WikiDer > Потоковая нестабильность

Streaming instability

В планетологии потоковая нестабильность является гипотетическим механизмом образования планетезимали в котором сопротивление, ощущаемое твердыми частицами, вращающимися в газовом диске, приводит к их спонтанной концентрации в сгустки, которые могут гравитационно схлопнуться.[1] Небольшие начальные сгустки увеличивают орбитальную скорость газа, локально замедляя радиальный дрейф, что приводит к их росту, поскольку к ним присоединяются более быстро дрейфующие изолированные частицы. Формируются массивные нити, которые достигают плотности, достаточной для гравитационного коллапса в планетезимали размером с большие астероиды, минуя ряд барьеров на пути традиционных механизмов образования. Для формирования нестабильности течения требуются твердые вещества, которые умеренно связаны с газом, и местное соотношение твердого вещества к газу, равное единице или больше. Рост твердых частиц, достаточно крупных, чтобы стать умеренно связанными с газом, более вероятен за пределами линии льда и в областях с ограниченной турбулентностью. Начальная концентрация твердых частиц по отношению к газу необходима для подавления турбулентности в достаточной степени, чтобы позволить отношение твердого вещества к газу достигать больше единицы в средней плоскости. Было предложено множество механизмов для избирательного удаления газа или концентрирования твердых веществ. Во внутренней части Солнечной системы для формирования потоковой нестабильности требуется большая начальная концентрация твердых веществ или рост твердых частиц, превышающий размер хондр.[2]

Фон

Традиционно считается, что планетезимали и более крупные тела образовались в результате иерархической аккреции, образования крупных объектов в результате столкновения и слияния мелких объектов. Этот процесс начинается со столкновения пыль из-за Броуновское движение производство более крупных агрегатов, удерживаемых вместе силы Ван дер Ваальса. Агрегаты оседают к средней плоскости диска и сталкиваются из-за турбулентности газа, образуя гальки и более крупные объекты. Дальнейшие столкновения и слияния в конечном итоге приводят к образованию планетезималей диаметром 1–10 км, удерживаемых самогравитацией. Затем рост самых крупных планетезималей ускоряется, поскольку гравитационная фокусировка увеличивает их эффективное поперечное сечение, что приводит к их убеганию. нарастание формирование большего астероиды. Позднее гравитационное рассеяние на более крупных объектах вызывает относительные движения, вызывая переход к более медленной олигархической аккреции, которая заканчивается образованием планетарных зародышей. Во внешней Солнечной системе планетарные зародыши вырастают достаточно большими, чтобы образовывать газы, образуя планеты-гиганты. Во внутренней части Солнечной системы орбиты планетных зародышей становятся нестабильными, что приводит к гигантским ударам и образованию планет земной группы.[3]

Определен ряд препятствий на пути к этому процессу: препятствия для роста из-за столкновений, радиальный дрейф более крупных твердых тел и турбулентное перемешивание планетезималей.[2] По мере роста частицы время, необходимое для ее движения, чтобы отреагировать на изменения в движении газа в турбулентных вихрях, увеличивается. Таким образом, относительное движение частиц и скорости столкновения возрастают с увеличением массы частиц. За силикаты увеличенные скорости столкновения заставляют агрегаты пыли уплотняться в твердые частицы, которые отскакивают, а не прилипают, заканчивая рост до размера хондрыдиаметром примерно 1 мм.[4][5] Ледяные твердые тела могут не подвергаться воздействию прыгающего барьера, но их рост может быть остановлен при больших размерах из-за фрагментации по мере увеличения скорости столкновения.[6] Радиальный дрейф является результатом поддержки давлением газа, что позволяет ему двигаться по орбите с меньшей скоростью, чем у твердых тел. Твердые тела, движущиеся по орбите в этом газе, теряют угловой момент и по спирали движутся к центру. звезда темпами, которые увеличиваются по мере роста. При 1 а.е. это создает барьер метрового размера, с быстрой потерей крупных объектов всего на ~ 1000 орбит, заканчивающейся их испарением, когда они приближаются слишком близко к звезде.[7][8] На больших расстояниях рост ледяных тел может стать ограниченным сносом при меньших размерах, когда шкала времени их дрейфа становится короче, чем шкала времени их роста.[9] Турбулентность в протопланетном диске может создавать флуктуации плотности, которые вызывают вращающие моменты на планетезимали, возбуждая их относительные скорости. Вне мертвой зоны более высокие случайные скорости могут привести к разрушению более мелких планетезималей и задержке начала неконтролируемого роста до тех пор, пока планетезимали не достигнут радиуса 100 км.[2]

Существуют некоторые свидетельства того, что образование планетезималей могло обойти эти препятствия на пути к постепенному росту. Во внутреннем поясе астероидов все астероиды с низким альбедо, которые не были идентифицированы как часть коллизионного семейства, имеют размер более 35 км.[10][11] Изменение наклона распределения астероидов по размерам на расстоянии примерно 100 км может быть воспроизведено в моделях, если минимальный диаметр планетезималей был равен 100 км, а астероиды меньшего размера являются обломками столкновений.[3][12] Аналогичное изменение наклона наблюдалось в распределении размеров Пояс Койпера объекты.[13][14] Небольшое количество мелких кратеров на Плутон[15] также приводился в качестве доказательства того, что крупнейшие КБО сформированы напрямую.[16] Более того, если холодные классические KBO образовались in situ из диска с малой массой, о чем свидетельствует наличие слабосвязанных двойных систем,[17] они вряд ли образовались по традиционному механизму.[18] Пыльная активность кометы указывает на низкую прочность на разрыв, которая может быть результатом плавного процесса формирования с столкновениями при свободное падение скорости.[19][20]

Описание

Нестабильность потоковой передачи, впервые описанная Эндрю Юдином и Джереми Гудманом,[21] обусловлены различиями в движении газа и твердых частиц в протопланетный диск. Ближе к звезде газ становится горячее и плотнее, создавая градиент давления, который частично компенсирует гравитацию звезды. Частичная поддержка градиента давления позволяет газу двигаться по орбите примерно на 50 м / с ниже Кеплеровская скорость на своем расстоянии. Однако твердые частицы не поддерживаются градиентом давления и будут вращаться с кеплеровскими скоростями в отсутствие газа. Разница в скоростях приводит к встречному ветру, который заставляет твердые частицы двигаться по спирали к центральной звезде, поскольку они теряют импульс к аэродинамическое сопротивление. Перетаскивание также производит спину реакция на газе, увеличивая его скорость. Когда твердые частицы группируются в газе, реакция локально снижает встречный ветер, позволяя кластеру двигаться по орбите быстрее и меньше сноситься внутрь. Более медленные дрейфующие кластеры догоняются и присоединяются к изолированным частицам, увеличивая локальную плотность и еще больше уменьшая радиальный дрейф, подпитывая экспоненциальный рост исходных кластеров.[2] При моделировании кластеры образуют массивные волокна, которые могут расти или рассеиваться, а также могут сталкиваться, сливаться или расщепляться на несколько волокон. Разделение нитей в среднем составляет 0,2 газа масштаб высоты, примерно 0,02 AU на расстоянии пояса астероидов.[22] Плотность нитей может в тысячу раз превышать плотность газа, что достаточно, чтобы вызвать гравитационный коллапс и фрагментацию нитей в связанные кластеры.[23]

