[53] Первоначально маломассивный пояс астероидов мог бы иметь эксцентриситеты и наклонения орбиты, возбужденные вековыми резонансами, если бы резонансные орбиты Юпитера и Сатурна стали хаотичными до нестабильности модели Ниццы.[54][55] Эксцентриситет и наклон астероида также могут быть возбуждены во время нестабильности планеты-гиганта, достигая наблюдаемых уровней, если это продлится несколько сотен тысяч лет.[56] Гравитационные взаимодействия между астероидами и эмбрионами в первоначально массивном поясе астероидов усилили бы эти эффекты, изменив большие полуоси астероидов, вынудив многие астероиды выйти на нестабильные орбиты, где они были удалены из-за взаимодействия с планетами, что привело к потере более чем 99% его массы.[57] Вековые резонансные колебания во время диссипации газового диска могли возбуждать орбиты астероидов и уносить многие из них по спирали к Солнцу из-за сопротивления газа после возбуждения их эксцентриситетов.[58]

Также было предложено несколько гипотез об отсутствии близкой орбиты. суперземля и небольшая масса Меркурий. Если бы ядро ​​Юпитера сформировалось близко к Солнцу, его внешняя миграция через внутреннюю часть Солнечной системы могла бы вытолкнуть материал наружу в его резонансах, оставив область внутри Венеры орбита истощена.[59][26] В протопланетном диске, который эволюционировал под действием дискового ветра, планетарные эмбрионы могли мигрировать наружу, прежде чем слиться с образованием планет, оставив Солнечную систему без планет на орбите Меркурия.[60][61] Раннее поколение внутренних планет могло быть потеряно из-за катастрофических столкновений во время нестабильности, в результате чего обломки оказались достаточно маленькими, чтобы их можно было потерять из-за сопротивления Пойнтинга-Робертсона.[62][63] Если бы образование планетезималей произошло только рано, внутренний край планетезимального диска мог бы быть расположен на линии конденсации силикатов в это время.[64] Формирование планетезималей ближе, чем орбита Меркурия, могло потребовать, чтобы магнитное поле звезды было выровнено с вращением диска, что позволило истощить газ, так что отношения твердого вещества к газу достигли значений, достаточных для потоковая нестабильность происходить.[65][66] Для образования суперземли может потребоваться больший поток дрейфующих камешков, чем это было в ранней Солнечной системе.[67]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ Зубрицкий, Елизавета. "Юные путешествия Юпитера изменили определение Солнечной системы". НАСА. Получено 4 ноября 2015.
  2. ^ а б Битти, Келли. «Наша» Новая, усовершенствованная «Солнечная система». Небо и телескоп. Получено 4 ноября 2015.
  3. ^ Сандерс, Рэй. "Как Юпитер сформировал нашу Солнечную систему?". Вселенная сегодня. Получено 4 ноября 2015.
  4. ^ Чой, Чарльз К. «Разгромная миграция Юпитера может объяснить нашу странную солнечную систему». Space.com. Получено 4 ноября 2015.
  5. ^ Fesenmaier, Kimm. «Новое исследование предполагает, что в Солнечной системе когда-то были суперземли». Калтех. Получено 5 ноября 2015.
  6. ^ а б c d е Уолш, Кевин Дж .; Морбиделли, Алессандро; Раймонд, Шон Н .; О'Брайен, Дэвид П .; Манделл, Ави М. (2011). «Низкая масса Марса из-за ранней миграции Юпитера, вызванной газом». Природа. 475 (7355): 206–209. arXiv:1201.5177. Bibcode:2011Натура.475..206Вт. Дои:10.1038 / природа10201. PMID 21642961.
  7. ^ «Новое исследование предполагает, что в Солнечной системе когда-то были суперземли». Астробиология. Получено 5 ноября 2015.
