Acesta este un articol prezentat. Faceți clic aici pentru informații mai detaliate

Solar Nebula

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
impresia artistică a unui sistem planetar în formație.

Ipoteza nebuloasei solare (SNDM, acronim ' Engleză Solar Nebular disc model [1] ) este modelul cel mai larg acceptat al comunității științifice pentru a explica formarea sistemului solar și, mai general, a planetelor și a sistemelor planetare . [2] În prima sa formulare, ipoteza a fost propusă pentru prima dată în 1734 de către Swedenborg [3] și ulterior aplicată și adaptată de Kant , care recunoaște deschis datoria la Lucretius [4] , și Laplace , de aici denumirea modelului Kant-Laplace . [5]

Procesul de formare planetar este strâns legată de cea a formării stele , din care constituie un produs secundar. În acord cu modelul standard de formare a stelelor, nașterea unei stele , are loc prin prăbușirea unui nor molecular , al cărui produs este protostea . De îndată ce stea în ascensiune încheie această etapă și face intrarea în principal de pre-secventa , discul care a mediat " creșterea devine protoplanetară ; sale de temperatură scade, permițând formarea de mici constituită din granule de pulbere de rocă ( în principal silicați ) și gheață de diferite tipuri, care la rândul lor pot fuziona între ele pentru a da naștere la blocuri de mai mulți kilometri, a planetezimale . [6] În cazul în care masa discului este suficient de mare, într - o perioadă scurtă de timp astronomică (100,000-300,000 ani), planetezimale pot fuziona între ele pentru a da naștere la embrioni planetari, numite protoplanete , care, pe o perioadă de timp între 100 de milioane și un miliard de ani, suferă o fază de coliziuni violente și fuziuni cu alte organisme similare; rezultatul final va fi formarea unor planete terestre . [5]

Formarea giganți de gaz este în loc un proces mai complicat, care ar fi dincolo de așa-numitul îngheț , [7] [8] regiune populată de un număr mare de protoplanete gheata mai mari decât cele exclusiv stâncos. [2] Nu este clar în totalitate ceea ce se întâmplă după formarea protoplanete de gheață; Cu toate acestea, se pare că unele dintre acestea, în virtutea coliziuni, să crească până când ajunge la o masă de aproximativ 10 ori masa Pământului - M ⊕ - , [9] a depășit ceea ce ar declanșa un proces de acreție, similar cu cel care a întâlnit steaua , dar pe o scară mai mică, pornind de hidrogen și heliu acumulat în regiunile exterioare ale discului. [7] [8] Această etapă se încheie cu epuizarea gazului disponibil. Ulterior, planeta suferă, ca rezultat al interacțiunilor cu disc rezidual, un proces de migrare planetar , mai mult sau mai puțin accentuată în funcție de amploarea interacțiunilor. [7] [10] Se crede că giganți de gheață, precum Uranus și Neptun , constituie „nucleii eșuat“, format prin care timp cea mai mare parte a gazului au fost epuizate. [5]

Nu toate stelele sunt în măsură să creeze condițiile necesare pentru a permite formarea de planete: de fapt, stelele cele mai masive, din clasa O și B , [11] [12] emit o cantitate de radiații și de vânt , care complet distruge ceea ce rămâne a discului de acreție, dispersare, astfel, materia primă pentru formarea de noi planete. [13]

fundal

Pierre-Simon Laplace , care a perfecționat ipoteza nebuloasă pentru a explica formarea sistemului solar.

Ipoteza nebuloasei solare a fost propusă pentru prima dată în 1734 de către Emanuel Swedenborg [3] și a fost preluată și dezvoltată în 1755 de Immanuel Kant , care era familiarizat cu lucrările lui Swedenborg [1] și formulată în mod independent de către Pierre Simon Laplace în 1796 . [1] Cu toate acestea, deja Descartes , în 1644 , a propus o teorie similară, care presupune prezența unor vârtejuri primordiale ale contracției materiei caracterizate prin diferite mase și dimensiuni; ca fiind unul dintre cele mai mari originea soarelui , în timp ce planetele mai mici s- au format, care , datorită rotației , la nivel mondial a început pe orbită în jurul ei. [14]

Kant-Laplace ipoteza sugereaza ca Soarele si planetele pe care orbita toate proveneau din aceeași nebuloasă primordială, nebuloasa solară. Formarea sistemului va începe prin contracția nebuloasa, care ar fi mărit viteza de rotație , determinând - o să -și asume un aspect în formă de disc , cu o îngroșare mai mare la subiectul centrului său, din care sa născut proto - Sun. Restul materiei circumsolar ar condensa mai întâi în inele, din care planetele s-ar mai târziu provin. [1]

Deși sa bucurat de mare de credit în secolul al XIX - lea, ipoteza laplaciană nu a putut explica unele particularități a constatat, în primul rând distribuția momentului cinetic dintre Soare și planete: planete , de fapt , dețin 99% din momentul cinetic, în timp ce model simplu de nebuloasa acesta prevede o distribuție mai „echitabilă“ a momentului cinetic dintre Soare și planete; [1] Din acest motiv , modelul a fost pus deoparte la începutul secolului al XX - lea .

Căderea modelului Laplace stimulat astronomii să caute alternative viabile, care ar putea înlocui-l. Pe parcursul secolului al XX - lea au fost propuse mai multe teorii, inclusiv teoria planetezimale de Thomas Chamberlin și Pădurea Moulton (1901), modelul mareelor Blugi (1917), modelul acreție Otto Schmidt (1944), teoria protoplanetare a lui William McCrea (1960 ) și în cele din urmă teoria de captare a lui Michael Woolfson . [1] Cu toate acestea, aceste modele gasit de multe ori nici un feedback de observatie. [1]

Eșecurile modelelor alternative și identificarea, în ultimele decenii ale secolului XX de structuri similare cu discul protosolar în jurul stelare tinere obiecte a dus la reevaluarea ideii Laplace. [15] În 1978, Andrew Prentice filma ideile de baza ale modelului formulandone Laplace o revizuire modernă. [1] Nașterea teoriei actuale a formării sistemelor planetare, The Nebular disc Modelul solar (SNDM), este , totuși , datorită Sovietului astronomul Viktor Safronov , [16] [17] a cărui operă a avut o influență de durată asupra modului de a gândi oameni de știință despre formarea planetelor. [18] El, în lucrările sale, el a formulat și a rezolvat cele mai multe dintre problemele majore întâmpinate în fizica de formare a planetei. Ideile Safronov au fost dezvoltate ulterior în lucrarea lui George Wetherill , care a descoperit fenomenul de „creștere galopantă. [1]

In ciuda doar a fost aplicat inițial la sistemul solar , modelul nebuloasă a fost apoi extins, cel puțin teoretic, la tot L ' univers ; confirmarea a venit de la descoperirea, începând din 1995 , peste 4000 de planete în afara sistemului solar în galaxia noastră . [19]

Faza preliminară: formarea stelei - mamă și discul protoplanetare

Nașterea stelei

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Formarea stelelor .
Imagine vizibilă și cu infraroșu a Nebuloasei Trifide , care prezintă prezența a numeroase protostele (indicate prin săgeți) ascunse de gazul și praful norului molecular, care apar ca pete luminoase în imaginea cu infraroșu fără un omolog optic.

O condiție necesară pentru un sistem planetar să fie generat este formarea stelei mamă. Modelul de care se bucură în prezent cel mai de credit în comunitatea astronomice, a declarat model standard de formare a stelelor, [20] prezice că o stea apare din colapsul gravitațional și fragmentarea porțiunilor mai dense (numite „nuclee“) ale unui nor molecular și următorii creștere a embrionilor stelare, provenit de prăbușirea fragmentelor, din materialele prezente în nor. [5] [15] [21]

Un exemplu tipic de nor molecular gigant are o densitate de ordinul a 100 de particule pe cm3, cu un diametru de peste 100 de ani lumină , o masă mai mare de un milion de mase solare (M ☉) [22] și o temperatură medie, în interior, 10 K . Norul a rămâne într - o stare de echilibru dinamic , până când energia cinetică a gazului, ceea ce generează o presiune spre exterior, iar " energia potențială a gravitației , cu centripetă față, sunt echivalente. Pe parcursul milioanelor de ani, cu toate acestea, mișcări turbulente interiorul gaz sau externe influențe (explozii ale supernovelor , interacțiuni între galaxii și așa mai departe. [20] ) conduc la o sensibilitate crescută la colaps gravitațional și fragmentarea norului într - un mod ierarhic din ce în ce mai mici porțiuni, [23] , atâta timp cât fragmentele nu ajung la o masă stelare. [5] [21] Aceste fragmente protostellar posedă diametre de ordinul 0,01-0,1 parseci (2 000-20 000 unitati astronomice - UA ) și o densitate de aproximativ 10 000-100 000 particule per cm3. [N 1] [21] [24]

