Ipoteza marelui viraj

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Jupiter ar fi modelat sistemul solar datorită marii sale întorsături.

În astronomia planetară , ipoteza marelui viraj sugerează că, după formarea sa, la 3,5 UA distanță de Soare , Jupiter ar fi migrat în interiorul sistemului solar până când ar fi atins o distanță de 1,5 UA față de Soare mai devreme pentru a inversa cursul. Inversiunea s-ar fi produs datorită capturării lui Saturn într-o rezonanță orbitală ; procesul de migrație către exterior ar fi arestat atunci când Jupiter ar fi ajuns în vecinătatea orbitei sale actuale, la 5,2 UA de la soare. Inversarea migrației lui Jupiter este comparată cu calea unui velier care schimbă direcția ( virajul ) în timp ce călătorind împotriva vântului [1] .

Discul planetesimal ar fi fost tăiat la 1,0 UA de la Soare prin migrarea lui Jupiter, limitând materialul disponibil pentru formarea lui Marte [2] . Jupiter ar fi traversat centura de asteroizi de două ori, împrăștiind asteroizii mai întâi spre exterior și apoi spre interior. Centura rezultată are o masă relativ mică, este alcătuită din corpuri ale căror înclinații și excentricități sunt destul de variate și ar proveni atât din porțiunea internă a sistemului, cât și din cea externă în raport cu poziția inițială de formare a lui Jupiter [3] . Resturile produse de coliziunile dintre planetesimalele șterse de Jupiter ar fi putut împinge o primă generație de planete spre Soare [4] .

Descriere

În ipoteza marelui viraj, Jupiter ar fi suferit o migrație în două faze după formarea sa, deplasându-se spre interiorul sistemului solar până când a ajuns la o distanță de 1,5 UA de Soare înainte de a-și inversa cursul și a migra către exterior. Formarea lui Jupiter ar fi avut loc în apropierea limitei de zăpadă , la aproximativ 3,5 UA de la Soare. După eliminarea unui decalaj în discul de gaz, Jupiter ar fi suferit o migrație de tip II , deplasându-se încet spre Soare cu discul de gaz. Dacă ar fi neîntreruptă, această migrație l-ar fi lăsat pe Jupiter pe o orbită strânsă în jurul Soarelui, precum Jupiterii fierbinți descoperiți recent în alte sisteme planetare [5] . Saturn ar fi migrat și către Soare, dar fiind mai mic ar fi făcut-o mai repede. Adică, ar fi suferit o migrație de tip I sau migrație fugară. Saturn ar fi convergut spre Jupiter până când a fost capturat de ei într-o rezonanță a mișcării medii 2: 3. O gaură suprapusă în discul de gaz s-ar fi format atunci în jurul celor două planete [6] , modificând echilibrul forțelor asupra lor, determinându-le să migreze împreună.

Saturn și-ar fi șters parțial partea de gol prin reducerea cuplului exercitat asupra lui Jupiter de către discul exterior. Perechea netă de pe planete ar deveni apoi pozitivă, cuplurile generate de rezonanțele interne Lindblad mai mari decât cele ale discului exterior. Când s-a întâmplat acest lucru, planetele ar începe să migreze spre exterior [7] . Migrația către exterior ar fi putut continua deoarece interacțiunile dintre Jupiter și Saturn ar fi permis gazului să curgă prin gaură [8] . Prin schimbul momentului unghiular cu planetele în timpul trecerii sale, gazul ar fi crescut echilibrul pozitiv al perechilor; în acest fel, masa ar fi transferată de pe discul extern pe discul intern, permițând planetelor să migreze spre exterior [9] . Transferul de gaz în discul interior ar fi încetinit, de asemenea, reducerea masei discului interior în raport cu discul exterior pe măsură ce s-a acumulat pe Soare, care altfel ar fi slăbit perechea interioară, punând capăt migrației exterioare a planetelor [10 ] . În ipoteza marelui viraj, se presupune că acest proces a inversat migrația interioară a planetelor atunci când Jupiter se afla la 1,5 UA de Soare [11] . Migrația exterioară a lui Jupiter și Saturn va continua până când vor atinge o configurație cuplu zero într-un disc evazat [12] , sau când discul de gaz s-a disipat. Una dintre aceste două condiții se presupune că a fost atinsă atunci când Jupiter s-a apropiat de orbita actuală.