  8. ^ а б Морбиделли, Алессандро; Крида, Орелиен (2007). «Динамика Юпитера и Сатурна в газовом протопланетном диске». Икар. 191 (1): 158–171. arXiv:0704.1210. Bibcode:2007Icar..191..158M. Дои:10.1016 / j.icarus.2007.04.001.
  9. ^ а б Brasser, R .; Matsumura, S .; Ida, S .; Mojzsis, S.J .; Вернер, С. (2016). «Анализ образования планет земной группы по модели Grand Tack: архитектура системы и расположение галсов». Астрофизический журнал. 821 (2): 75. arXiv:1603.01009. Bibcode:2016ApJ ... 821 ... 75B. Дои:10.3847 / 0004-637X / 821/2/75.
  10. ^ Массет, Ф .; Снеллгроув, М. (2001). «Обращение вспять миграции типа II: резонансный захват более легкой гигантской протопланеты». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 320 (4): L55 – L59. arXiv:astro-ph / 0003421. Bibcode:2001МНРАС.320Л..55М. Дои:10.1046 / j.1365-8711.2001.04159.x.
  11. ^ а б c d е ж D'Angelo, G .; Марзари, Ф. (2012). «Внешняя миграция Юпитера и Сатурна в эволюционировавших газовых дисках». Астрофизический журнал. 757 (1): 50 (23 стр.). arXiv:1207.2737. Bibcode:2012ApJ ... 757 ... 50D. Дои:10.1088 / 0004-637X / 757/1/50.
  12. ^ Pierens, A .; Раймонд, С. Н. (2011). «Двухфазная миграция Юпитера и Сатурна внутрь и наружу в газовой солнечной туманности». Астрономия и астрофизика. 533: A131. arXiv:1107.5656. Bibcode:2011A & A ... 533A.131P. Дои:10.1051/0004-6361/201117451.
  13. ^ Раймонд, Шон Н .; О'Брайен, Дэвид П .; Морбиделли, Алессандро; Кайб, Натан А. (2009). «Создание планет земной группы: ограниченная аккреция во внутренней Солнечной системе». Икар. 203 (2): 644–662. arXiv:0905.3750. Bibcode:2009Icar..203..644R. Дои:10.1016 / j.icarus.2009.05.016.
  14. ^ Тим Лихтенберг, Тим. "Разрыв астероидов на части для объяснения странностей Земли". Астробиты. Получено 6 ноября 2015.
  15. ^ Картер, Филип Дж .; Leinhardt, Zoë M .; Эллиотт, Тим; Уолтер, Майкл Дж .; Стюарт, Сара Т. (2015). "Композиционная эволюция во время аккреции скалистых протопланет". Астрофизический журнал. 813 (1): 72. arXiv:1509.07504. Bibcode:2015ApJ ... 813 ... 72C. Дои:10.1088 / 0004-637X / 813/1/72.
  16. ^ а б Уолш, Кевин. "Великий гвоздь". Юго-Западный научно-исследовательский институт. Получено 6 ноября 2015.
  17. ^ Jacobson, S.A .; Морбиделли, А., А. (2014). «Формирование Луны и планет земной группы в сценарии Grand Tack». Фил. Пер. R. Soc. А. 372 (2024): 174. arXiv:1406.2697. Bibcode:2014RSPTA.37230174J. Дои:10.1098 / rsta.2013.0174. ЧВК 4128261. PMID 25114304.
  18. ^ Хансен, Брэд М. С. (2009). «Формирование планет земной группы из узкого кольца». Астрофизический журнал. 703 (1): 1131–1140. arXiv:0908.0743. Bibcode:2009ApJ ... 703.1131H. Дои:10.1088 / 0004-637X / 703/1/1131.
  19. ^ Давидссон, д-р Бьёрн Дж. Р. «Загадки пояса астероидов». История Солнечной системы. Получено 7 ноября 2015.
  20. ^ Раймонд, Шон. "Великий гвоздь". ПланетаПланета. Получено 7 ноября 2015.