Colapsul inițială a unei nebuloase protostellar de masă solară durează aproximativ 100.000 de ani. [5] [21] Fiecare nebula posedă începe o anumită cantitate de moment unghiular . Gazul prezent în majoritatea porțiunilor centrale ale nebuloasei, al cărei moment unghiular este relativ scăzută, suferă o compresie rapidă , pentru a forma un cald (nu contracta) miez hidrostatice, conținând numai o mică parte din masa totală a nebuloasei, pe care gazele rămase din primul precipitat colaps; [25] Acest nucleu face ca embrionul primitiv al stelei viitoare. [5] [25] Deoarece colapsul continuă, viteza de rotație a materialului în cădere liberă crește în conformitate cu principiul conservării momentului cinetic ; [26] [27] în consecință , norul de gaz nu cade direct pe miezul central, dar este forțat într - o discoid structură , aliniată cu planul ecuatorial embrion, în care materialul spiralele treptat spre miezul central în procesul de acreție . [5] [26] [27] Când această etapă de creștere se oprește, formarea protostea . [25] În această etapă, protostea și discul său acreție sunt nedetectabile , deoarece acestea sunt puternic ascunse de un plic (sau un plic) , constând din nor de gaz și praf, [28] a cărei opacitate este atât de mare încât să blocheze , de asemenea, radiația milimetrică ; [5] [28] la lungimi de undă submillimetre structuri , cum ar fi apar în loc de smocuri luminoase. [24] Astrofizicistul numesc această fază evolutivă a protostea ca „ class 0 “. [28] Colapsul este adesea însoțită de emisie, de-a lungul axei de rotație a protostea, a jeturilor bipolare , probabil rezultatul interacțiunii discului cu liniile de forță ale câmpului magnetic protostellar , care ramura off de la poli de protostea. pentru a dispersa momentul cinetic în exces , care altfel ar conduce protostea la fragmentare. [15] Aceste jeturi sunt adesea observate în regiunile de formare stea în formă de Herbig-Haro obiecte . [29]

Imagine în infraroșu luate de telescopul spațial Spitzer a jeturilor polare emise Herbig-Haro obiect HH 46/47 .

Luminozitatea unei protostea clasa 0 este mare: o protostea de masă solară poate radia de până la 100 de ori mai mare decât cantitatea de energie radiată de la soare . [28] Sursa principală de alimentare a protostea este același colaps, având în vedere că în acest stadiu incipient protostea nu amestecuri de hidrogen. [25] [30]

Deoarece căderea continuă spre materialul înveliș al discului, acesta devine tot mai transparent optic, făcând l observabile " tânăr obiect stelare întâi în infraroșu departe, și apoi în vizibil . [24] În acest moment, aproximativ 100 000 de ani de la începutul prăbușirii, [5] steaua începe să se topească un izotop de hidrogen, se deuteriul . [30] Obiectul devine astfel o stea T Tauri și devine o parte a clasei I. [28] [N 2] [31] Starul creștere a dobândit deja o mare parte din masa sa finală: masa totală a discului și a plicul rezidual nu depășește 10-20% din masa obiectului central. [24]

Aproximativ un milion de ani mai târziu [5] dispare plic, fiind complet absorbit de disc, în timp ce tânărul T Tauri în centrul său devine vizibil. [32] Masa discului în jurul unui clasic corespunde T Tauri la aproximativ 1-3% din masa stele tinere, și determină creșterea în continuare , la rata de 10 mase -9 -10 -7 solare pe an; [33] este adesea prezent o pereche de jeturi polare perpendicular pe planul discului. [34] Procesul de acreție explică toate particularitățile clasice T Tauri: fluxuri intense (până la 100% din luminozitatea stelei) și intense linii de emisie în spectrul său. [N 3] [35] Faza de finisaje clasice T Tauri după aproximativ zece milioane de ani, [5] de timp necesară , deoarece în miez au ajuns la temperatură și presiune condițiile all'innesco adecvate de fuziune hidrogen greatuncle ; steaua intră , astfel , în secvența principală . [25]

De discul de acreție pe discul protoplanetare

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: discul de acreție și protoplanetară pe disc .
Un disc protoplanetară în jurul unei stele tinere născut în nebuloasei Orion .

După cum am văzut, prezența unui disc circumstelar este o consecință a necesității formării stele pentru a dispersa excesul de impuls unghiular; în consecință, este o structură care se formează în timpul formării timpurie stele, dar este nedetectabil pentru o bună parte din etapele inițiale din cauza " opacitatea a gazelor și praful din jur. [28] Discul unei protostea de clasă 0 este un disc tipic acreție, solid și cald, [26] [27] cu o temperatură care depășește ușor 400 K la 5 UA și 1000 K în decurs de 1 UA. [36] Astfel de temperaturi, datorită încălzirii determinate de disipare a turbulenței vâscoasă interne și de mișcare cădere liberă a gazului către centru, [26] [27] înseamnă că elementele mai volatile, cum ar fi " de apă , mai mulți compuși organici și unele roci , se evaporă, lăsînd în mai multe regiuni periferice disc și lăsând materialele din regiunile interioare cu un punct de sublimare mai mare, cum ar fi fierul . [36]

Principala problemă în fizica a discurilor acreție se referă la modalitățile care duc la formarea de turbulențe și mecanismele responsabile pentru Vâscozitatea mare întâlnite. [5] Vâscozitatea turbulentă este răspunzător de înfășurătoarea transferului de masă gazoasă spre protostea central și unghiular impuls spre periferia discului; această ultimă condiție este vitală pentru creștere să continue, deoarece gazul poate crește decât protostea în cazul în care pierde o mare parte din impulsul său unghiular. [26] [37] Rezultatul acestui proces este creșterea atât a protostea atât raza discului, care poate ajunge chiar 1000 UA dacă momentul cinetic inițial al nebuloasei este suficient de mare. [27] Discurile extensive sunt observate în mod normal în multe regiuni de formare stele, cum ar fi Nebuloasa Orion . [38]

Discul din jurul stelei AU Microscopii observate de telescopul spațial Hubble .

Durata de viață a discurilor acreție este de aproximativ 10 milioane de ani. [39] Când steaua în creștere ajunge la stadiul de T clasic Tauern, discul devine mai subțire și se răcește, [33] permițând materialele mai puțin volatile prezente în regiunile interioare, cum ar fi silicații , să se condenseze și , eventual , se cristalizeze , formând granule de pulbere mari 0,1-1 microni. [40] Discul devine protoplanetară. [5] [39] [41] Transferul materiei din regiunile ultraperiferice spre centrul discului permite granulelor nou formate din „amestec“ cu cele existente care vin de la periferie, care conțin materii organice și alte materiale volatile. Acest fenomen ar explica unele particularități în componența organelor minore ale sistemului solar, cum ar fi prezența reziduurilor de praf interstelar în meteoriți cele mai vechi și cele mai multe incluziuni refractare în comete . [36]

L ' instabilitatea gravitațională a discului poate determina fragmentarea în clustere evidente, mai dens , care se pot prăbuși, [37] având ca rezultat formarea rapidă (se estimează la varsta de aproximativ 1 000 de ani) , a unor giganți de gaz [42] sau chiar pitice maro . [43] Se pare totuși că acest mecanism de formare a planetelor este apanajul doar al celor mai masive discuri (0,3 M ☉, pentru comparație cu o medie de discuri au o masă de 0,01-0,03 M ☉); deoarece discurile cu mase similare sunt rare, acest mecanism este destul de rar. [5] [44]

Deoarece planetezimale sunt extrem de numeroase și distribuite pe scară largă de-a lungul discului, unele dintre ele nu participă la formarea planetelor. Se crede acum că asteroizi și comete constituie ceea ce rămâne de planetezimale frammentatisi antice din cauza numeroaselor ciocniri au avut loc în timp. [45]

Pot exista mai multe motive care duc la dispariția protoplanetare discurilor: absorbția lor de steaua-mamă în creștere sau expulzarea materialului prin jeturi bipolare; [33] [34] l ' efect Poynting-Robertson ; [46] , ca urmare a photoevaporation de radiațiile ultraviolete emise de steaua centrală în timpul T Tauri [47] sau de la stele din apropiere. [48] Porțiunea centrală a gazului poate merge , de asemenea , pentru a crește planete în formație sau să fie expulzat din acestea, în timp ce particulele ușoare sunt măturate de presiunea de radiație a stelei centrale. Rezultatul final va fi fie formarea unui sistem planetar sau un disc de resturi de reziduuri , sau nu rămân nimic, în cazul în care nu a fost posibilă formarea de planetezimale. [5]

Etapele de formare a planetei

Istoria formării planetare [7]

Mii de ani



Milioane de ani

Reorganizarea discului protoplanetare și formarea de planetezimale

impresia artistică a discului de gaz și praf care înconjoară un sistem planetar de formare.