Domeniul de aplicare al ipotezei marelui viraj

Ipoteza poate fi aplicată pentru a explica multiple fenomene din sistemul solar.

Problema Marte

Comparație între dimensiunile lui Venus , Pământ și Marte . Masele lui Venus și Marte sunt, respectiv, 81% și 10% din cele ale Pământului.

Ipoteza marelui viraj al lui Jupiter ar rezolva problema micii mase a lui Marte, oferind o explicație plauzibilă pentru limitarea materialului disponibil pentru formarea planetei roșii. Problema Marte constă, de fapt, în neconcordanța dintre caracteristicile reale ale planetei roșii și rezultatele unor simulări ale formării planetelor terestre , care se termină cu o planetă de 0,5-1,0 mase terestre în regiunea ocupată în prezent de Marte când începeți cu planetesimale distribuite uniform în întregul sistem solar interior [13] . Masa lui Marte, pe de altă parte, este egală cu doar 0,107 mase terestre .

Migrația spre interior a lui Jupiter ar fi modificat distribuția materialului în sistemul solar interior [14] , împingând planetesimalele spre Soare, pentru a forma o bandă densă și îngustă cu un amestec de materiale în limita a 1,0 UA[15] și lăsând regiunea Marte în mare parte goală [16] . Embrionii planetari s-ar fi format rapid în porțiunea cea mai densă. Cele mai multe dintre acestea, în ciocnire și fuzionare, ar fi format cele mai mari planete terestre ( Venus și Pământ ) într-o perioadă cuprinsă între 60 și 130 de milioane de ani [17] . Alții ar fi fost expulzați din porțiunea densă a discului, unde, lipsiți de material suplimentar, și-ar fi încetinit creșterea și, în cele din urmă, ar fi format planetele terestre cu masă inferioară (Marte și Mercur ) [18] .

Distribuirea excentricității orbitale și înclinația asteroizilor centurii principale .

Centura de asteroizi

Jupiter și Saturn ar fi alungat majoritatea asteroizilor de pe orbitele lor originale în timpul migrațiilor lor, lăsând în urmă o rămășiță excitată atât din exterior, cât și din interiorul locului în care s-a format inițial Jupiter. Înainte de a începe migrația gigantului gazos, asteroizii au ocupat aceleași regiuni în care s-au format; compoziția lor, prin urmare, a variat în funcție de distanța față de Soare [19] . Asteroizii stâncoși au dominat regiunea interioară, în timp ce asteroizii mai primitivi și înghețați, cel de dincolo de linia de zăpadă [20] . În timpul migrației interioare a lui Jupiter și Saturn, aproximativ 15% din asteroizii stâncoși ar fi fost deplasați spre exterior, pe orbite dincolo de cea ocupată atunci de Saturn [2] . Când procesul de migrație s-a inversat, Jupiter și Saturn ar întâlni din nou aceste obiecte, împingând aproximativ 0,5% din populația inițială de asteroizi stâncoși înapoi pe orbite stabile [11] .

Când cei doi uriași gazoși au trecut din nou linia de zăpadă din nou, aproximativ 0,5% din asteroizii primitivi vor fi mutați pe orbitele care astăzi corespund porțiunii exterioare a centurii principale . Ca o consecință a întâlnirilor cu Jupiter și Saturn, mulți asteroizi ar fi fost mutați pe orbite cu valori mari de excentricitate și înclinații [16] . Acestea ar fi putut fi ulterior reduse de instabilitatea planetei uriașe descrisă în modelul de la Nisa , pentru a ajunge la distribuția excentricității corespunzătoare cu cea a curelei principale actuale [21] . Unii dintre asteroizii înghețați ar fi fost mutați pe orbite care i-ar fi determinat să se ciocnească cu planetele terestre, aducând apă [22] [23] .