  21. ^ Дейенно, Роджерио; Gomes, Rodney S .; Уолш, Кевин Дж .; Морбиделли, Алессандро; Несворны, Давид (2016). «Совместима ли модель Grand Tack с орбитальным распределением астероидов главного пояса?». Икар. 272: 114–124. arXiv:1701.02775. Bibcode:2016Icar..272..114D. Дои:10.1016 / j.icarus.2016.02.043.
  22. ^ О'Брайен, Дэвид П .; Уолш, Кевин Дж .; Морбиделли, Алессандро; Раймонд, Шон Н .; Манделл, Ави М. (2014). «Доставка воды и гигантские удары в сценарии« Grand Tack »». Икар. 239: 74–84. arXiv:1407.3290. Bibcode:2014Icar..239 ... 74O. Дои:10.1016 / j.icarus.2014.05.009.
  23. ^ Мацумура, Соко; Брассер, Рамон; Ида, Сигеру (2016). «Влияние динамической эволюции планет-гигантов на доставку элементов атмофилов во время формирования планет земной группы». Астрофизический журнал. 818 (1): 15. arXiv:1512.08182. Bibcode:2016ApJ ... 818 ... 15M. Дои:10.3847 / 0004-637X / 818/1/15.
  24. ^ Батыгин, Константин; Лафлин, Грег (2015). «Решающая роль Юпитера в ранней эволюции внутренней Солнечной системы». Труды Национальной академии наук. 112 (14): 4214–4217. arXiv:1503.06945. Bibcode:2015ПНАС..112.4214Б. Дои:10.1073 / pnas.1423252112. ЧВК 4394287. PMID 25831540.
  25. ^ Пресс-релиз Калифорнийского университета в Санта-Крус. «Блуждающий Юпитер унес суперземли, создав нашу необычную Солнечную систему». Астрономия сейчас. Pole Star Publications Ltd. Получено 3 ноября 2015.
  26. ^ а б Раймонд, Шон Н .; Изидоро, Андре; Битч, Бертрам; Якобсен, Сет А. (2016). "Ядро Юпитера сформировалось во внутренних частях протопланетного диска Солнца?". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 458 (3): 2962–2972. arXiv:1602.06573. Bibcode:2016МНРАС.458.2962Р. Дои:10.1093 / mnras / stw431.
  27. ^ Сполдинг, Кристофер (2018). «Изначальный солнечный ветер как скульптор формирования планет земной группы». Письма в астрофизический журнал. 869 (1): L17. arXiv:1811.11697. Дои:10.3847 / 2041-8213 / aaf478.
  28. ^ Клемент, Мэтью С .; Kaib, Nathan A .; Раймонд, Шон Н .; Чемберс, Джон Э .; Уолш, Кевин Дж. (2019). «Сценарий ранней нестабильности: образование планет земной группы во время нестабильности планеты-гиганта и эффект столкновительной фрагментации». Икар. 321: 778–790. arXiv:1812.07590. Дои:10.1016 / j.icarus.2018.12.033.
  29. ^ Johnson, B.C .; Уолш, К. Дж .; Минтон, Д. А .; Krot, A. N .; Левисон, Х. Ф. (2016). «Сроки образования и миграции планет-гигантов, ограниченные хондритами CB». Достижения науки. 2 (12): e1601658. Bibcode:2016SciA .... 2E1658J. Дои:10.1126 / sciadv.1601658. ЧВК 5148210. PMID 27957541.
  30. ^ Heller, R .; Марло, Г.-Д; Пудриц, Р. Э. (2015). «Образование Галилеевых спутников и Титана в сценарии Grand Tack». Астрономия и астрофизика. 579: L4. arXiv:1506.01024. Bibcode:2015A & A ... 579L ... 4H. Дои:10.1051/0004-6361/201526348.