Particulele de praf interactioneze cu gazele prezente în disc; boabe mai mari decât o orbită în jurul stelei milimetru, la o viteză mai mare decât a gazelor, care exercită un efect de frânare, care îi obligă să spirală pe o orbită în spirală spre centrul discului. [7] Pe măsură ce trece spre centru, granulele de pulbere sunt încălzite și, la articulațiile unui punct precis al sistemului, pătura de gheață de apă care acoperă le sublimează . Regiunea în care aceasta are loc se numește linia de îngheț sau limita de zăpadă și delimiteaza sistemul într - o regiune internă, în cazul în care predomină rocile, și o regiune exterioară, în cazul în care în schimb există o prevalență a materialelor volatile în stare solidă. [7]

În corespondență cu linia de îngheț moleculele de apă tind să se acumuleze pe granulele; acest lucru are repercusiuni asupra proprietăților gazelor, care determină o scădere a presiunii care este compensată de o creștere a vitezei de rotație a gazului. În acest fel, boabele de praf nu mai suferi o încetinire, dar o accelerare care încetinește Fallout lor spre centrul sistemului. [7] Acest lucru determină o acumulare progresivă de praf în corespondență cu linia de îngheț, care favorizează coliziuni între granule și formarea unor structuri mai mari, de până la câțiva centimetri, [49] , dintre care unele continuă , în drumul lor spre regiunile interne părți ale discului. [7] Semnele acestei faze pot fi observate prin analiza spectrului infraroșu al discului. [40] procese de agregare ulterioare care conduc la formarea de blocuri stâncoase de dimensiuni de ordinul km, planetezimale , considerat „cărămizile“ planete viitoare. [5] [49]

Unele teorii recente consideră că este puțin probabil ca planetezimale poate fi format prin coliziunea câtorva corpuri mari, pentru că ar avea câmpuri slabe gravitaționale și interacțiuni electrostatice ar pierde valoarea pentru obiecte mai mari de câțiva centimetri. Din acest motiv, planetezimale ar fi mai probabil pentru a forma din coalescența multor organisme mici, împinse de propria lor gravitație, simulând un colaps gravitațional la scară mică. [50]

Formarea protoplanete

După formarea lor, planetezimale supuse unui proces cunoscut sub numele de acreție galopând (în limba engleză concreștere fugar), [51] așa numita deoarece rata de creștere a masei este proporțională cu R4 ~ M 4/3, unde R și M sunt raza și masa a corpului în creștere, respectiv. [52] Deoarece crește viteza de creștere ca masa, dimensiunea corpurilor mai mari cresc mai repede și în detrimentul organismelor mai mici. [51] Această fază durează între 10 000 și 100 000 de ani și se termină atunci când corpurile de dimensiuni mai mari ajung la aproximativ 1 000 km în diametru. [51] Incetinirea progresivă a ratei de creștere este determinată de perturbațiile gravitaționale exercitate de către organismele mai mari asupra planetezimale rămase, [51] [52] care provoacă , în plus față de arestarea creșterii organismelor mici. [51]

impresia artistică a ciocnirea a două protoplanete stâncoase în interiorul unui disc protoplanetară.

Faza următoare este „oligarhic de creștere (acreție oligarhic) [51] și își datorează numele faptului că discul interior pare a fi dominată de câteva sute de corpuri mari (oligarhii porecliti) , care continuă să crească lent , care încorporează planetezimale; [51] Termenul de „oligarhi“ este justificată și de faptul că nimeni altcineva , cu excepția corpului lor poate continua să crească masa sa. [52] În această fază, viteza de creștere este proporțională cu R2, care este derivat din secțiunea oligarh; [52] Rata specifică de creștere este proporțională cu M -1/3 și scade pe măsură ce masa obiectului, permițând oligarhi mici atinge cea mai mare. Oligarhii sunt menținute la o distanță de aproximativ 10 · H r [N 4] una de alta prin influența gravitațională a resturilor planetezimale, [51] în timp ce excentricitate și înclinațiile orbitale rămân mici. Oligarhii continuă să crească, atâta timp cât există o disponibilitate de planetezimale în vecinătatea acestora; [51] , uneori , se întâmplă ca oligarhii vecini se bazează. Masa finală a unui oligarh depinde de distanța de la steaua centrală și densitatea planetezimale din apropiere și se numește „masa de izolare“. [52] Rezultatul etapei oligarhic este formarea de aproximativ 100 de corpuri de masă între cea a Lunii și Marte, uniform împrăștiate 10 · H r. [53] Se crede că aceste organisme reședința în lacune ale discului și care sunt separate unul de altul prin planetezimale subțiri resturi inele. Această fază va dura câteva sute de mii de ani și conduce la formarea unui număr de embrioni planetare, sau protoplanete . [5] [51]

planete gazoase

Formarea giganți de gaz este o problemă semnificativă în domeniul științelor planetare . [44] Două teorii cu privire la acest subiect au fost făcute în contextul modelului nebuloasă solară. Primul, modelul de instabilitatea discului (modelul instabilitate disc), prevede că giganți de gaz sunt formate din fragmentarea, sub acțiunea gravitației, a discurilor masive protoplanetare ( a se vedea , de asemenea , paragraful Din discul de acreție pe disc protoplanetară ), [42] de la care pot proveni chiar pitice maro, considerată o cale de mijloc între planete și stele. Modelul doilea propus este modelul acreție al miezului (modelul de bază acreție) sau modelul instabilitatea nucleelor (model instabilitate nucleate); [44] din urmă pare a fi cel mai fiabil model de , deoarece explică modul în care formarea gigant gazos de pornire de discuri relativ puțin masive (<0,1 M ⊙). In acest model, formarea planetelor gigant este împărțit în două faze: a) o creștere a unui nucleu de circa 10 M ⊕; b) acreție a gazului pe nucleul pornind de la gazele de disc protoplanetară. [5] [44]

Imaginile care ilustrează discul orbitează în jurul stelei Fomalhaut (α Piscis Austrini). Asimetriile sunt cauzate de prezența a cel puțin o planetă gigant de gaz într - un stadiu avansat de pregătire.

Se crede că formarea miezului unui gaz continuă gigant aproximativ ca formarea planetelor terestre: [51] planetezimale sunt supuse unei faze de creștere galopantă care urmează o fază de creștere oligarhică; [52] ipotezele nu oferă o fază de topire, datorită probabilității scăzute de coliziune între protoplanete în regiunile exterioare ale sistemului planetar. [52] O altă diferență este constituit de componența planetezimale: de fapt, planetezimale din care giganți de gaz vor proveni formă dincolo de linia de îngheț și constau în principal din gheață, cu gheață: raportul rocă de 4: 1. [54] Linia de îngheț este de mare importanță în geneza planetelor gazoase, deoarece acționează ca o barieră care provoacă o acumulare rapidă de material pur și simplu dincolo de ea. [7]

Modelele arată însă că mai puțin masive discuri, încă capabile să dea naștere la planete terestre, pot fi formate numai din nuclee de 1-2 M ⊕ la 5 UA de steaua (distanța similară cu cea care se separă Jupiter de soare din sistemul solar) de peste 10 milioane de ani, [52] de timp este lungimea medie a discurilor în jurul valorii de stele asemănătoare soarelui. [39] au fost propuse mai multe soluții pentru a explica formarea de nuclee de 10 M ⊕: o creștere în disc de masă (uneori mai puțin de zece [52] ); migrația protoplanete, ceea ce le permite să agregați multe alte planetezimale; [54] În cele din urmă, creșterea ratei de creștere , ca urmare a fenomenelor all'innescarsi rezistenței la curgere în pachetele gazoase de embrioni planetari. [54] [55] Combinația de doar câteva dintre soluțiile propuse pot explica formarea de nuclee din care au fost planete ca Jupiter si Saturn ; [44] formarea de planete similare cu Uranus si Neptun este mai problematică, deoarece nici o teorie a fost în măsură să explice formarea in situ a nucleelor lor la o distanță medie de 20-30 UA stele. [5] Pentru a rezolva problema, sa presupus că lor inițial nucleele se formează în regiunea Jupiter și Saturn și că , ulterior, ca răspuns la interacțiunile gravitaționale, au fost conduse mai mult pe plan extern până la orbitele lor curente. [56]

După ce a atins o masă suficientă (5-10 M ⊕), nucleele încep să se scadă gazele reziduale de pe disc. [5] Procesul a continuat inițial la o rată redusă, până când ajunge la aproximativ 30 M ⊕ în câteva milioane de ani; [54] [55] quindi il tasso di accrescimento subisce una forte accelerazione (accrescimento galoppante o runaway accretion ), che porta ad accumulare il restante 90% della massa definitiva del pianeta in circa 10 000 anni. [55] L'accrescimento del gas si arresta all'esaurimento della materia prima, il che avviene quando una lacuna si apre nel disco protoplanetario. [57] Stando a questo modello, i "giganti ghiacciati" (ovvero Urano e Nettuno) costituiscono dei "nuclei falliti", che hanno iniziato ad accrescere il gas troppo tardi, quando era in gran parte già stato o incorporato dagli altri due pianeti o espulso dal sistema a causa del vento solare .