Absența Super Terre

Ipoteza marelui viraj ar putea explica, de asemenea, absența Super Pământurilor pe orbită strânsă în sistemul solar interior [24] . În timpul migrației către Soare, planetesimalele ar fi fost capturate de rezonanțe cu mișcare medie cu planeta gigantă. În consecință, orbitele lor ar fi fost contractate, în timp ce valorile excentricității orbitale ar fi crescut progresiv. Când viteza relativă a atins valori care ar provoca impacturi catastrofale între planetesimale, ar fi putut apărea o cascadă colizională. Resturile rezultate ar începe să spiraleze spre Soare, duse de discul de gaz. Dacă Super Pământurile s-ar fi format deja înainte de această etapă, ele ar stabili la rândul lor rezonanțe cu resturile, fiind în cele din urmă târâte și spre Soare. Planetele terestre actuale s-ar fi format atunci din planetesimalele rămase atunci când Jupiter a inversat calea. [25] .

Comparație între orbitele sistemului Kepler-11 și cele ale lui Mercur și Venus.

Migrarea Super Pământurilor nu ar fi trebuit însă să se încheie neapărat cu coliziunea lor cu steaua centrală. Acest lucru ar fi evitat dacă resturile se adună pentru a forma obiecte mai mari, reducând rezistența gazului sau dacă ar exista cavități în regiunile cele mai interioare din discul protoplanetar [26] . Pe de altă parte, dacă nu s-ar fi format deloc planete stâncoase înainte de migrarea lui Jupiter, stabilirea cascadei colizionale ar fi dus în continuare la fragmentarea planetesimalelor. Resturile rezultate ar fi fost suficient de mici încât ar fi putut fi suflate spre exterior de vântul solar, mai intense în etapele timpurii ale formării stelei centrale și golind regiunea interioară a orbitei lui Mercur [27] .

Dezvoltări ulterioare

Simulările formării planetelor terestre folosind modele de disc protoplanetar incluzând încălzirea vâscoasă și migrarea embrionilor planetari indică faptul că migrația lui Jupiter ar fi putut inversa 2,0 UA de la Soare. În simulări, excentricitățile embrionilor sunt excitate de perturbațiile lui Jupiter. Deoarece aceste excentricități sunt amortizate de discul cu gaz mai dens prevăzut de modele mai recente, axele pe jumătate majore ale embrionilor se micșorează, deplasând densitatea maximă a solidelor spre interior. În simulări în care inversarea migrației lui Jupiter are loc la 1,5 UA de la Soare, formarea planetei terestre mai masive are loc mai aproape de orbita actuală a lui Venus decât de cea a Pământului. Simulările în care inversiunea are loc la 2,0 UA de la Soare produc o corespondență mai strânsă cu configurația actuală a sistemului solar [8] .

Când fragmentarea datorată coliziunilor „lovit și fugit” (în care corpul minor reușește parțial să se îndepărteze de corpul major, deși foarte modificat de impact) este inclusă în simulările cu o instabilitate timpurie, orbitele planetelor terestre sunt reproduse mai bine. Numărul crescut de corpuri mici care rezultă din aceste coliziuni reduce excentricitățile și înclinațiile orbitelor planetelor în creștere prin coliziuni suplimentare și frecare dinamică. De asemenea, rezultă o fracțiune mai mare din masa planetelor terestre concentrate în Venus și Pământ și extinde timpii lor de formare comparativ cu cei de pe Marte [28] .

Migrația planetelor uriașe prin centura de asteroizi creează o creștere a vitezei de impact care ar putea duce la formarea condritelor CB. Condritele CB sunt condrite carbonice bogate în metale care conțin noduli de fier / nichel care s-au format din cristalizarea prin impact prin topire 4,8 ± 0,3 milioane de ani după primele solide. Vaporizarea acestor metale necesită impacturi mai mari 18 km / s , mult peste maximul de 12,2 km / s așteptat la modelele standard de acumulare. Migrația lui Jupiter prin centura de asteroizi crește excentricitățile și înclinațiile asteroizilor, rezultând o perioadă de 0,5 milioane de ani de viteză de impact suficientă pentru a vaporiza metalele. Dacă formarea condritelor CB s-ar datora migrației lui Jupiter, s-ar fi produs la 4,5−5 milioane de ani după formarea sistemului solar [29] .