Кластеры сжимаются, поскольку энергия рассеивается за счет сопротивления газа и неупругие столкновения, что приводит к образованию планетезималей размером с крупные астероиды.[23] Скорость удара ограничена во время коллапса более мелких скоплений, которые образуют астероиды размером 1–10 км, что снижает фрагментацию частиц, что приводит к образованию пористых куча гальки планетезимали с низкой плотностью.[24] Сопротивление газа замедляет падение мельчайших частиц, а менее частые столкновения замедляют падение самых крупных частиц во время этого процесса, что приводит к сортировке по размеру частиц: частицы среднего размера образуют пористое ядро, а частицы разных размеров образуют более плотные внешние слои. .[25] Скорость удара и фрагментация частиц увеличиваются с увеличением массы кластеров, уменьшая пористость и увеличение плотности более крупных объектов, таких как астероид длиной 100 км, которые образуются из смеси гальки и фрагментов гальки.[26] Коллапсирующие рои с избытком угловой момент может фрагментироваться, образуя двоичный или в некоторых случаях троичные объекты, напоминающие объекты пояса Койпера.[27] При моделировании начальное распределение масс планетезималей, образовавшихся в результате потоковой неустойчивости, соответствует степенному закону: dn / dM ~ M−1.6,[28][29] что немного круче, чем у небольших астероидов,[30] с экспоненциальным обрезанием при больших массах.[31][32] Продолжение прироста хондры от диска может сместить распределение размеров самых больших объектов в сторону текущего пояса астероидов.[31] в внешняя солнечная система самые большие объекты могут продолжать расти за счет насыпь гальки, возможно, формируя ядра из планеты-гиганты.[33]

Требования

Потоковые неустойчивости возникают только при наличии вращения и радиального дрейфа твердых тел. Начальная линейная фаза потоковой неустойчивости,[34] начинается с переходной области высокого давления внутри протопланетного диска. Повышенное давление изменяет локальный градиент давления, поддерживающий газ, уменьшая градиент на внутреннем крае области и увеличивая градиент на внешней границе области. Следовательно, газ должен вращаться быстрее у внутреннего края и может двигаться медленнее у внешнего края.[35] В Силы Кориолиса в результате этих относительных движений поддерживает повышенное давление, создавая геостропический баланс.[36] Также это влияет на движение твердых тел вблизи областей высокого давления: твердые тела на его внешнем крае сталкиваются с более сильным встречным ветром и претерпевают более быстрый радиальный дрейф, твердые тела на его внутреннем крае сталкиваются с меньшим встречным ветром и претерпевают более медленный радиальный дрейф.[35] Этот дифференциальный радиальный дрейф вызывает скопление твердых частиц в областях с более высоким давлением. Сопротивление, ощущаемое твердыми телами, движущимися по направлению к области, также создает обратную реакцию на газ, которая усиливает повышенное давление, ведущее к неуправляемому процессу.[36] По мере того, как больше твердых тел переносится в область за счет радиального дрейфа, это в конечном итоге приводит к концентрации твердых частиц, достаточной для увеличения скорости газа и уменьшения локального радиального дрейфа твердых тел, наблюдаемого при нестабильности течения.[35]

Неустойчивости течения образуются, когда твердые частицы умеренно связаны с газом, при этом Числа Стокса 0,01 - 3; местное отношение твердого вещества к газу близко или больше 1; а вертикально интегрированное соотношение твердого вещества к газу в несколько раз больше солнечного.[37] Число Стокса - это мера относительного влияния инерции и сопротивления газа на движение частицы. В этом контексте это продукт шкалы времени для экспоненциальный спад скорости частицы из-за сопротивления и угловая частота своей орбиты. Маленькие частицы, такие как пыль, прочно связаны и движутся с газом, большие тела, такие как планетезимали, слабо связаны и вращаются вокруг них, в основном, без влияния газа.[9] Умеренно связанные твердые тела, иногда называемые галькой, имеют размер примерно от см до метра на расстоянии пояса астероидов и от миллиметра до размера более 10 а.е.[7] Эти объекты вращаются в газе, как планетезимали, но замедляются из-за встречного ветра и претерпевают значительный радиальный дрейф. Умеренно связанные твердые тела, которые участвуют в потоковой нестабильности, - это те, на которые динамически влияют изменения в движении газа в масштабах, аналогичных таковым из-за эффекта Кориолиса, что позволяет им захватывать области высокого давления во вращающемся диске.[2] Умеренно связанные твердые тела также сохраняют влияние на движение газа. Если местное отношение твердого вещества к газу близко или выше 1, это влияние достаточно сильно, чтобы усилить области с высоким давлением, увеличить орбитальную скорость газа и замедлить радиальный дрейф.[36] Достижение и поддержание этого локального твердого тела и газа в средней плоскости требует среднего отношения твердого вещества к газу в вертикальном поперечном сечении диска, которое в несколько раз больше солнечного.[6] Когда среднее отношение твердого вещества к газу составляет 0,01, примерно такое, которое оценивается по измерениям в текущей Солнечной системе, турбулентность в средней плоскости создает волнообразный узор, который надувает средний слой твердых тел. Это снижает отношение твердого вещества к газу в средней плоскости до менее 1, подавляя образование плотных сгустков. При более высоких средних соотношениях твердого вещества к газу масса твердого вещества гасит эту турбулентность, позволяя формировать тонкий слой в средней плоскости.[38] Звезды с более высокой металличностью с большей вероятностью достигнут минимального отношения твердого вещества к газу, что делает их благоприятными местами для планетезималей и образования планет.[39]