La fase successiva all'accrescimento galoppante è caratterizzata dalla migrazione dei pianeti neoformati e da una continua ma più lenta aggregazione di una quota ridotta di gas. [57] La migrazione è causata dalle interazioni tra i pianeti e il disco residuo, il cui attrito determina un decadimento dell'orbita, [10] [57] che spesso porta a un enorme avvicinamento del pianeta alla stella, come nel caso dei pianeti gioviani caldi ("Giovi caldi" o Hot Jupiters ), giganti gassosi che orbitano ad una distanza ridotta dalla loro stella (spesso molto inferiore a quella che separa Mercurio dal Sole). [10] [57]

Rappresentazione artistica di un pianeta mentre orbita in una lacuna all'interno di un disco protoplanetario.

I giganti gassosi esercitano un'ulteriore influenza sulla regione prospiciente dei pianeti rocciosi: [58] le orbite degli embrioni di questi ultimi possono raggiungere eccentricità così elevate da favorire un loro incontro ravvicinato con un pianeta gassoso ed eventualmente, a causa dell'effetto fionda gravitazionale , da determinarne l'espulsione dal sistema planetario; [N 5] [45] [58] qualora tutti i protopianeti rocciosi andassero incontro a tale destino non si formerà alcun pianeta di questo tipo. [58] Una conseguenza di una tale situazione è che permane un alto numero di planetesimi, dal momento che i giganti gassosi sono incapaci di assorbirli tutti senza l'aiuto dei protopianeti rocciosi. La massa complessiva dei planetesimi rimanenti è comunque relativamente esigua, dal momento che l'azione combinata degli embrioni dei pianeti rocciosi (prima che siano espulsi) e dei pianeti giganti è abbastanza intensa da rimuovere il 99% degli oggetti più piccoli. [45] Tale regione potrà successivamente evolversi fino a formare una cintura asteroidale analoga alla fascia principale del sistema solare, collocata tra 2 e 4 UA dal Sole. [45] [58]

Circa il 25% degli Hot Jupiters conosciuti, [59] come WASP-17 b , [60] sembra possedere un'orbita retrograda rispetto al verso di rotazione della stella madre. Le ragioni di tale fenomeno sono state spiegate tramite simulazioni computerizzate in cui vengono prese in considerazione le perturbazioni gravitazionali che un pianeta posto in un'orbita esterna esercita su un pianeta più interno ma comunque localizzato ai margini della frost line . [59] [61] Tali perturbazioni sono deboli ma si sommano lungo un arco temporale molto lungo, determinando due sostanziali modificazioni: da una parte, l'accentuazione del decadimento dell'orbita del pianeta più interno, che diviene molto stretta; dall'altra, l'inversione del verso di rivoluzione; quest'ultimo fenomeno si verifica perché tra le due orbite si ha uno scambio di momento angolare e, in aggiunta, il pianeta interno perde ulteriore energia in seguito alle interazioni mareali con la stella. [59] [61]

Pianeti rocciosi

I pianeti rocciosi si formano nella porzione più interna del disco protoplanetario, internamente alla frost line , dove la temperatura è abbastanza alta da evitare la condensazione dei materiali volatili (come l'acqua), [62] determinando dunque dapprima la formazione di granuli di polvere rocciosa e quindi la formazione di planetesimi rocciosi. [N 6] [62] Per una stella simile al Sole, si ritiene che simili condizioni si verifichino nelle 3–4 UA più interne del disco. [5]

I quattro pianeti rocciosi del sistema solare in un fotomontaggio che ne rispetta le proporzioni dei diametri ma non delle distanze. Da sinistra a destra: Mercurio , Venere , la Terra e Marte .

Dopo le fasi di accrescimento galoppante e crescita oligarchica, si ha la formazione di un esiguo numero di protopianeti con una massa di isolamento che arriva a 0,1 masse terrestri M ⊕ (equivalente alla massa di Marte ). [5] Successivamente i protopianeti più massicci iniziano a perturbarsi l'un l'altro facendo sì che le loro orbite divengano caotiche; [53] ha così inizio la fase finale della formazione dei pianeti rocciosi, che prende il nome di fase di fusione ( merger stage ). [5] Durante questa fase i protopianeti espellono i restanti planetesimi e collidono vicendevolmente, andando a formare, nel corso di 10–100 milioni di anni, un numero limitato di corpi di massa terrestre, secondo le simulazioni tra 2 e 5. [5] [45] [53] [58] Nel sistema solare, il risultato di questa fase può essere rappresentato dalla Terra e da Venere : [53] si stima che la formazione di entrambi i pianeti abbia richiesto la fusione di circa 10–20 protopianeti, mentre un numero pressoché uguale di protopianeti sarebbe stato espulso dal sistema; [45] Marte e Mercurio invece potrebbero essere dei protopianeti minori sopravvissuti alla formazione degli altri due pianeti. [45] Dopo aver terminato questa fase di fusione, i pianeti rocciosi si stabiliscono in orbite più o meno stabili, il che spiega come mai certi sistemi, quale quello individuato intorno a Kepler-11 , [63] risultino molto compatti. [53]

La formazione delle super Terre , pianeti rocciosi di massa compresa tra 1,9 [64] [65] e 10 M ⊕ , [64] avverrebbe secondo modalità simili, soprattutto per quanto riguarda le super Terre povere d'acqua; [66] le ipotetiche super Terre ricche in acqua, i cosiddetti " pianeti oceano ", si formerebbero invece al di là della frost line , come accade per i giganti gassosi, ma la loro massa sarebbe insufficiente ad attrarre le cospicue quantità di gas che caratterizzano i pianeti giganti. [66]

Una grande influenza sulla formazione dei pianeti rocciosi è esercitata da eventuali giganti gassosi presenti nel sistema. La presenza di pianeti giganti tende infatti ad incrementare l'eccentricità e l'inclinazione dei planetesimi e dei protopianeti presenti internamente alla frost line ; [45] [58] d'altro canto però, se si formano troppo precocemente, possono rallentare o impedire l'accrescimento di pianeti più interni. Se invece si formano quasi al termine della fase oligarchica, come sembra sia accaduto nel sistema solare, influenzeranno la fusione degli embrioni planetari rendendola più violenta: [45] il risultato sarà la formazione di un numero inferiore pianeti rocciosi ma più massicci. [67] Inoltre, le dimensioni della zona dei pianeti rocciosi risulterà più compatta, dal momento che essi si formeranno più vicini alla stella centrale. Si ritiene che nel sistema solare l'influenza dei pianeti giganti, in particolare Giove, sia stata limitata dal momento che essi sono abbastanza lontani dai pianeti terrestri. [67]

Migrazione e assestamento delle orbite

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Migrazione orbitale .

Una volta formati, i pianeti vanno incontro ad una riorganizzazione delle orbite fino al raggiungimento di una configurazione stabile nel tempo. Perché ciò possa verificarsi, spesso i pianeti sono costretti a migrare, vale a dire subire un cambiamento di alcuni parametri orbitali , in particolare del semiasse maggiore .