  31. ^ Уилсон, Дэвид. «Держись за свои луны! Лед, атмосфера и великий галс». астробиты. Получено 20 ноября 2016.
  32. ^ Хансен, Брэдли М. С. (2018). «Динамический контекст происхождения Фобоса и Деймоса». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 475 (2): 2452–2466. arXiv:1801.07775. Bibcode:2018МНРАС.475.2452H. Дои:10.1093 / мнрас / stx3361.
  33. ^ Brasser, R .; Mojzsis, S.J .; Matsumura, S .; Ида, С. (2017). «Холодное и далекое образование Марса». Письма по науке о Земле и планетах. 468: 85–93. arXiv:1704.00184. Bibcode:2017E и PSL.468 ... 85B. Дои:10.1016 / j.epsl.2017.04.005.
  34. ^ Самнер, Томас. «Марс, возможно, не родился вместе с другими каменистыми планетами». Новости науки. Получено 23 июн 2017.
  35. ^ Хаметла, Рауль О. (2020). «Захват и миграция Юпитера и Сатурна в резонансе среднего движения в газообразном протопланетном диске». arXiv:2001.09235.
  36. ^ а б Пьеренс, Арно; Раймонд, Шон Н .; Несворный, Давид; Морбиделли, Алессандро (2014). «Внешняя миграция Юпитера и Сатурна в резонансе 3: 2 или 2: 1 в радиационных дисках: последствия для моделей Grand Tack и Nice». Письма в астрофизический журнал. 795 (1): L11. arXiv:1410.0543. Bibcode:2014ApJ ... 795L..11P. Дои:10.1088 / 2041-8205 / 795/1 / L11.
  37. ^ Marzari, F .; D’Angelo, G .; Пикогна, Г. (2019). «Распределение околозвездной пыли в системах с двумя планетами в резонансе». Астрономический журнал. 157 (2): id. 45 (12 стр.). arXiv:1812.07698. Bibcode:2019AJ .... 157 ... 45M. Дои:10.3847 / 1538-3881 / aaf3b6.
  38. ^ D'Angelo, G .; Марзари, Ф. (2015). «Устойчивая аккреция на газовых гигантах, окруженных околопланетными дисками с низкой турбулентностью». Американское астрономическое общество, заседание DPS № 47. id.418.06: 418.06. Bibcode:2015ДПС .... 4741806D.
  39. ^ Marzari, F .; Д'Анджело, Г. (2013). «Массовый рост и эволюция гигантских планет на резонансных орбитах». Американское астрономическое общество, заседание DPS № 45. id.113.04: 113.04. Bibcode:2013ДПС .... 4511304М.
  40. ^ Чемберс, Дж. Э. (2013). «Поздняя стадия планетарной аккреции, включая столкновения с разбегом и фрагментацию». Икар. 224 (1): 43–56. Bibcode:2013Icar..224 ... 43C. Дои:10.1016 / j.icarus.2013.02.015.
  41. ^ Fischer, R.A .; Чесла, Ф. Дж. (2014). «Динамика планет земной группы по результатам большого количества симуляций N тел». Письма по науке о Земле и планетах. 392: 28–38. Bibcode:2014E и PSL.392 ... 28F. Дои:10.1016 / j.epsl.2014.02.011.
  42. ^ Барклай, Томас; Кинтана, Элиза В. (2015). «Формирование на месте марсианских планет - результаты сотен симуляций N-тел, включающих фрагментацию столкновений». Американское астрономическое общество, заседание DPS № 47. #507.06: 507.06. Bibcode:2015ДПС .... 4750706Б.
  43. ^ Изидоро, Андре; Раймонд, Шон Н .; Морбиделли, Алессандро; Зима, Отон С. (2015). «Формирование планет земной группы ограничено Марсом и структурой пояса астероидов». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 453 (4): 3619–3634. arXiv:1508.01365. Bibcode:2015МНРАС.453.3619И. Дои:10.1093 / мнрас / stv1835. HDL:11449/177633.