Высокое среднее отношение твердого вещества к газу может быть достигнуто из-за потери газа или концентрации твердых частиц.[2] Газ может выборочно теряться из-за фотоиспарение в конце эпохи газового диска,[40] заставляя твердые частицы концентрироваться в кольце на краю полости, которая образуется в газовом диске,[41] хотя масса образующихся планетезималей может быть слишком мала для образования планет.[42] Отношение твердого вещества к газу также может увеличиваться во внешнем диске из-за фотоиспарения, но в области планеты-гиганта образовавшееся планетезималь может быть слишком поздно для образования планет-гигантов.[43] Если магнитное поле диска совпадает с его угловым моментом, эффект Холла увеличивает вязкость, что может привести к более быстрому истощению внутреннего газового диска.[44][45] Скопление твердых частиц во внутреннем диске может происходить из-за более медленных скоростей радиального дрейфа, поскольку числа Стокса уменьшаются с увеличением плотности газа.[46] Это радиальное скопление усиливается, поскольку скорость газа увеличивается с увеличением поверхностной плотности твердых тел и может привести к образованию полос планетезималей, простирающихся от линий сублимации до острых внешних краев, где отношение твердого вещества к газу сначала достигает критических значений.[47][48][49] Для некоторых диапазонов размера частиц и вязкости газа может происходить выход газа, снижающий его плотность и дальнейшее увеличение отношения твердого вещества к газу.[50] Однако радиальные скопления могут быть ограничены из-за снижения плотности газа по мере развития диска,[51] а более короткие временные рамки роста твердых тел ближе к звезде могут вместо этого привести к потере твердых тел изнутри.[37] Радиальные скопления также возникают в местах, где быстро дрейфующие крупные твердые частицы фрагментируются на более мелкие, более медленно дрейфующие твердые частицы, например, внутри линия льда где силикатные зерна выделяются в виде ледяных тел сублимировать.[52] Это скопление может также увеличить локальную скорость газа, расширяя скопление за пределы границы льда, где оно усиливается за счет наружной диффузии и повторной конденсации водяного пара.[53] Однако нагромождение может быть приглушено, если ледяные тела очень пористые, что замедляет их радиальный дрейф.[54] Ледяные твердые вещества могут концентрироваться за пределами линии льда из-за наружной диффузии и повторной конденсации водяного пара.[55][56] Твердые тела также концентрируются в радиальных выступах давления, где давление достигает локального максимума. В этих местах радиальный дрейф сходится как ближе, так и дальше от звезды.[9] На внутреннем крае мертвой зоны присутствуют выпуклости радиального давления,[57] и может образоваться из-за магнитовращательная неустойчивость.[58] Скачки давления также могут возникать из-за обратной реакции пыли на газ, создавая самоиндуцированные ловушки для пыли.[59] Линия льда также была предложена как место скачка давления,[60] однако для этого требуется крутой вязкость переход.[61] Если обратная реакция от концентрации твердых веществ сглаживает градиент давления,[62] Планетезимали, сформированные на ударном давлении, могут быть меньше, чем прогнозировалось в других местах.[63] Если поддерживается градиент давления, то в месте скачка давления может образоваться нестабильность потока даже в вязких дисках со значительной турбулентностью.[64] В спиральных рукавах массивного самогравитирующего диска также образуются выступы локального давления.[65] и в антициклонической вихри.[66] Распад вихрей может также оставить кольцо твердых тел, из которого может образоваться неустойчивость потока.[67][68] Твердые тела также могут быть локально сконцентрированы, если дисковые ветры снижают поверхностную плотность внутреннего диска, замедляя или обращая их движение внутрь.[69] или из-за термодиффузии.[70]

Потоковые нестабильности с большей вероятностью образуются в тех областях диска, где: рост твердых тел благоприятен, градиент давления мал и турбулентность низкая.[71][72] Внутри линии льда подпрыгивающий барьер может препятствовать росту силикатов, достаточно крупных, чтобы участвовать в нестабильностях течения.[6] За пределами ледяной линии водородные связи позволяют частицам водяного льда прилипать к более высоким скоростям столкновения,[9] возможно, позволяя вырасти большим сильно пористым ледяным телам до числа Стокса, приближающегося к 1, прежде чем их рост будет замедлен эрозией.[73] Конденсация пара, диффундирующего наружу от сублимирующих ледяных тел, может также вызвать рост компактных ледяных тел размером в один миллиметр за пределами ледяной линии.[74] Подобный рост тел из-за повторной конденсации воды может произойти в более широком регионе после события FU Orionis.[75] На больших расстояниях рост твердых частиц снова может быть ограничен, если они будут покрыты слоем CO.2 или другие виды льда, которые уменьшают скорость столкновения при налипании.[76] Небольшой градиент давления снижает скорость радиального дрейфа, ограничивая турбулентность, создаваемую нестабильностью потока. В этом случае необходимо меньшее среднее отношение твердого вещества к газу для подавления турбулентности в средней плоскости. Уменьшение турбулентности также позволяет увеличивать твердые частицы за счет снижения скорости удара.[6] Гидродинамический модели показывают, что наименьшие градиенты давления возникают вблизи линии льда и во внутренних частях диска. Градиент давления также уменьшается на поздних этапах эволюции диска по мере снижения скорости аккреции и температуры.[77] Основным источником турбулентности в протопланетном диске является магнитовращательная неустойчивость. Воздействие турбулентности, вызванной этой нестабильностью, может ограничить нестабильность потоков мертвой зоной, которая, по оценкам, формируется около средней плоскости на расстоянии 1-20 а.е., где ионизация скорость слишком мала для поддержания магнитовращательной нестабильности.[2]

Во внутренней части Солнечной системы формирование потоковой неустойчивости требует большего увеличения отношения твердого вещества к газу, чем за линией льда. Рост силикатных частиц ограничен отскакивающим барьером до ~ 1 мм, что примерно соответствует размеру хондр, обнаруженных в метеоритах. Во внутренних частях Солнечной системы такие маленькие частицы имеют числа Стокса ~ 0,001. При этих числах Стокса требуется вертикально интегрированное отношение твердого вещества к газу, превышающее 0,04, что примерно в четыре раза больше, чем у всего газового диска, для формирования нестабильности потока.[78] Требуемая концентрация может быть уменьшена вдвое, если частицы могут вырасти примерно до размера сантиметра.[78] Этому росту, возможно, способствуют пыльные диски, поглощающие удары,[79] может произойти в течение 10-5 лет, если часть столкновений приводит к прилипанию из-за широкого распределения скоростей столкновений.[80] Или, если турбулентность и скорости столкновения уменьшаются внутри начальных слабых сгустков, может произойти неуправляемый процесс, в котором слипание способствует росту твердых тел, а их рост усиливает слипание.[80] Радиальное скопление твердых тел может также привести к условиям, которые поддерживают нестабильность течения в узком кольцевом пространстве при примерно 1 а.е. Однако для этого потребуется неглубокий начальный профиль диска и ограничение роста твердых частиц за счет фрагментации, а не отскока, позволяющего, однако, формироваться твердым частицам сантиметрового размера.[47] Рост частиц может быть дополнительно ограничен при высоких температурах, что может привести к внутренней границе планетезимального образования, где температура достигает 1000 К.[81]

Альтернативы

Вместо того, чтобы активно управлять своей собственной концентрацией, как при потоковой нестабильности, твердые тела могут быть пассивно сконцентрированы до достаточной плотности для образования планетезималей посредством гравитационной нестабильности.[7] В раннем предложении пыль оседала в средней плоскости до тех пор, пока не была достигнута плотность, достаточная для того, чтобы диск гравитационно фрагментировался и коллапсировал на планетезимали.[82] Однако разница в орбитальных скоростях пыли и газа создает турбулентность, которая препятствует осаждению, не позволяя достичь достаточной плотности. Если среднее отношение пыли к газу увеличивается на порядок при скачке давления или из-за более медленного дрейфа мелких частиц, полученных в результате фрагментации более крупных тел,[83][84] эта турбулентность может быть подавлена, что приведет к образованию планетезималей.[85]

Холодные объекты классического пояса Койпера могли образоваться в диске с малой массой, в котором преобладали объекты размером сантиметр или меньше. В этой модели эпоха газового диска заканчивается объектами размером с километр, возможно, образовавшимися в результате гравитационной неустойчивости, погруженными в диск небольших объектов. Диск остается динамически холодным из-за неупругих столкновений объектов размером сантиметр. Низкие скорости столкновения приводят к эффективному росту, причем значительная часть массы заканчивается на крупных объектах.[86] Динамическое трение малых тел также способствовало бы образованию двойных звезд.[87][88]