Sono descritti due tipi di migrazione orbitale. La migrazione di tipo I coinvolge i pianeti rocciosi, i quali emettono delle onde di densità a spirale mentre si muovono all'interno del disco residuo. [68] Il verificarsi di uno squilibrio nella forza delle interazioni tra il gas e le onde anteriormente e posteriormente al pianeta, con queste ultime che esercitano una forza di torsione maggiore, determina una perdita di momento angolare da parte dell'oggetto e una sua conseguente rapida migrazione verso l'interno. [7] [68] La migrazione di tipo II vede coinvolti invece i giganti gassosi, capaci di aprire delle lacune all'interno del disco in grado di arrestare una migrazione secondo il primo tipo. [7] Tuttavia, l'afflusso di materiale del disco nella lacuna determina comunque una perdita di momento angolare, che causa un ulteriore decadimento dell'orbita e della lacuna. [69] Questa fase si conclude quando il disco scompare oppure quando i pianeti migranti hanno raggiunto il bordo interno del disco, come nel caso dei pianeti gioviani caldi. [10] [57]

Una serie di immagini che mostra i reciproci rapporti tra i pianeti esterni e la cintura di planetesimi del sistema solare secondo il modello di Nizza: a) configurazione primitiva, prima dell'instaurarsi della risonanza 2:1 tra Giove e Saturno; b) dispersione dei planetesimi nel sistema solare interno in seguito allo scambio orbitale tra Nettuno (blu scuro) e Urano (blu chiaro); c) dopo l'espulsione dei planetesimi ad opera dei pianeti. [70]

In seguito, dopo la dissipazione di ciò che resta del disco protoplanetario, i pianeti, e in particolare i giganti gassosi, interagiscono tra loro causando delle modificazioni nei parametri orbitali; una delle conseguenze del fenomeno è il cosiddetto scattering gravitazionale , che determina un allargamento delle orbite. [71] Un fenomeno simile sarebbe avvenuto nel sistema solare ed è descritto dal modello di Nizza : [70] [72] [73] originariamente, i pianeti esterni del sistema solare percorrevano orbite più vicine al Sole, con raggi compresi tra ~5,5 e ~17 UA; al di là del pianeta più esterno si estendeva una vasta e densa cintura di planetesimi fino a circa 35 UA. Dopo alcune centinaia di milioni di anni di lenta e graduale migrazione, i due giganti più interni, Giove e Saturno, si assestarono in una risonanza orbitale 2:1; l'instaurarsi di questo fenomeno ha comportato un aumento delle loro eccentricità orbitali , destabilizzando l'intero sistema planetario: l'arrangiamento delle orbite planetarie si è alterato con drammatica rapidità. [74] Giove ha spinto Saturno verso l'esterno, nella sua attuale posizione; questa ricollocazione ha causato delle mutue interazioni gravitazionali tra il pianeta ei due giganti ghiacciati, costretti ad assumere orbite più eccentriche. In questo modo i due pianeti si sono addentrati nella cintura planetesimale esterna, scambiandosi di posizione e perturbando violentemente le orbite di milioni di planetesimi, scagliandoli via dalla cintura; si stima che in questo modo il disco esterno abbia perso il 99% della sua massa iniziale. [72] Alcuni dei planetesimi scagliati via dai giganti ghiacciati sono stati sospinti nel sistema solare interno , provocando un incremento degli impatti nei pianeti rocciosi, il cosiddetto intenso bombardamento tardivo . [70] La migrazione dei pianeti più esterni e le interazioni con Giove spiegano le caratteristiche delle regioni più esterne del sistema solare: [75] secondo il modello, gli oggetti costretti da Giove in orbite altamente ellittiche andarono a formare la nube di Oort , serbatoio della gran parte delle comete del sistema solare, [75] mentre gli oggetti vincolati da Nettuno durante la sua migrazione andarono a costituire l'attuale cintura di Kuiper e il disco diffuso . [75]

Significato di accrescimento

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Accrescimento (astronomia) .
Il disco di accrescimento dell' oggetto di Herbig-Haro HH 30 nel Toro , distante 450 al dal sistema solare. Dal disco si propaga un flusso molecolare bipolare , una struttura comune in simili formazioni.

Nell'accezione primaria, il termine "accrescimento" identifica il processo che porta all'incremento di massa di un corpo celeste che, per gravità, attira su di sé il materiale gassoso circostante che, in seguito al principio di conservazione del momento angolare, andrà a disporsi in un disco circumstellare. Talvolta al disco protoplanetario ci si riferisce come "disco di accrescimento", perché anche se la stella nascente si trova ormai nella fase di T Tauri il materiale gassoso può ancora precipitare su di essa dal bordo più interno del disco contribuendo ad incrementarne ulteriormente la massa. [27] L'utilizzo del termine "disco di accrescimento" al posto di "disco protoplanetario" è quindi frequente causa di confusione tra questa prima accezione e il processo di accrescimento planetario: in quest'ultimo contesto, per "accrescimento" si intende il processo che a partire dai granuli di polvere e ghiaccio, che orbitano attorno nel disco circumstellare alla stella in formazione, conduce alla loro graduale fusione nei planetesimi e da questi, in seguito a plurime collisioni, porta alla formazione dei protopianeti. [51]

Inoltre, i giganti gassosi stessi, durante la loro formazione, attraversano una fase di accrescimento inteso nel significato primario del termine, ovvero le nubi di idrogeno ed elio catturate dal protopianeta si contraggono e si schiacciano andando a formare un vero e proprio disco di accrescimento, da cui poi potrà residuare un sistema di satelliti . [76]

Questioni aperte

Un'immagine artistica che rappresenta la formazione di un sistema planetario.

Numerose questioni sulla fisica dei dischi di accrescimento/protoplanetari sono ancora in attesa di risposta, [44] la più importante delle quali concerne le modalità che consentono alla materia in accrescimento sulla protostella di perdere il suo eccesso di momento angolare; sembra che questa grandezza fisica sia trasportata verso le porzioni più esterne del disco, ma i precisi meccanismi non sono ancora ben compresi. Inoltre è ancora poco noto il processo oi processi che conducono alla scomparsa del disco. [26] [37]

La formazione dei planetesimi è un'altra importante questione irrisolta, per il fatto che il semplice accumulo delle polveri diviene inefficace quando le particelle di polvere divengono più grandi. [77] Una possibile spiegazione è fornita dall' instabilità gravitazionale . Particelle di diversi centimetri di diametro o più grandi vanno a costituire, all'interno del piano del disco, un sottile ma denso strato dello spessore di circa 100 km; tale accumulo è però gravitazionalmente instabile e pronto a frammentarsi in numerosi ammassi più piccoli che a loro volta possono collassare per formare i planetesimi. [5] [77] Questo meccanismo sembra fornire una spiegazione sul perché certe stelle possiedano una corte di pianeti, mentre altre non presentano nemmeno dischi residui . [77]

Un'altra questione aperta riguarda la formazione dei giganti gassosi: le teorie attuali non sono in grado di spiegare esaurientemente in che modo i loro nuclei si formano così velocemente da accumulare in breve tempo quantità significative di gas dal disco in fase di dissolvimento: [51] [54] la durata media dei dischi, inferiore a 10 7 anni, sembra assai più breve del tempo necessario per la formazione dei nuclei. [39] Un altro problema riguardante i giganti gassosi è la loro migrazione: alcune simulazioni mostrano che le interazioni con il disco causerebbero uno spostamento verso l'interno troppo rapido, tale da perturbare le orbite degli eventuali pianeti rocciosi in formazione. [78]

Curiosità

Rudolf Steiner nella sua Scienza dello Spirito parla dell'evoluzione spirituale della Terra ipotizzando un'evoluzione simile a quella ipotizzata da Kant e Laplace, con la differenza che la nube primordiale non era costituita di gas ma di calore. Inoltre quel moto gravitazionale che avrebbe poi distaccato e aggregato i primi pianeti sarebbe sorto a causa dell'azione delle gerarchie spirituali. [79] La teoria in sé, secondo Steiner, proverrebbe dalle scuole occulte del Medioevo . [80]