Prezența unei atmosfere dense în jurul lui Titan și absența acesteia în jurul lui Ganymede și Callisto s-ar putea datora momentului formării lor față de marea cotitură. Dacă Ganymede și Callisto s-ar fi format înainte de marele viraj, atmosferele lor s-ar fi pierdut pe măsură ce Jupiter se apropia de Soare. Totuși, pentru ca Titan să evite migrația de tip I în Saturn și atmosfera lui Titan să fie păstrată, trebuie să se fi format după marea viraj[ 30] [31] .

Întâlnirile cu alți embrioni ar fi putut destabiliza discul care orbitează Marte, reducând masa lunilor care s-ar fi format în jurul planetei. După ce Marte a fost aruncat din inel prin întâlniri cu alte planete, ar continua să aibă întâlniri cu alte obiecte până când planetele majore vor curăța sistemul solar interior. În timp ce aceste întâlniri ar fi permis Marte să se deplaseze pe o orbită deconectată de cea a celorlalte planete și, prin urmare, stabilă, ele ar fi perturbat și discul de material care orbitează planeta de pe care s-ar fi format lunile sale. Acest lucru și-ar fi redus masa, parțial expulzat în spațiu și parțial precipitat pe planetă, ducând în consecință la formarea lunilor cu masă mică [32] .

Probleme potentiale

Cea mai mare parte a acumulării lui Marte ar fi avut loc în afara inelului îngust de material format de viraj, dacă Marte ar avea o compoziție diferită de Pământ și Venus. Planetele crescute în anul creat de marea cotitură ar avea compoziții similare; astfel ar fi pentru Pământ și Venus. Dacă marea întorsătură ar fi venit devreme, în timp ce embrionul care avea să devină Marte ar fi fost relativ mic, o planetă cu o compoziție diferită de Pământ și Venus s-ar fi putut forma dacă ar fi fost aruncată afară și apoi înapoi în ea. asteroizi. Cu toate acestea, probabilitatea ca acest lucru să se fi întâmplat este de aproximativ 2% [33] [34] .

Studiile ulterioare au arătat că migrația orbitală convergentă a lui Jupiter și Saturn în nebuloasa solară care se estompează este puțin probabil să fi stabilit o rezonanță de mișcare medie 3: 2. În loc să susțină o migrație mai rapidă, condițiile nebuloase ar fi condus la o migrație mai lentă a Saturnului și captarea acestuia într-o rezonanță de mișcare medie 2: 1 [10] . Capturarea lui Jupiter și Saturn într-o rezonanță 2: 1 în general nu ar fi dus la inversarea direcției de migrare, dar au fost identificate configurații particulare ale nebuloasei care ar fi putut ghida migrația spre exterior [35] . Aceste configurații, cu toate acestea, tind să excite excentricitatea orbitală a lui Jupiter și Saturn la valori cuprinse între două și trei ori valorile lor reale [36] . Mai mult, dacă temperatura și vâscozitatea gazului ar fi permis lui Saturn să producă un vid mai profund, cuplul net rezultat ar fi putut deveni negativ din nou, rezultând o migrație interioară a sistemului.

Ipoteza marelui viraj ignoră acumularea de gaze în curs atât pe Jupiter, cât și pe Saturn [37] . Într-adevăr, pentru a conduce migrația spre exterior și a muta planetele în apropierea orbitelor lor actuale, nebuloasa solară ar fi trebuit să conțină un rezervor suficient de mare de gaz în jurul orbitelor celor două planete. Totuși, acest gaz ar fi fost și o sursă de acumulare, care ar fi influențat creșterea lui Jupiter și Saturn și a raportului de masă al acestora [10] . Tipul densității nebuloasei necesare pentru captare în rezonanța medie a mișcării 3: 2 ar fi fost deosebit de periculos pentru supraviețuirea celor două planete, deoarece ar fi putut duce la o creștere semnificativă a masei și la consecința riscului de interacțiune gravitațională între cele două planete. Pe de altă parte, condițiile care duc la sisteme rezonante 2: 1 ar putea pune în pericol și planetele [38] . Acumularea de gaz pe ambele planete ar fi redus, de asemenea, contribuția la discul intern, reducând rata de creștere a Soarelui însuși. perechi de pe planetă rezultate din rezonanțele Lindblad și care pot pune capăt migrației sale exterioare.