Планетезимали также могут образовываться из концентрации хондр между завихрениями в турбулентном диске. В этой модели частицы разделяются неравномерно, когда большие вихри фрагментируются, увеличивая концентрацию некоторых сгустков. По мере того, как этот процесс переходит в более мелкие водовороты, часть этих сгустков может достигать плотности, достаточной для гравитационного связывания, и медленно коллапсировать в планетезимали.[89] Однако недавние исследования показывают, что могут быть необходимы более крупные объекты, такие как конгломераты хондр, и что концентрации, производимые хондрами, могут вместо этого действовать как семена нестабильности потоков.[90]

Ледяные частицы более склонны к прилипанию и сопротивлению сжатию при столкновениях, которые могут способствовать росту крупных пористых тел. Если рост этих тел фрактал, с их пористостью, увеличивающейся при столкновении более крупных пористых тел, шкалы времени их радиального дрейфа становятся длинными, позволяя им расти, пока они не сжимаются за счет сопротивления газа и самогравитации, образуя маленькие планетезимали.[91][92] В качестве альтернативы, если локальная плотность твердого тела диска достаточна, они могут осесть в тонкий диск, который фрагментируется из-за гравитационной нестабильности, образуя планетезимали размером с большие астероиды, когда они вырастают достаточно большими, чтобы отделиться от газа.[93] Подобный фрактальный рост пористых силикатов также возможен, если они состоят из зерен нанометрового размера, образовавшихся в результате испарения и повторной конденсации пыли.[94] Однако фрактальный рост высокопористых твердых тел может быть ограничен заполнением их сердцевины мелкими частицами, образующимися при столкновениях из-за турбулентности;[95] эрозией по мере увеличения скорости удара из-за относительной скорости радиального дрейфа больших и малых тел;[73] и по спекание по мере приближения к линиям льда, снижая их способность поглощать столкновения, что приводит к подпрыгиванию или фрагментации во время столкновений.[96]

Столкновения на скоростях, которые привели бы к фрагментации частиц одинакового размера, вместо этого могут привести к росту за счет переноса массы от маленькой частицы к большей. Для этого процесса требуется начальная популяция «счастливых» частиц, которые выросли больше, чем большинство частиц.[97] Эти частицы могут образовываться, если скорости столкновения имеют широкое распределение, при этом небольшая часть происходит при скоростях, которые позволяют объектам за подпрыгивающим барьером прилипать. Однако рост за счет массопереноса происходит медленно по сравнению с временными рамками радиального дрейфа, хотя он может происходить локально, если радиальный дрейф локально останавливается на скачке давления, позволяющем формировать планетезимали за 10-5 лет.[98]

Планетезимальная аккреция могла бы воспроизвести распределение размеров астероидов, если бы она начиналась со 100-метровых планетезималей. В этой модели демпфирование столкновений и сопротивление газа динамически охлаждают диск, и изгиб в распределении размеров вызван переходом между режимами роста.[99][100] Однако для этого требуется низкий уровень турбулентности в газе и некоторый механизм для образования 100-метровых планетезималей.[2] Зависимое от размера очищение планетезималей из-за векового резонанса также могло бы удалить небольшие тела, создавая разрыв в распределении размеров астероидов. Вековые резонансы, распространяющиеся внутрь через пояс астероидов, когда газовый диск рассеивается, будут возбуждать эксцентриситет планетезималей. Поскольку их эксцентриситет затухает из-за сопротивления газа и приливного взаимодействия с диском, самые большие и самые маленькие объекты будут потеряны, поскольку их большие полуоси уменьшатся, оставив после себя планетезимали промежуточного размера.[101]