Note

Note al testo
  1. ^ Si raffronti tale valore con la densità delle particelle sospese nell'aria al livello del mare : 2,8 ×10 19 cm −3 .
  2. ^ Le stelle T Tauri sono stelle pre-sequenza principale con masse inferiori a 2,5 M ☉ che mostrano un livello di attività aumentato. Si suddividono in due classi: T Tauri classiche e T Tauri con deboli linee spettrali ( weakly lined ; cfr. Mohanty , 2005) Le prime possiedono dischi di accrescimento e continuano ad aggregare gas caldo, fenomeno che si manifesta con la presenza nello spettro di forti linee di emissione; le seconde non presentano un disco di accrescimento. Le T Tauri classiche si evolvono in T Tauri con deboli linee spettrali (cfr. Martin , 1994).
  3. ^ In realtà le linee di emissione si formano quando il gas accresciuto colpisce la fotosfera della stella, il che si verifica intorno ai suoi poli magnetici . Cfr. Muzerolle , 2001.
  4. ^ H r è il raggio di Hill ed equivale a
    dove M s è la massa della stella centrale.
  5. ^ In alternativa, possono collidere con la stella centrale o con un gigante gassoso. Cfr. Petit , 2001.
  6. ^ I planetesimi posti ai limiti della regione ove si formeranno i pianeti terrestri (tra 2,5 e 4 UA nel sistema di una stella simile al Sole) possono accumulare una certa quantità di ghiacci; la roccia comunque predomina in quantità, come accade negli asteroidi situati nella parte più esterna della fascia principale del sistema solare. Cfr. Raymond , 2007.
Fonti
  1. ^ a b c d e f g h i MM Woolfson, Solar System – its origin and evolution , in QJR Astr. Soc. , vol. 34, 1993, pp. 1-20. URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 20 ottobre 2018) . Per dettagli sulla posizione di Kant si veda S. Palmquist, Kant's Cosmogony Re-Evaluated , in Studies in History and Philosophy of Science , vol. 18, n. 3, settembre 1987, pp. 255-269.
  2. ^ a b A. Zabludoff, Lecture 13: The Nebular Theory of the origin of the Solar System , su atropos.as.arizona.edu , University of Arizona. URL consultato il 27 dicembre 2006 ( archiviato il 22 agosto 2011) .
  3. ^ a b E. Swedenborg, (Principia) Opera Philosophica et Mineralia, volume I , 1734.
  4. ^ P. Giordanetti, L'avventura della ragione. Kant e il giovane Nietzsche , Hildesheim, Olms, 2011, pp. 63-66.
  5. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p q r s t u v w x y z T. Montmerle, J.-C. Augereau, M. Chaussidon et al. , Solar System Formation and Early Evolution: the First 100 Million Years , in Earth, Moon, and Planets , vol. 98, Spinger, 2006, pp. 39-95, DOI : 10.1007/s11038-006-9087-5 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 24 luglio 2013) .
  6. ^ P. Goldreich, WR Ward, The Formation of Planetesimals , in Astrophysical Journal , vol. 183, 1973, p. 1051, DOI : 10.1086/152291 . URL consultato il 16 novembre 2006 ( archiviato il 15 gennaio 2008) .
  7. ^ a b c d e f g h i j k DNC Lin, La genesi dei pianeti , in Le Scienze , vol. 479, luglio 2008, pp. 62-71. Articolo originale: DNC Lin, The Chaotic Genesis of Planets , in Scientific American , vol. 298, n. 5, maggio 2008, pp. 50-59. URL consultato il 6 aprile 2011 ( archiviato il 19 novembre 2008) .
  8. ^ a b JB Pollack, O. Hubickyj, P. Bodenheimer, JP Lissauer, M. Podolak, Y. Greenzweig,, Formation of the Giant Planets by Concurrent Accretion of Solids and Gas , in Icarus , vol. 124, n. 1, novembre 1996, pp. 62-85. URL consultato il 10 maggio 2009 ( archiviato il 20 giugno 2012) .
  9. ^ B. Militzer, WB Hubbard, J. Vorberger, I. Tamblyn, SA Bonev, A Massive Core in Jupiter Predicted From First-Principles Simulations ( PDF ), vol. 688, n. 1, pp. L45-L48, DOI : 10.1086/594364 . URL consultato il 5 giugno 2009 ( archiviato il 3 dicembre 2008) .
  10. ^ a b c d FS Masset, JCB Papaloizou, Runaway Migration and the Formation of Hot Jupiters , in The Astrophysical Journal , vol. 588, n. 1, maggio 2003, pp. 494-508, DOI : 10.1086/373892 . URL consultato il 5 giugno 2009 ( archiviato il 29 giugno 2021) .
  11. ^ Tables 1 - 4, F. Martins, D. Schaerer, DJ Hiller, A new calibration of stellar parameters of Galactic O stars , in Astronomy & Astrophysics , vol. 436, 2005, pp. 1049-1065, DOI : 10.1051/0004-6361:20042386 . URL consultato il 29 giugno 2021 ( archiviato il 9 luglio 2019) .
  12. ^ Table 5, WD Vacca, CD Garmany, JM Shull, The Lyman-Continuum Fluxes and Stellar Parameters of O and Early B-Type Stars , in Astrophysical Journal , vol. 460, aprile 1996, pp. 914-931, DOI : 10.1086/177020 . URL consultato il 12 ottobre 2011 ( archiviato il 30 giugno 2014) .
  13. ^ L. Vu, Planets Prefer Safe Neighborhoods , su spitzer.caltech.edu , Spitzer Science Center, 3 ottobre 2006. URL consultato il 1º settembre 2007 (archiviato dall' url originale il 13 luglio 2007) .
  14. ^ F. Palla, Origine del sistema solare - La nebulosa solare: prime ipotesi [ collegamento interrotto ] , su treccani.it . URL consultato il 13 agosto 2010 .
  15. ^ a b c M. Heydari-Malayeri, L'enigma delle stelle massicce , in Le Scienze , vol. 475, marzo 2008, pp. 64-71. URL consultato il 24 giugno 2008 ( archiviato il 9 marzo 2011) .
  16. ^ N. Henbest, 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 , su space.newscientist.com , New Scientist, 1991. URL consultato il 18 aprile 2008 ( archiviato l'8 ottobre 2008) .
  17. ^ Viktor Sergeevich Safronov, Evolution of the Protoplanetary Cloud and Formation of the Earth and the Planets , Israel Program for Scientific Translations, 1972, ISBN 0-7065-1225-1 .
  18. ^ GW Wetherill, Leonard Medal Citation for Victor Sergeevich Safronov , in Meteoritics , vol. 24, 1989, p. 347. URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato l'11 giugno 2020) .
  19. ^ ( EN ) Jean Schneider, Interactive Extra-solar Planets Catalog , in The Extrasolar Planets Encyclopedia , 13 agosto 2009. URL consultato il 30 dicembre 2010 ( archiviato il 25 dicembre 2015) .
  20. ^ a b ET Young, Nuvoloso, con probabilità di stelle , in Le Scienze , vol. 500, aprile 2010, pp. 76-83. URL consultato l'11 agosto 2010 ( archiviato il 23 settembre 2011) .
  21. ^ a b c d RE Pudritz, Clustered Star Formation and the Origin of Stellar Masses , in Science , vol. 295, n. 5552, 2002, pp. 68-75, DOI : 10.1126/science.1068298 , PMID 11778037 . URL consultato il 3 maggio 2019 ( archiviato il 31 agosto 2009) .
  22. ^ JP Williams, L. Blitz, CF McKee, The Structure and Evolution of Molecular Clouds: from Clumps to Cores to the IMF , Protostars and Planets IV , 2000, p. 97. URL consultato il 3 maggio 2019 ( archiviato il 20 giugno 2019) .
  23. ^ Paul C. Clark, Bonnell, Ian A., The onset of collapse in turbulently supported molecular clouds , in Mon.Not.R.Astron.Soc. , vol. 361, 2005, pp. 2-16, DOI : 10.1111/j.1365-2966.2005.09105.x . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 20 ottobre 2018) .
  24. ^ a b c d F. Motte, P. Andre, R. Neri, The initial conditions of star formation in the ρ Ophiuchi main cloud: wide-field millimeter continuum mapping , in Astronomy and Astrophysics , vol. 336, 1998, pp. 150-172. URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 29 giugno 2021) .
  25. ^ a b c d e SW Stahler, FH Shu, RE Taam, The evolution of protostars: II The hydrostatic core , in The Astrophysical Journal , vol. 242, 1980, pp. 226-241, DOI : 10.1086/158459 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 3 luglio 2014) .
  26. ^ a b c d e f T. Nakamoto, Y. Nakagawa, Formation, early evolution, and gravitational stability of protoplanetary disks , in The Astrophysical Journal , vol. 421, 1994, pp. 640-650, DOI : 10.1086/173678 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 29 giugno 2021) .
  27. ^ a b c d e f HW Yorke, P. Bodenheimer, The formation of protostellar disks. III. The influence of gravitationally induced angular momentum transport on disk structure and appearance , in The Astrophysical Journal , vol. 525, 1999, pp. 330-342, DOI : 10.1086/307867 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 27 giugno 2014) .
  28. ^ a b c d e f P. Andre, T. Montmerle, From T Tauri stars protostars: circumstellar material and young stellar objects in the ρ Ophiuchi cloud , in The Astrophysical Journal , vol. 420, 1994, pp. 837-862, DOI : 10.1086/173608 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 20 ottobre 2018) .
  29. ^ C.-F. Lee, LG Mundy, B. Reipurth et al., CO outflows from young stars: confronting the jet and wind models , in The Astrophysical Journal , vol. 542, 2000, pp. 925-945, DOI : 10.1086/317056 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 29 giugno 2021) .
  30. ^ a b S. Stahler, Deuterium and the Stellar Birthline , in The Astrophysical Journal , vol. 332, 1988, pp. 804-825, DOI : 10.1086/166694 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 3 luglio 2014) .
  31. ^ S. Mohanty, R. Jayawardhana, G. Basri, The T Tauri Phase down to Nearly Planetary Masses: Echelle Spectra of 82 Very Low Mass Stars and Brown Dwarfs , in The Astrophysical Journal , vol. 626, 2005, pp. 498-522, DOI : 10.1086/429794 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 29 giugno 2021) .
  32. ^ EL Martin, R. Rebolo, A. Magazzu, YV Pavlenko, Pre-main sequence lithium burning , in Astronomy and Astrophysics , vol. 282, 1994, pp. 503-517. URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 18 settembre 2007) .
  33. ^ a b c L. Hartmann, N. Calvet, E. Gullbring, P. D'Alessio, Accretion and the evolution of T Tauri disks , in The Astrophysical Journal , vol. 495, 1998, pp. 385-400, DOI : 10.1086/305277 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 27 giugno 2014) .
  34. ^ a b Frank H. Shu, Shang, Hsian; Glassgold, Alfred E.; Lee, Typhoon, X-rays and Fluctuating X-Winds from Protostars , in Science , vol. 277, 1997, pp. 1475-1479, DOI : 10.1126/science.277.5331.1475 . URL consultato il 3 maggio 2019 ( archiviato il 15 giugno 2009) .
  35. ^ J. Muzerolle, N. Calvet, L. Hartmann, Emission-line diagnostics of T Tauri magnetospheric accretion. II. Improved model tests and insights into accretion physics , in The Astrophysical Journal , vol. 550, 2001, pp. 944-961, DOI : 10.1086/319779 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 27 giugno 2014) .
  36. ^ a b c KM Chick, P. Cassen, Thermal processing of interstellar dust grains in the primitive solar environment , in The Astrophysical Journal , vol. 477, 1997, pp. 398-409, DOI : 10.1086/303700 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 29 giugno 2021) .
  37. ^ a b c HH Klahr, P. Bodenheimer, Turbulence in accretion disks: vorticity generation and angular momentum transport via the global baroclinic instability , in The Astrophysical Journal , vol. 582, 2003, pp. 869-892, DOI : 10.1086/344743 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 29 giugno 2021) .
  38. ^ DL Padgett, W. Brandner, KL Stapelfeldt, et al., Hubble space telescope/nicmos imaging of disks and envelopes around very young stars , in The Astronomical Journal , vol. 117, 1999, pp. 1490-1504, DOI : 10.1086/300781 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 20 novembre 2017) .