Alternative

Au fost propuse mai multe ipoteze alternative pentru a explica masa mică a lui Marte. Ar putea fi rezultatul unor evenimente improbabile, dar nu imposibil în sine. De fapt, există o mică fracțiune de simulări care începe cu planetesimalele distribuite pe întregul sistem solar interior și se termină cu formarea corectă a lui Marte [39] [40] [41] . Marte ar putea fi o consecință a faptului că regiunea sa de formare era deja în mare parte goală, deoarece materialul solid se deplasase spre interior înainte de formarea planetesimalelor [42] [43] . Acesta ar fi fost cazul, de exemplu, dacă instabilitatea planetei uriașe descrisă în modelul de la Nisa s-ar fi produs la începutul formării sistemului solar [44] [45] . Dacă cea mai mare parte a creșterii planetesimalelor și a embrionilor planetari s-ar fi produs prin acumulare de material stâncos, Marte ar putea fi rezultatul faptului că acest proces este mai puțin eficient pe măsură ce distanța față de Soare crește [46] [47] . Rezonanțele seculare mari în timpul disipării discului de gaz ar putea excita înclinațiile și excentricitățile, crescând viteza relativă până la un punct astfel încât coliziunile ar provoca fragmentarea mai degrabă decât acreția [48] . Unele dintre aceste ipoteze ar putea explica și masa mică a centurii principale.

Au fost propuse, de asemenea, diverse ipoteze pentru a explica excentricitățile și înclinațiile orbitale ale asteroizilor și masa redusă a centurii principale. Dacă regiunea centurii de asteroizi ar fi fost inițial goală din cauza formării câtorva planetesimale, ar fi putut fi populată de planetesimale înghețate care au fost mutate spre interior în timpul acreției gazoase a lui Jupiter și Saturn [49] , și de către asteroizi roci deplasate spre exterior de formarea planetelor terestre [50] [51] . Planetesimalele înghețate deplasate spre interior ar fi putut, de asemenea, să alimenteze Pământul cu apă [52] . O centură de asteroizi inițial nu foarte masivă ar fi putut avea excentricități și înclinații orbitale excitate de rezonanțe seculare dacă orbitele rezonante ale lui Jupiter și Saturn ar fi devenit haotice înainte de instabilitatea modelului Nice [53][54] . Excentricitățile și înclinațiile asteroizilor ar fi putut fi, de asemenea, excitate în timpul instabilității planetei uriașe, atingând nivelurile observate dacă ar fi durat câteva sute de mii de ani [55] . Interacțiunile gravitaționale dintre asteroizi și embrioni de planete într-o centură de asteroizi inițial masivă ar spori aceste efecte prin modificarea axelor semi-majore ale asteroizilor, împingând mulți asteroizi pe orbite instabile unde ar fi îndepărtați din interacțiunea cu planetele și provocând pierderea de peste 99% din masa sa [56] . Rezonanța seculară din timpul disipării discului de gaz ar fi putut excita orbitele asteroidului și le-ar fi îndepărtat pe multe pe măsură ce spiralau spre Soare din cauza rezistenței gazului după ce excentricitățile lor crescuseră [57] .