внешняя ссылка

Рекомендации

  1. ^ «Планетезимальное образование». Лундский университет. Получено 16 декабря 2015.
  2. ^ а б c d е ж грамм час Johansen, A .; Jacquet, E .; Cuzzi, J. N .; Morbidelli, A .; Гунель, М. (2015). «Новые парадигмы образования астероидов». В Michel, P .; DeMeo, F .; Боттке, В. (ред.). Астероиды IV. Серия космических наук. Университет Аризоны Press. п. 471. arXiv:1505.02941. Bibcode:2015aste.book..471J. Дои:10.2458 / azu_uapress_9780816532131-ch025. ISBN 978-0-8165-3213-1.
  3. ^ а б Морбиделли, Алессандро; Bottke, William F .; Несворны, Давид; Левисон, Гарольд Ф. (2009). «Астероиды родились большими». Икар. 204 (2): 558–573. arXiv:0907.2512. Bibcode:2009Icar..204..558M. Дои:10.1016 / j.icarus.2009.07.011.
  4. ^ Zsom, A .; Ormel, C.W .; Güttler, C .; Blum, J .; Даллемон, К. П. (2010). «Результат роста протопланетной пыли: галька, валуны или планетезимали? II. Представляем прыгающий барьер». Астрономия и астрофизика. 513: A57. arXiv:1001.0488. Bibcode:2010A&A ... 513A..57Z. Дои:10.1051/0004-6361/200912976.
  5. ^ Кюффмайер, Майкл (27 января 2016). «Прыгающий барьер из силикатов и льда». астробиты. Получено 4 декабря 2016.
  6. ^ а б c d Drążkowska, J .; Даллемон, К. П. (2014). «Может ли коагуляция пыли вызвать нестабильность потока?» (PDF). Астрономия и астрофизика. 572: A78. arXiv:1410.3832. Bibcode:2014A&A ... 572A..78D. Дои:10.1051/0004-6361/201424809.
  7. ^ а б c Johansen, A .; Blum, J .; Tanaka, H .; Ormel, C .; Bizzarro, M .; Рикман, Х. (2014). «Многогранный процесс планетезимального образования». В Beuther, H .; Klessen, R. S .; Dullemond, C.P .; Хеннинг, Т. (ред.). Протозвезды и планеты VI. Протозвезды и планеты VI. Университет Аризоны Press. С. 547–570. arXiv:1402.1344. Bibcode:2014prpl.conf..547J. Дои:10.2458 / azu_uapress_9780816531240-ch024. ISBN 978-0-8165-3124-0.
  8. ^ Кюффмайер, Майкл (2015-04-03). "Что такое барьер метрового размера?". астробиты. Получено 3 декабря 2016.
  9. ^ а б c d Birnstiel, T .; Fang, M .; Йохансен, А. (2016). «Эволюция пыли и образование планетезималей». Обзоры космической науки. 205 (1–4): 41–75. arXiv:1604.02952. Bibcode:2016ССРв..205 ... 41Б. Дои:10.1007 / s11214-016-0256-1.
  10. ^ Дельбо, Марко; Уолш, Кевин; Болин, Брайс; Авделлиду, Хриса; Морбиделли, Алессандро (2017). «Идентификация первичного семейства астероидов ограничивает первоначальную популяцию планетезималей». Наука. 357 (6355): 1026–1029. Bibcode:2017Научный ... 357.1026D. Дои:10.1126 / science.aam6036. PMID 28775212.
  11. ^ Темминг, Мария. «Самые ранние астероиды Солнечной системы могли быть массивными». НаукаНовости. Получено 5 августа 2017.
  12. ^ Битти, Келли (25 августа 2009 г.). "Были ли астероиды рождены большими?". Небо и телескоп. Получено 3 декабря 2016.
  13. ^ Фрейзер, Уэсли С.; Браун, Майкл Э .; Морбиделли, Алессандро; Паркер, Алекс; Батыгин, Константин (2014). "Абсолютное звездное распределение объектов пояса Койпера". Астрофизический журнал. 782 (2): 100. arXiv:1401.2157. Bibcode:2014ApJ ... 782..100F. Дои:10.1088 / 0004-637X / 782/2/100.
  14. ^ Фрэнсис, Мэтью (16 января 2014 г.). «Некоторые планетоподобные объекты пояса Койпера не воспроизводятся» Приятно"". ВселеннаяСегодня. Получено 4 декабря 2016.
  15. ^ Роббинс, Стюарт Дж .; и 28 других (2017 г.). «Кратеры системы Плутон-Харон». Икар. 287: 187–206. Bibcode:2017Icar..287..187R. Дои:10.1016 / j.icarus.2016.09.027.
  16. ^ «На Плутоне New Horizons находит геологию всех возрастов, возможные ледяные вулканы, понимание планетного происхождения». ООО «Лаборатория прикладной физики Университета Джонса Хопкинса». Получено 3 января 2016.
  17. ^ Аткинсон, Нэнси (2010-10-05). «Нептун оправдан по одному пункту обвинения». Вселенная сегодня. Получено 3 декабря 2016.
  18. ^ Паркер, Алекс Х .; Kavelaars, J. J .; Пети, Жан-Марк; Джонс, Линн; Глэдман, Бретт; Паркер, Джоэл (2011). "Характеристика семи сверхшироких транснептуновых двойных систем". Астрофизический журнал. 743 (1): 1. arXiv:1108.2505. Bibcode:2011ApJ ... 743 .... 1P. Дои:10.1088 / 0004-637X / 743/1/1.
  19. ^ Blum, J .; Gundlach, B .; Mühle, S .; Триго-Родригес, Дж. М. (2014). «Кометы, образовавшиеся в условиях нестабильности солнечных туманностей! - экспериментальная и модельная попытка связать активность комет с процессом их образования». Икар. 235: 156–169. arXiv:1403.2610. Bibcode:2014Icar..235..156B. Дои:10.1016 / j.icarus.2014.03.016.
  20. ^ Блюм, Юрген; и другие. (2017). "Свидетельства образования кометы 67P / Чурюмова-Герасименко в результате гравитационного коллапса связанной гальки". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 469: S755 – S773. arXiv:1710.07846. Дои:10.1093 / мнрас / stx2741.
  21. ^ Юдин, Эндрю; Гудман, Джереми (2005). «Потоковые нестабильности в протопланетных дисках». Астрофизический журнал. 620 (1): 459–469. arXiv:astro-ph / 0409263. Bibcode:2005ApJ ... 620..459Y. Дои:10.1086/426895.
  22. ^ Yang, C.-C .; Йохансен, А. (2014). «О зоне питания планетезимальных образований при неустойчивости течения». Астрофизический журнал. 792 (2): 86. arXiv:1407.5995. Bibcode:2014ApJ ... 792 ... 86Y. Дои:10.1088 / 0004-637X / 792/2/86.
  23. ^ а б Johansen, A .; Youdin, A. N .; Литвик, Ю. (2012). «Добавление столкновений частиц к образованию астероидов и объектов пояса Койпера посредством потоковой нестабильности» (PDF). Астрономия и астрофизика. 537: A125. arXiv:1111.0221. Bibcode:2012A & A ... 537A.125J. Дои:10.1051/0004-6361/201117701.
  24. ^ Wahlberg Jansson, K .; Йохансен, А. (2014). «Формирование галечно-грудовых планетезималей» (PDF). Астрономия и астрофизика. 570: A47. arXiv:1408.2535. Bibcode:2014A & A ... 570A..47Вт. Дои:10.1051/0004-6361/201424369.
  25. ^ Уолберг Янссон, Карл; Йохансен, Андерс (2017). «Моделирование с радиальным разрешением схлопывающихся галечных облаков в протопланетных дисках». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 469: S149 – S157. arXiv:1706.03655. Bibcode:2017МНРАС.469С.149W. Дои:10.1093 / мнрас / stx1470.
  26. ^ Уолберг Янссон, Карл; Йохансен, Андерс; Бухари Сайед, Мохташим; Блюм, Юрген (2016). «Роль фрагментации гальки в формировании планетезималей II. Численное моделирование». Астрофизический журнал. 835 (1): 109. arXiv:1609.07052. Bibcode:2017ApJ ... 835..109Вт. Дои:10.3847/1538-4357/835/1/109.