  39. ^ a b c d KE Haisch, EA Lada, CJ Lada, Disk frequencies and lifetimes in young clusters , in The Astrophysical Journal , vol. 553, 2001, pp. L153–L156, DOI : 10.1086/320685 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato l'8 maggio 2019) .
  40. ^ a b J. Kessler-Silacci, J.-C. Augereau, CP Dullemond, et al., c2d SPITZER IRS spectra of disks around T Tauri stars. I. Silicate emission and grain growth , in The Astrophysical Journal , vol. 639, 2006, pp. 275-291, DOI : 10.1086/300781 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 20 novembre 2017) .
  41. ^ ST Megeath, L. Hartmann, KL Luhmann, GG Fazio, Spitzer/IRAC photometry of the ρ Chameleontis association , in The Astrophysical Journal , vol. 634, 2005, pp. L113–L116, DOI : 10.1086/498503 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 29 giugno 2021) .
  42. ^ a b AP Boss, Rapid formation of outer giant planets by disk instability , in The Astrophysical Journal , vol. 599, 2003, pp. 577-581, DOI : 10.1086/379163 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 29 giugno 2021) .
  43. ^ D. Stamatellos, DA Hubber, AP Whitworth, Brown dwarf formation by gravitational fragmentation of massive, extended protostellar discs , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters , vol. 382, 2007, pp. L30–L34, DOI : 10.1111/j.1745-3933.2007.00383.x . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 6 novembre 2015) .
  44. ^ a b c d e f ( EN ) G. Wurchterl, Planet Formation Towards Estimating Galactic Habitability , in P. Ehrenfreund et al. (a cura di), Astrobiology:Future Perspectives [ collegamento interrotto ] , vol. 305, Kluwer Academic Publishers, 2005, pp. 67-96, DOI : 10.1007/1-4020-2305-7_4 . URL consultato il 27 marzo 2011 .
  45. ^ a b c d e f g h i WF Bottke, DD Durda, D. Nesvorny, et al., Linking the collisional history of the main asteroid belt to its dynamical excitation and depletion ( PDF ), in Icarus , vol. 179, 2005, pp. 63-94, DOI : 10.1016/j.icarus.2005.05.017 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 4 febbraio 2021) .
  46. ^ JA Burns, PL Lamy, S. Soter, Radiation Forces on Small Particles in the Solar System , in Icarus , vol. 40, ottobre 1979, pp. 1-48. URL consultato il 5 maggio 2011 ( archiviato il 30 giugno 2014) .
  47. ^ Andreea S. Font, McCarthy, Ian G.; Johnstone, Doug; Ballantyne, David R., Photoevaporation of circumstellar disks around young stars , in The Astrophysical Journal , vol. 607, 2004, pp. 890-903, DOI : 10.1086/383518 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 29 giugno 2021) .
  48. ^ FC Adams, D. Hollenbach, G. Laughlin, U. Gorti, Photoevaporation of circumstellar disks due to external far-ultraviolet radiation in stellar aggregates , in The Astrophysical Journal , vol. 611, 2004, pp. 360-379, DOI : 10.1086/421989 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 29 giugno 2021) .
  49. ^ a b S. Michikoshi, S. Inutsuka, A two-fluid analysis of the Kelvin-Helmholtz instability in the dusty layer of a protoplanetary disk: a possible path toward planetesimal formation through gravitational instability , in The Astrophysical Journal , vol. 641, 2006, pp. 1131-1147, DOI : 10.1086/499799 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 29 giugno 2021) .
  50. ^ E. Chiang, AN Youdin, Forming Planetesimals in Solar and Extrasolar Nebulae , in Annual Review of Earth and Planetary Sciences , vol. 38, maggio 2010, pp. 493-522, DOI : 10.1146/annurev-earth-040809-152513 . URL consultato il 14 agosto 2011 ( archiviato il 29 giugno 2021) .
  51. ^ a b c d e f g h i j k l m E. Kokubo, S. Ida, Formation of protoplanet systems and diversity of planetary systems , in The Astrophysical Journal , vol. 581, 2002, pp. 666-680, DOI : 10.1086/344105 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 29 giugno 2021) .
  52. ^ a b c d e f g h i EW Thommes, MJ Duncan, HF Levison, Oligarchic growth of giant planets , in Icarus , vol. 161, 2003, pp. 431-455, DOI : 10.1016/S0019-1035(02)00043-X .
  53. ^ a b c d e SN Raymond, T. Quinn, JI Lunine, High-resolution simulations of the final assembly of earth-like planets 1: terrestrial accretion and dynamics , in Icarus , vol. 183, 2006, pp. 265-282, DOI : 10.1016/j.icarus.2006.03.011 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 6 luglio 2020) .
  54. ^ a b c d e S. Inaba, GW Wetherill, M. Ikoma, Formation of gas giant planets: core accretion models with fragmentation and planetary envelope ( PDF ), in Icarus , vol. 166, 2003, pp. 46-62, DOI : 10.1016/j.icarus.2003.08.001 (archiviato dall' url originale il 12 settembre 2006) .
  55. ^ a b c A. Fortier, AG Benvenuto, Oligarchic planetesimal accretion and giant planet formation , in Astronomy and Astrophysics , vol. 473, 2007, pp. 311-322, DOI : 10.1051/0004-6361:20066729 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato l'8 maggio 2019) .
  56. ^ EW Thommes, MJ Duncan, HF Levison, The formation of Uranus and Neptune in the Jupiter-Saturn region of the Solar System ( PDF ), in Nature , vol. 402, n. 6762, 1999, pp. 635-638, DOI : 10.1038/45185 , PMID 10604469 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 21 maggio 2019) .
  57. ^ a b c d e JCB Papaloizou, RP Nelson, W. Kley, et al., Disk-Planet Interactions During Planet Formation , in B. Reipurth, D. Jewitt; K. Keil (a cura di), Protostars and Planets V , Arizona Press, 2007. URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 24 agosto 2019) .
  58. ^ a b c d e f J.-M. Petit, A. Morbidelli, The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt ( PDF ), in Icarus , vol. 153, 2001, pp. 338-347, DOI : 10.1006/icar.2001.6702 . URL consultato il 3 maggio 2019 ( archiviato il 21 febbraio 2007) .
  59. ^ a b c S. Naoz, WM Farr, Y. Lithwick, FA Rasio, J. Teyssandier, Hot Jupiters from secular planet-planet interactions , in Nature , vol. 473, n. 7346, maggio 2011, pp. 187-189, DOI : 10.1038/nature10076 . URL consultato il 30 luglio 2011 ( archiviato il 25 marzo 2019) .
  60. ^ ( EN ) DR Anderson et al. , WASP-17b: an ultra-low density planet in a probable retrograde orbit , su arxiv.org , Cornell University Library. URL consultato il 13 agosto 2009 ( archiviato il 23 agosto 2014) .
  61. ^ a b Pianeti extrasolari con moto retrogrado: risolto il mistero , le scienze .it, 12 maggio 2011. URL consultato il 30 luglio 2011 ( archiviato il 15 agosto 2011) .
  62. ^ a b SN Raymond, T. Quinn, JI Lunine, High-resolution simulations of the final assembly of Earth-like planets 2: water delivery and planetary habitability , in Astrobiology , vol. 7, n. 1, 2007, pp. 66-84, DOI : 10.1089/ast.2006.06-0126 , PMID 17407404 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 18 febbraio 2015) .
  63. ^ JJ Lissauer et al. , A closely packed system of low-mass, low-density planets transiting Kepler-11 ( PDF ), in Nature , vol. 470, 3 febbraio 2011, pp. 53-58, DOI : 10.1038/nature09760 . URL consultato il 4 febbraio 2011 ( archiviato il 16 novembre 2017) .
  64. ^ a b D. Valencia, et al. , Radius and structure models of the first super-earth planet , in Astrophysical Journal , vol. 656, n. 1, settembre 2006, pp. 545-551. URL consultato il 17 ottobre 2010 ( archiviato l'8 settembre 2017) .
  65. ^ D. Charbonneau, ZK Berta, J. Irwin, et al , A super-Earth transiting a nearby low-mass star , in Nature , vol. 462, 17 dicembre 2009, pp. 891-894, DOI : 10.1038/nature08679 , PMID 20016595 . URL consultato il 15 dicembre 2009 ( archiviato il 15 gennaio 2010) .
  66. ^ a b DD Sasselov, D. Valencia, Nuove Terre al di là del Sole , in Le Scienze , vol. 506, ottobre 2006.
  67. ^ a b HF Levison, C. Agnor, The role of giant planets in terrestrial planet formation ( PDF ), vol. 125, 2003, pp. 2692-2713, DOI : 10.1086/374625 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 12 giugno 2020) .
  68. ^ a b G. Laughlin, A. Steinacker, FC Adams, Type I Planetary Migration with MHD Turbulence , in The Astrophysical Journal , vol. 608, n. 1, giugno 2004, DOI : 10.1086/386316 . URL consultato il 27 settembre 2011 .
  69. ^ F. Masset, M. Snellgrove, Reversing type II migration: resonance trapping of a lighter giant protoplanet , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 320, n. 4, febbraio 2001, pp. L55–L59, DOI : 10.1046/j.1365-8711.2001.04159.x . URL consultato il 27 settembre 2011 ( archiviato il 27 novembre 2015) .
  70. ^ a b c R. Gomes, HF Levison, K. Tsiganis, A. Morbidelli, Origin of the cataclysmic Late Heavy Bombardment period of the terrestrial planets , in Nature , vol. 435, n. 7041, 2005, p. 466, DOI : 10.1038/nature03676 , PMID 15917802 . URL consultato il 27 settembre 2011 ( archiviato il 19 aprile 2017) .
  71. ^ S. Ida, DNC Lin, Toward a Deterministic Model of Planetary Formation. I. A Desert in the Mass and Semimajor Axis Distributions of Extrasolar Planets , in The Astrophysical Journal , vol. 604, n. 1, marzo 2004, pp. 388-413, DOI : 10.1086/381724 . URL consultato il 27 settembre 2011 ( archiviato il 10 agosto 2019) .
  72. ^ a b K. Tsiganis, R. Gomes, A. Morbidelli, HF Levison, Origin of the orbital architecture of the giant planets of the Solar System , in Nature , vol. 435, n. 7041, 2005, pp. 459-461, DOI : 10.1038/nature03539 , PMID 15917800 . URL consultato il 27 settembre 2011 ( archiviato il 18 gennaio 2017) .
  73. ^ A. Morbidelli, HF Levison, K. Tsiganis, R. Gomes, Chaotic capture of Jupiter's Trojan asteroids in the early Solar System ( PDF ), in Nature , vol. 435, n. 7041, 2005, pp. 462-465, Bibcode : 2005Natur.435..462M , DOI : 10.1038/nature03540 , OCLC 112222497 , PMID 15917801 . URL consultato il 27 settembre 2011 (archiviato dall' url originale il 31 luglio 2009) .
  74. ^ K. Hansen, Orbital shuffle for early solar system , su geotimes.org , Geotimes, 7 giugno 2005. URL consultato il 26 agosto 2007 ( archiviato il 27 settembre 2007) .
  75. ^ a b c HF Levison, A. Morbidelli, C. Vanlaerhoven, R. Gomes, K. Tsiganis, Origin of the structure of the Kuiper belt during a dynamical instability in the orbits of Uranus and Neptune , in Icarus , vol. 196, n. 1, luglio 2008, pp. 258-273, DOI : 10.1016/j.icarus.2007.11.035 . URL consultato il 20 settembre 2011 ( archiviato il 18 gennaio 2017) .
  76. ^ RM Canup, WR Ward, Formation of the Galilean Satellites: Conditions of Accretion ( PDF ), in The Astronomical Journal , vol. 124, 2002, pp. 3404-3423, DOI : 10.1086/344684 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 15 giugno 2019) .
  77. ^ a b c AN Youdin, FN Shu, Planetesimal formation by gravitational instability , in The Astrophysical Journal , vol. 580, 2002, pp. 494-505, DOI : 10.1086/343109 . URL consultato il 31 marzo 2011 ( archiviato il 29 giugno 2021) .
  78. ^ Papaloizou , p. 10 , 2007
  79. ^ Rudolf Steiner, Gerarchie spirituali e loro riflesso nel mondo fisico , Editrice antroposofica, 2010, pp. 78-80, ISBN 978-88-7787-393-4 .
  80. ^ Rudolf Steiner, Le manifestazioni del karma , Editrice antroposofica, p. 215, ISBN 978-88-7787-421-4 .