  44. ^ Drążkowska, J .; Alibert, Y .; Мур, Б. (2016). «Близкое планетезимальное образование за счет нагромождения дрейфующей гальки». Астрономия и астрофизика. 594: A105. arXiv:1607.05734. Bibcode:2016A & A ... 594A.105D. Дои:10.1051/0004-6361/201628983.
  45. ^ Клемент, Мэтью С .; Kaib, Nathan A .; Раймонд, Шон Н .; Уолш, Кевин Дж. (2018). «Рост Марса задерживается из-за неустойчивости ранней гигантской планеты». Икар. 311: 340–356. arXiv:1804.04233. Bibcode:2018Icar..311..340C. Дои:10.1016 / j.icarus.2018.04.008.
  46. ^ Раймонд, Шон. "Рост Марса остановился!". планета. Получено 31 января 2019.
  47. ^ Ученые предсказывают, что каменистые планеты сформировались из «гальки»."". Юго-Западный научно-исследовательский институт. Получено 22 ноября 2015.
  48. ^ Левисон, Гарольд Ф .; Кретке, Кэтрин А .; Уолш, Кевин; Боттке, Уильям (2015). «Рост планет земной группы из постепенного накопления субметровых объектов». PNAS. 112 (46): 14180–14185. arXiv:1510.02095. Bibcode:2015ПНАС..11214180Л. Дои:10.1073 / pnas.1513364112. ЧВК 4655528. PMID 26512109.
  49. ^ Бромли, Бенджамин С .; Кеньон, Скотт Дж. (2017). «Формирование планет земного типа: динамическая встряска и малая масса Марса». Астрономический журнал. 153 (5): 216. arXiv:1703.10618. Bibcode:2017AJ .... 153..216B. Дои:10.3847 / 1538-3881 / aa6aaa.
  50. ^ Раймонд, Шон Н .; Изидоро, Андре (2017). «Происхождение воды во внутренней Солнечной системе: планетезимали, рассеянные внутрь во время быстрой газовой аккреции Юпитера и Сатурна». Икар. 297: 134–148. arXiv:1707.01234. Bibcode:2017Icar..297..134R. Дои:10.1016 / j.icarus.2017.06.030.
  51. ^ Раймонд, Шон Н .; Изидоро, Андре (2017). «Пустой первозданный пояс астероидов». Достижения науки. 3 (9): e1701138. arXiv:1709.04242. Bibcode:2017SciA .... 3E1138R. Дои:10.1126 / sciadv.1701138. ЧВК 5597311. PMID 28924609.
  52. ^ Раймонд, Шон. «Пояс астероидов: космический лагерь беженцев?». планета. Получено 14 сентября 2017.
  53. ^ Раймонд, Шон. "Откуда взялась вода Земли (и пояса астероидов)?". планета. Получено 7 июля 2017.
  54. ^ Изидоро, Андре; Раймонд, Шон Н .; Пьеренс, Арно; Морбиделли, Алессандро; Winter, Othon C .; Несворный, Давид (2016). «Пояс астероидов как реликвия хаотической ранней Солнечной системы». Письма в астрофизический журнал. 833 (1): 40. arXiv:1609.04970. Bibcode:2016ApJ ... 833 ... 40I. Дои:10.3847/1538-4357/833/1/40.
  55. ^ Лихтенберг, Тим. «Скромный хаос в ранней солнечной системе». астробиты. Получено 21 ноября 2016.
  56. ^ Дейенно, Роджерио; Изидоро, Андре; Морбиделли, Алессандро; Gomes, Rodney S .; Несворный, Давид; Раймонд, Шон Н. (2018). «Возбуждение первичного холодного пояса астероидов как результат планетарной нестабильности». Астрофизический журнал. 864 (1): 50. arXiv:1808.00609. Bibcode:2018ApJ ... 864 ... 50D. Дои:10.3847 / 1538-4357 / aad55d.