  27. ^ Несворны, Д .; Youdin, A. N .; Ричардсон, Д. К. (2010). "Формирование двойных систем пояса Койпера гравитационным коллапсом". Астрономический журнал. 140 (3): 785–793. arXiv:1007.1465. Bibcode:2010AJ .... 140..785N. Дои:10.1088/0004-6256/140/3/785.
  28. ^ Саймон, Джейкоб Б .; Армитаж, Филип Дж .; Ли, Риксин; Юдин, Эндрю Н. (2016). "Распределение масс и размеров планетезималей, образованных потоковой неустойчивостью. I. Роль самогравитации". Астрофизический журнал. 822 (1): 55. arXiv:1512.00009. Bibcode:2016ApJ ... 822 ... 55S. Дои:10.3847 / 0004-637X / 822/1/55.
  29. ^ Саймон, Джейкоб Б .; Армитаж, Филип Дж .; Юдин, Эндрю Н .; Ли, Риксин (2017). «Доказательства универсальности исходной функции масс планетезималей». Письма в астрофизический журнал. 847 (2): L12. arXiv:1705.03889. Bibcode:2017ApJ ... 847L..12S. Дои:10.3847 / 2041-8213 / aa8c79.
  30. ^ Цирвулис, Георгиос; Морбиделли, Алессандро; Дельбо, Марко; Циганис, Клеоменис (2017). «Реконструкция гранулометрического состава изначального Главного пояса». Икар. 34: 14–23. arXiv:1706.02091. Bibcode:2018Icar..304 ... 14T. Дои:10.1016 / j.icarus.2017.05.026.
  31. ^ а б Йохансен, Андерс; Мак Лоу, Мардохей-Марк; Ласерда, Педро; Биццарро, Мартин (2015). «Рост астероидов, планетарных эмбрионов и объектов пояса Койпера путем аккреции хондр». Достижения науки. 1 (3): 1500109. arXiv:1503.07347. Bibcode:2015SciA .... 1E0109J. Дои:10.1126 / sciadv.1500109. ЧВК 4640629. PMID 26601169.
  32. ^ Шефер, Урс; Ян, Чао-Чин; Йохансен, Андерс (2017). «Начальная функция масс планетезималей, образованная потоковой неустойчивостью». Астрономия и астрофизика. 597: A69. arXiv:1611.02285. Bibcode:2017A&A ... 597A..69S. Дои:10.1051/0004-6361/201629561.
  33. ^ Lambrechts, M .; Йохансен, А. (2012). «Быстрый рост ядер газовых гигантов за счет нарастания гальки». Астрономия и астрофизика. 544: A32. arXiv:1205.3030. Bibcode:2012A & A ... 544A..32L. Дои:10.1051/0004-6361/201219127.
  34. ^ Армитаж, Филип Дж. (2015). «Физические процессы в протопланетных дисках». От протопланетных дисков к формированию планет. 45-й продвинутый курс Саас-Фе. arXiv:1509.06382. Bibcode:2015arXiv150906382A.
  35. ^ а б c Johansen, A .; Oishi, J. S .; Mac Low, M.-M .; Klahr, H .; Хеннинг, Т .; Юдин, А. (2007). «Быстрое планетезимальное образование в турбулентных околозвездных дисках». Природа. 448 (7157): 1022–1025. arXiv:0708.3890. Bibcode:2007 Натур.448.1022J. Дои:10.1038 / природа06086. PMID 17728751.
  36. ^ а б c Жаке, Эммануэль; Бальбус, Стивен; Последнее, Хенрик (2011). «О линейных неустойчивостях газо-пылевого течения в протопланетных дисках». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 415 (4): 3591–3598. arXiv:1104.5396. Bibcode:2011MNRAS.415.3591J. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2011.18971.x.
  37. ^ а б Krijt, S .; Ormel, C.W .; Доминик, Ц .; Тиленс, А.Г.М. (2016). «Паноптическая модель для формирования планетезималей и доставки гальки». Астрономия и астрофизика. 586: A20. arXiv:1511.07762. Bibcode:2016A & A ... 586A..20K. Дои:10.1051/0004-6361/201527533.
  38. ^ Йохансен, Андерс; Юдин, Эндрю; Мак Лоу, Мардохей-Марк (2009). «Слипание частиц и образование планетарных частиц сильно зависят от металличности». Письма в астрофизический журнал. 704 (2): L75 – L79. arXiv:0909.0259. Bibcode:2009ApJ ... 704L..75J. Дои:10.1088 / 0004-637X / 704/2 / L75.
  39. ^ Американский музей естественной истории. «Грязные звезды - хорошие хозяева Солнечной системы». ScienceDaily. Получено 6 декабря 2016.
  40. ^ Gorti, U .; Hollenbach, D .; Даллемон, К. П. (2015). «Влияние образования пыли и фотоиспарения на рассеивание диска». Астрофизический журнал. 804 (1): 29. arXiv:1502.07369. Bibcode:2015ApJ ... 804 ... 29G. Дои:10.1088 / 0004-637X / 804/1/29.
  41. ^ Александр, Р. Д .; Армитаж, П. Дж. (2007). «Динамика пыли при очистке протопланетного диска» (PDF). Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 375 (2): 500–512. arXiv:astro-ph / 0611821. Bibcode:2007МНРАС.375..500А. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2006.11341.x.
  42. ^ Эрколано, Барбара; Дженнингс, Джефф; Розотти, Джованни; Бирнстил, Тилман (2017). «Ограниченный успех рентгеновского фотоиспарения в образовании планетезималей из-за потоковой нестабильности». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 472 (4): 4117–4125. arXiv:1709.00361. Bibcode:2017МНРАС.472.4117Е. Дои:10.1093 / мнрас / stx2294.
  43. ^ Каррера, Даниэль; Горти, Ума; Йохансен, Андерс; Дэвис, Мелвин Б. (2017). «Планетезимальное образование при струйной неустойчивости в фотоиспаряющем диске». Астрофизический журнал. 839 (1): 16. arXiv:1703.07895. Bibcode:2017ApJ ... 839 ... 16C. Дои:10.3847 / 1538-4357 / aa6932.
  44. ^ Саймон, Джейкоб Б. (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.
  45. ^ Хаммер, Майкл (2016-08-12). "Почему Меркурий так далеко от Солнца?". астробиты. Получено 17 ноября 2016.
  46. ^ Юдин, Эндрю Н .; Чан, Юджин И. (2004). «Скопления частиц и планетезимальные образования». Астрофизический журнал. 601 (2): 1109–1119. arXiv:astro-ph / 0309247. Bibcode:2004ApJ ... 601.1109Y. Дои:10.1086/379368.
  47. ^ а б 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.
  48. ^ Хаммер, Майкл (2016-09-19). "Почему Марс такой маленький?". астробиты. Получено 20 июн 2017.
  49. ^ Armitage, Phillip J .; Eisner, Josh A .; Саймон, Джейкоб Б. (2016). "Быстрое планетезимальное образование за линией снега". Письма в астрофизический журнал. 828 (1): L2. arXiv:1608.03592. Bibcode:2016ApJ ... 828L ... 2A. Дои:10.3847 / 2041-8205 / 828/1 / L2.
  50. ^ Канагава, Кадзухиро Д .; Уэда, Такахиро; Муто, Такаяки; Окузуми, Сатоши (2017). «Влияние радиального дрейфа пыли на вязкую эволюцию газового диска». Астрофизический журнал. 844 (2): 142. arXiv:1706.08975. Bibcode:2017ApJ ... 844..142K. Дои:10.3847 / 1538-4357 / aa7ca1.
  51. ^ Хьюз, Анна Л. Х .; Армитаж, Филип Дж. (2012). «Глобальные вариации соотношения пыли и газа в развивающихся протопланетных дисках». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 423 (1): 389–405. arXiv:1203.2940. Bibcode:2012МНРАС.423..389Н. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2012.20892.x.
  52. ^ Сайто, Эцуко; Сироно, Син-ити (2011). «Планетезимальное образование путем сублимации». Астрофизический журнал. 728 (1): 20. Bibcode:2011ApJ ... 728 ... 20S. Дои:10.1088 / 0004-637X / 728/1/20.