Bibliografia

Testi generici

  • H. Reeves, L'evoluzione cosmica , Milano, Rizzoli–BUR, 2000, ISBN 88-17-25907-1 .
  • AA.VV, L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia , Novara, De Agostini, 2002.
  • M. Hack , Dove nascono le stelle. Dalla vita ai quark: un viaggio a ritroso alle origini dell'Universo , Milano, Sperling & Kupfer, 2004, ISBN 88-8274-912-6 .
  • J. Gribbin, Enciclopedia di astronomia e cosmologia , Milano, Garzanti, 2005, ISBN 88-11-50517-8 .
  • W. Owen, Atlante illustrato dell'Universo , Milano, Il Viaggiatore, 2006, ISBN 88-365-3679-4 .

Testi specialistici

  • ( EN ) S. Chandrasekhar, Principles of Stellar Dynamics , New York, Dover, 2005 (1ª ed. 1942), ISBN 0-486-44273-X .
  • ( EN ) Martin Schwarzschild, Structure and Evolution of the Stars , Princeton University Press, 1958, ISBN 0-691-08044-5 .
  • ( EN ) Robert G. Aitken, The Binary Stars , New York, Dover Publications Inc., 1964.
  • ( EN ) CJ Lada, ND Kylafits, The Origin of Stars and Planetary Systems , Kluwer Academic Publishers, 1999, ISBN 0-7923-5909-7 .
  • ( EN ) Dina Prialnik, An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution , Cambridge University Press, 2000, ISBN 0-521-65065-8 .
  • ( EN ) L. Hartmann, Accretion Processes in Star Formation , Cambridge University Press, 2000, ISBN 0-521-78520-0 .
  • ( EN ) T. Padmanabhan, Theoretical Astrophysics: Stars and Stellar Systems Vol. 2 , Cambridge University Press, 2001, p. 594, ISBN 0-521-56631-2 .
  • A. De Blasi, Le stelle: nascita, evoluzione e morte , Bologna, CLUEB, 2002, ISBN 88-491-1832-5 .
  • ( EN ) M. Salaris, Evolution of stars and stellar populations , a cura di S. Cassisi, John Wiley and Sons, 2005, pp. 108-109, ISBN 0-470-09220-3 .
  • Vittorio Castellani, Fondamenti di Astrofisica Stellare , Bologna, Zanichelli, 2006.

Voci correlate

Collegamenti esterni

Wikimedaglia
Questa è una voce in vetrina , identificata come una delle migliori voci prodotte dalla comunità .
È stata riconosciuta come tale il giorno 30 ottobre 2011 — vai alla segnalazione .
Naturalmente sono ben accetti suggerimenti e modifiche che migliorino ulteriormente il lavoro svolto.

Segnalazioni · Criteri di ammissione · Voci in vetrina in altre lingue · Voci in vetrina in altre lingue senza equivalente su it.wiki

Estratto da " https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Nebulosa_solare&oldid=121876571 "