  57. ^ Клемент, Мэтью С .; Раймонд, Шон Н .; Кайб, Натан А. (2019). «Возбуждение и истощение пояса астероидов в сценарии ранней нестабильности». Астрономический журнал. 157 (1): 38. arXiv:1811.07916. Bibcode:2019AJ .... 157 ... 38C. Дои:10.3847 / 1538-3881 / aaf21e.
  58. ^ Чжэн, Сяочэнь; Lin, Douglas N.C .; Кувенховен, М. Б. Н. (2017). «Планетезимальный просвет и удержание астероидов в зависимости от размера за счет векового резонанса во время истощения солнечной туманности». Астрофизический журнал. 836 (2): 207. arXiv:1610.09670. Bibcode:2017ApJ ... 836..207Z. Дои:10.3847/1538-4357/836/2/207.
  59. ^ Раймонд, Шон. "Солнечная система сформировалась наизнанку?". ПланетаПланета. Получено 23 февраля 2016.
  60. ^ Огихара, Масахиро; Кобаяши, Хироши; Инуцука, Шу-ичиро; Судзуки, Такеру К. (2015). «Формирование планет земной группы в дисках, эволюционирующих из-за дискового ветра, и последствия для происхождения планет земной группы Солнечной системы». Астрономия и астрофизика. 579: A65. arXiv:1505.01086. Bibcode:2015A&A ... 579A..65O. Дои:10.1051/0004-6361/201525636.
  61. ^ Огихара, Масахиро; Кокубо, Эйитиро; Suzuki, Takeru K .; Морбиделли, Алессандро (2018). «Формирование планет земной группы в солнечной системе около 1 а.е. за счет радиальной концентрации планетезималей». Астрономия и астрофизика. 612: L5. arXiv:1804.02361. Дои:10.1051/0004-6361/201832654.
  62. ^ Редд, Нола Тейлор. "Меркурий, единственный оставшийся в живых планет на близких орбитах". Журнал Astrobiology. Получено 14 января 2017.
  63. ^ Волк, Кэтрин; Глэдман, Бретт (2015). «Объединение и сокрушение экзопланет: произошло ли это здесь?». Письма в астрофизический журнал. 806 (2): L26. arXiv:1502.06558. Bibcode:2015ApJ ... 806L..26V. Дои:10.1088 / 2041-8205 / 806/2 / L26.
  64. ^ Morbidelli, A .; Bitsch, B .; Crida, A .; Gounelle, M .; Гийо, Т .; Jacobsen, S .; Johansen, A .; Lambrechts, M .; Лега, Э. (2016). «Окаменелые линии конденсации в протопланетном диске Солнечной системы». Икар. 267: 368–376. arXiv:1511.06556. Bibcode:2016Icar..267..368M. Дои:10.1016 / j.icarus.2015.11.027.
  65. ^ Молоток, Майкл. "Почему Меркурий так далеко от Солнца?". астробиты. Получено 29 ноябрь 2016.
  66. ^ Саймон, Джейкоб (2016). «Влияние геометрии магнитного поля на формирование близких экзопланет». Письма в астрофизический журнал. 827 (2): L37. arXiv:1608.00573. Bibcode:2016ApJ ... 827L..37S. Дои:10.3847 / 2041-8205 / 827/2 / L37.
  67. ^ Lambrechts, Michiel; Морбиделли, Алессандро; Jacobson, Seth A .; Йохансен, Андерс; Битч, Бертрам; Изидоро, Андре; Раймонд, Шон Н. (2019). «Формирование планетных систем путем аккреции и миграции гальки: как радиальный поток гальки определяет режим роста планет земного типа или суперземли». Астрономия и астрофизика. A83: 627. arXiv:1902.08694. Дои:10.1051/0004-6361/201834229.