  53. ^ Дражковская, Иоанна; Алиберт, Янн (2017). «Планетезимальное образование начинается у линии снега». Астрономия и астрофизика. 608: A92. arXiv:1710.00009. Дои:10.1051/0004-6361/201731491.
  54. ^ Эстрада, П. Р .; Куцци, Дж. Н. «Фрактальный рост и радиальная миграция твердых тел: роль пористости и уплотнения в развивающейся туманности» (PDF). 47-я Конференция по изучению Луны и планет.
  55. ^ Шуненберг, Джореке; Ормель, Крис В. (2017). «Планетезимальное образование у линии снега: внутрь или наружу?». Астрономия и астрофизика. 602: A21. arXiv:1702.02151. Bibcode:2017A&A ... 602A..21S. Дои:10.1051/0004-6361/201630013.
  56. ^ Хаммер, Майкл (2017-06-16). «Арбузная пыль - лучшая пыль: образование планетезималей рядом с линией снега». астробиты. Получено 20 июн 2017.
  57. ^ Кретке, К. А .; Lin, D. N. C .; Гаро, П.; Тернер, Н. Дж. (2009). «Сборка строительных блоков планет-гигантов вокруг звезд средней массы». Астрофизический журнал. 690 (1): 407–415. arXiv:0806.1521. Bibcode:2009ApJ ... 690..407K. Дои:10.1088 / 0004-637X / 690/1/407.
  58. ^ Dittrich, K .; Klahr, H .; Йохансен, А. (2013). «Гравотурбулентное планетезимальное образование: положительный эффект долгоживущих зональных течений». Астрофизический журнал. 763 (2): 117. arXiv:1211.2095. Bibcode:2013ApJ ... 763..117D. Дои:10.1088 / 0004-637X / 763/2/117.
  59. ^ Gonzalez, J.-F .; Laibe, G .; Мэддисон, С. Т. (2017). «Самоиндуцированные пылевые ловушки: преодоление барьеров планетообразования». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 467 (2): 1984–1996. arXiv:1701.01115. Bibcode:2017МНРАС.467.1984Г. Дои:10.1093 / мнрас / stx016.
  60. ^ Кретке, Кэтрин А .; Лин, Д. Н. С. (2007). «Удержание зерна и формирование планетезималей вблизи линии снега в турбулентных протопланетных дисках с магнитным резонансом». Астрофизический журнал. 664 (1): L55 – L58. arXiv:0706.1272. Bibcode:2007ApJ ... 664L..55K. Дои:10.1086/520718.
  61. ^ Битч, Бертрам; Морбиделли, Алессандро; Лега, Елена; Кретке, Катерина; Крида, Орелиен (2014). «Звездные облучаемые диски и влияние на миграцию погруженных планет. III. Переходы вязкости». Астрономия и астрофизика. 570: A75. arXiv:1408.1016. Bibcode:2014A и A ... 570A..75B. Дои:10.1051/0004-6361/201424015.
  62. ^ Като, М. Т .; Fujimoto, M .; Ида, С. (2012). «Планетезимальное образование на границе между устойчивым сверх / субкеплеровским потоком, созданное неоднородным ростом магнитовращательной неустойчивости». Астрофизический журнал. 747 (1): 11. arXiv:1112.5264. Bibcode:2012ApJ ... 747 ... 11K. Дои:10.1088 / 0004-637X / 747/1/11.
  63. ^ Таки, Тецуо; Фудзимото, Масаки; Ида, Сигеру (2016). «Изменение плотности пыли и газа при скачке радиального давления в протопланетных дисках». Астрономия и астрофизика. 591: A86. arXiv:1605.02744. Bibcode:2016A & A ... 591A..86T. Дои:10.1051/0004-6361/201527732.
  64. ^ Аффинджер, Джереми; Лайбе, Гийом (2017). «Линейный рост течения неустойчивости в скачках давления». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 473: 796–805. arXiv:1709.08660. Дои:10.1093 / мнрас / stx2395.
  65. ^ Райс, В. К. М .; Lodato, G .; Pringle, J.E .; Armitage, P.J .; Боннелл, И. А. (2004). «Ускоренный рост планетезималей в самогравитирующих протопланетных дисках». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 355 (2): 543–552. arXiv:Astro-ph / 0408390. Bibcode:2004МНРАС.355..543Р. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2004.08339.x.
  66. ^ Рэттиг, Натали; Клар, Хуберт; Лира, Владимир (2015). «Захват частиц и неустойчивость потоков в вихрях в протопланетных дисках». Астрофизический журнал. 804 (1): 35. arXiv:1501.05364. Bibcode:2015ApJ ... 804 ... 35R. Дои:10.1088 / 0004-637X / 804/1/35. HDL:10211.3/173113.
  67. ^ Surville, Clément; Майер, Лусио; Лин, Дуглас Н. С. (2016). «Улавливание пыли и долгоживущие повышения плотности, вызванные вихрями в 2D-протопланетных дисках». Астрофизический журнал. 831 (1): 82. arXiv:1601.05945. Bibcode:2016ApJ ... 831 ... 82S. Дои:10.3847 / 0004-637X / 831/1/82.
  68. ^ Surville, Clément; Майер, Лючио (2018). «Пыльно-вихревая неустойчивость в режиме хорошо связанных зерен». arXiv:1801.07509 [астрофизиолог EP].
  69. ^ Suzuki, Takeru K .; Огихара, Масахиро; Морбиделли, Алессандро; Крида, Орелиен; Гийо, Тристан (2016). «Эволюция протопланетных дисков с магнитно-управляемым дисковым ветром». Астрономия и астрофизика. 596: A74. arXiv:1609.00437. Bibcode:2016A&A ... 596A..74S. Дои:10.1051/0004-6361/201628955.
  70. ^ Хаббард, Александр (2015). «Турбулентная термодиффузия: способ концентрировать пыль в протопланетных дисках». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 456 (3): 3079–3089. arXiv:1512.02538. Bibcode:2016МНРАС.456.3079Н. Дои:10.1093 / мнрас / stv2895.
  71. ^ Бай, Сюэ-Нин; Стоун, Джеймс М. (2010). "Динамика твердых тел в средней плоскости протопланетных дисков: последствия для планетезимального образования". Астрофизический журнал. 722 (2): 1437–1459. arXiv:1005.4982. Bibcode:2010ApJ ... 722.1437B. Дои:10.1088 / 0004-637X / 722/2/1437.
  72. ^ Бай, Сюэ-Нин; Стоун, Джеймс М. (2010). «Влияние радиального градиента давления в протопланетных дисках на планетезимальные образования». Письма в астрофизический журнал. 722 (2): L220 – L223. arXiv:1005.4981. Bibcode:2010ApJ ... 722L.220B. Дои:10.1088 / 2041-8205 / 722/2 / L220.
  73. ^ а б Krijt, S .; Ormel, C.W .; Доминик, Ц .; Тиленс, А.Г.М. (2015). «Эрозия и пределы роста планетезималей». Астрономия и астрофизика. 574: A83. arXiv:1412.3593. Bibcode:2015A & A ... 574A..83K. Дои:10.1051/0004-6361/201425222.
  74. ^ Рос, К .; Йохансен, А. (2013). «Конденсация льда как механизм образования планет». Астрономия и астрофизика. 552: A137. arXiv:1302.3755. Bibcode:2013A & A ... 552A.137R. Дои:10.1051/0004-6361/201220536.
  75. ^ Хаббард, Александр (2017). «Вспышки FU Ориона, преимущественная переконденсация водяного льда и образование планет-гигантов». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 465 (2): 1910–1914. arXiv:1611.01538. Bibcode:2017МНРАС.465.1910Х. Дои:10.1093 / mnras / stw2882.
  76. ^ Мусиолик, Гжегож; Тайзер, Йенс; Янковский, Тим; Вурм, Герхард (2016). "Столкновения зерен льда CO2 в формировании планет". Астрофизический журнал. 818 (1): 16. arXiv:1601.04854. Bibcode:2016ApJ ... 818 ... 16M. Дои:10.3847 / 0004-637X / 818/1/16.
  77. ^ Битч, Бертрам; Йохансен, Андерс; Lambrechts, Michiel; Морбиделли, Алессандро (2015). «Строение протопланетных дисков вокруг развивающихся молодых звезд». Астрономия и астрофизика. 575: A28. arXiv:1411.3255. Bibcode:2015A & A ... 575A..28B. Дои:10.1051/0004-6361/201424964.
  78. ^ а б Ян, Чао-Чин; Йохансен, Андерс; Каррера, Даниэль (2017). «Концентрация мелких частиц в протопланетных дисках из-за потоковой нестабильности». Астрономия и астрофизика. 606: A80. arXiv:1611.07014. Bibcode:2017A&A ... 606A..80Y. Дои:10.1051/0004-6361/201630106.
  79. ^ Ormel, C.W .; Cuzzi, J. N .; Тиленс, А.Г.Г.М. (2008). «Совместная аккреция хондр и пыли в солнечной туманности». Астрофизический журнал. 679 (2): 1588–1610. arXiv:0802.4048. Bibcode:2008ApJ ... 679.1588O. Дои:10.1086/587836.
  80. ^ а б Carrera, D .; Johansen, A .; Дэвис, М. Б. (2015). «Как сформировать планетезимали из хондр размером в миллиметр и агрегатов хондр». Астрономия и астрофизика. 579: A43. arXiv:1501.05314. Bibcode:2015A & A ... 579A..43C. Дои:10.1051/0004-6361/201425120.
  81. ^ Демирчи, Тунахан; Тайзер, Йенс; Стейнпильц, Тобиас; Ландерс, Иоахим; Саламон, Сома; Венде, Хейко; Вурм, Герхард (2017). «Есть ли температурный предел при формировании планет на уровне 1000 К?». Астрофизический журнал. 846: 48. arXiv:1710.00606. Дои:10.3847 / 1538-4357 / aa816c.
  82. ^ Гольдрайх, Питер; Уорд, Уильям Р. (1973). «Формирование планетезималей». Астрофизический журнал. 183: 1051–1062. Bibcode:1973ApJ ... 183.1051G. Дои:10.1086/152291.
  83. ^ Сироно, Син-ити (2011). «Планетезимальное образование, вызванное спеканием». Письма в астрофизический журнал. 733 (2): L41. Bibcode:2011ApJ ... 733L..41S. Дои:10.1088 / 2041-8205 / 733/2 / L41.
  84. ^ Ida, S .; Гийо, Т. (2016). «Формирование богатых пылью планетезималей из сублимированной гальки внутри линии снега». Астрономия и астрофизика. 596: L3. arXiv:1610.09643. Bibcode:2016A & A ... 596L ... 3I. Дои:10.1051/0004-6361/201629680.
  85. ^ Юдин, Эндрю Н .; Шу, Фрэнк Х. (2002). «Планетезимальное образование при гравитационной неустойчивости». Астрофизический журнал. 580 (1): 494–505. arXiv:Astro-ph / 0207536. Bibcode:2002ApJ ... 580..494Y. Дои:10.1086/343109.
  86. ^ Шеннон, Эндрю; Ву, Янкин; Литвик, Йорам (2016). «Формирование холодного классического пояса Койпера в легком диске». Астрофизический журнал. 818 (2): 175. arXiv:1510.01323. Bibcode:2016ApJ ... 818..175S. Дои:10.3847 / 0004-637X / 818/2/175.
  87. ^ Фрейзер, Уэсли С.; и 21 другой (2017 г.). «Все планетезимали, рожденные около пояса Койпера, образовались как двойные». Природа Астрономия. 1 (4): 0088. arXiv:1705.00683. Bibcode:2017НатАс ... 1E..88F. Дои:10.1038 / s41550-017-0088.
  88. ^ Гольдрайх, Питер; Литвик, Йорам; Сари, Реем (2002). «Формирование двойных систем пояса Койпера путем динамического трения и трехчастичных встреч». Природа. 420 (6916): 643–+646. arXiv:Astro-ph / 0208490. Bibcode:2002Натура 420..643Г. Дои:10.1038 / природа01227. PMID 12478286.
  89. ^ Cuzzi, J. N., J. N .; Хоган, Р.С., Р.С. «Первичная аккреция турбулентной концентрацией: скорость планетезимального образования и роль вихревых трубок» (PDF). 43-я Конференция по изучению Луны и планет.
  90. ^ Cuzzi, J. N .; Hartlep, T .; Эстрада, П. Р. «Планетезимальные начальные массовые функции и скорость образования при турбулентной концентрации с использованием масштабно-зависимых каскадов» (PDF). 47-я Конференция по изучению Луны и планет.
  91. ^ Окузуми, Сатоши; Танака, Хидеказу; Кобаяши, Хироши; Вада, Кодзи (2012). «Быстрая коагуляция агрегатов пористой пыли за пределами линии снега: путь к успешному ледяному планетезимальному образованию». Астрофизический журнал. 752 (2): 106. arXiv:1204.5035. Bibcode:2012ApJ ... 752..106O. Дои:10.1088 / 0004-637X / 752/2/106.
  92. ^ Катаока, Акимаса; Танака, Хидеказу; Окузуми, Сатоши; Вада, Кодзи (2013). «Пушистая пыль статическим сжатием образует ледяные планетезимали». Астрономия и астрофизика. 557: L4. arXiv:1307.7984. Bibcode:2013 А и А ... 557L ... 4K. Дои:10.1051/0004-6361/201322151.
  93. ^ Митикоши, Шуго; Кокубо, Эйитиро (2016). "Планетезимальное образование гравитационной неустойчивостью пористого пылевого диска". Письма в астрофизический журнал. 825 (2): L28. arXiv:1606.06824. Bibcode:2016ApJ ... 825L..28M. Дои:10.3847 / 2041-8205 / 825/2 / L28.
  94. ^ Аракава, Сота; Накамото, Тайси (2016). «Скалистая планетезимальная формация через пушистые агрегаты нанозерен». Письма в астрофизический журнал. 832 (2): L19. arXiv:1611.03859. Bibcode:2016ApJ ... 832L..19A. Дои:10.3847 / 2041-8205 / 832/2 / L19.
  95. ^ Доминик, Карстен; Пашун, Доминик; Борель, Герман (2016). «Структура пылевых агрегатов в иерархической коагуляции». arXiv:1611.00167 [астрофизиолог EP].
  96. ^ Сироно, Син-ити (2011). "Область спекания агрегатов ледяной пыли в протопланетной туманности". Астрофизический журнал. 735 (2): 131. Bibcode:2011ApJ ... 735..131S. Дои:10.1088 / 0004-637X / 735/2/131.
  97. ^ Windmark, F .; Birnstiel, T .; Güttler, C .; Blum, J .; Dullemond, C.P .; Henning, Th. (2012). «Планетезимальное образование путем захвата: как прыгающий барьер может быть полезен для роста». Астрономия и астрофизика. 540: A73. arXiv:1201.4282. Bibcode:2012A & A ... 540A..73Вт. Дои:10.1051/0004-6361/201118475.
  98. ^ Drążkowska, J .; Windmark, F .; Даллемон, К. П. (2013). «Планетезимальное образование за счет заметного роста на внутренней границе мертвых зон». Астрономия и астрофизика. 556: A37. arXiv:1306.3412. Bibcode:2013A & A ... 556A..37D. Дои:10.1051/0004-6361/201321566.
  99. ^ Вайденшиллинг, С. Дж., С. Дж. (2011). «Первоначальные размеры планетезималей и аккреция астероидов». Икар. 214 (2): 671–684. Bibcode:2011Icar..214..671W. Дои:10.1016 / j.icarus.2011.05.024.
  100. ^ Weidenschilling, S.J., S.J. «Были ли астероиды рождены большими? Альтернативный сценарий» (PDF). 41-я Конференция по изучению Луны и планет, проходившая 1–5 марта 2010 г.
  101. ^ Чжэн, Сяочэнь; Lin, Douglas N.C .; Кувенховен, М. Б. Н. (2016). «Планетезимальное очищение и зависящее от размера удержание астероидов за счет векового резонансного колебания 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.