De asemenea, au fost avansate mai multe ipoteze pentru a explica lipsa unui super-Pământ pe orbită strânsă și masa mică a lui Mercur . Dacă miezul lui Jupiter s-ar fi format în apropierea Soarelui, migrația sa exterioară prin sistemul solar interior ar fi putut împinge materialul în exterior în rezonanțele sale, lăsând regiunea din orbita lui Venus sărăcită de material [26] [58] . Într-un disc protoplanetar care evoluează printr-un vânt de disc, embrionii planetari ar fi putut migra spre exterior înainte de a se uni pentru a forma planete, lăsând sistemul solar fără planete pe orbita lui Mercur [59] [60] . O primă generație de planete interioare ar fi putut fi pierdută din cauza coliziunilor catastrofale în timpul instabilității, provocând resturi suficient de mici pentru a fi pierdute din cauza rezistenței Poynting-Robertson [61] [62] . Dacă formarea planetesimală ar fi avut loc doar la început, marginea interioară a discului planetesimal ar fi putut fi pe linia de condensare a silicatului în acest moment [63] . Formarea planetesimalelor mai aproape de orbita lui Mercur ar fi putut necesita ca câmpul magnetic al stelei să se alinieze cu rotația discului, permițând scurgerea gazului, astfel încât raporturile solid-gaz să atingă valori suficiente pentru a se produce instabilitate . [64] [65] . Formarea Super Pământurilor poate necesita un flux interior mai mare de material rocos decât s-a produs în sistemul solar timpuriu [66]

Notă

  1. ^ Elizabeth Zubritsky, Jupiter's Youthful Travels Redefined Solar System , la nasa.gov , NASA . Adus la 4 noiembrie 2015 .
  2. ^ a b Kelly Beatty, Sistemul nostru solar „nou, îmbunătățit” , pe Sky & Telescope . Adus la 4 noiembrie 2015 .
  3. ^ Ray Sanders, Cum a modelat Jupiter sistemul nostru solar? , pe Universul de azi . Adus la 4 noiembrie 2015 .
  4. ^ Charles Q. Choi, migrația „zdrobitoare” a lui Jupiter poate explica sistemul nostru solar ciudat , la space.com . Adus la 4 noiembrie 2015 .
  5. ^ Kimm Fesenmaier, Noile cercetări sugerează că sistemul solar ar fi putut adăuga odată Super-Pământurile , la caltech.edu , Caltech . Adus pe 5 noiembrie 2015 .
  6. ^ Noile cercetări sugerează că sistemul solar ar fi putut să aibă odată Super-Pământuri , despre astrobiologie . Accesat la 5 noiembrie 2015 .
  7. ^ Alessandro Morbidelli și Aurélien Crida, Dinamica lui Jupiter și a lui Saturn în discul protoplanetar gazos , în Icar , vol. 191, nr. 1, 2007, pp. 158-171, Bibcode : 2007Icar..191..158M , DOI : 10.1016 / j.icarus.2007.04.001 , arXiv : 0704.1210 .
  8. ^ a b R. Brasser, S. Matsumura și S. Ida, Analiza formării planetei terestre prin modelul Grand Tack: Arhitectura sistemului și localizarea tachelor , în The Astrophysical Journal , vol. 821, nr. 2, 2016, p. 75, Bibcode : 2016ApJ ... 821 ... 75B , DOI : 10.3847 / 0004-637X / 821/2/75 , arXiv : 1603.01009 .
  9. ^ F. Masset și M. Snellgrove, Reversing type II migration: Capcana de rezonanță a unei protoplanete uriașe mai ușoare , în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 320, nr. 4, 2001, pp. L55 - L59, Bibcode : 2001MNRAS.320L..55M , DOI : 10.1046 / j.1365-8711.2001.04159.x , arXiv : astro-ph / 0003421 .
  10. ^ a b c G. D'Angelo și Marzari, F., Migrația exterioară a lui Jupiter și Saturn în discurile gazoase evoluate , în Jurnalul astrofizic , vol. 757, nr. 1, 2012, pp. 50 (23 pp.), Bibcode : 2012ApJ ... 757 ... 50D , DOI : 10.1088 / 0004-637X / 757/1/50 , arXiv : 1207.2737 .
  11. ^ a b Kevin J. Walsh, Alessandro Morbidelli și Sean N. Raymond, O masă scăzută pentru Marte de la migrația timpurie a gazelor condusă de Jupiter , în Nature , vol. 475, nr. 7355, 2011, pp. 206-209, Bibcode : 2011 Natur.475..206W , DOI : 10.1038 / nature10201 , PMID 21642961 , arXiv : 1201.5177 .
  12. ^ A. Pierens și SN Raymond, Migrarea în două faze, spre interior și apoi spre exterior, a lui Jupiter și Saturn în nebuloasa solară gazoasă , în Astronomy & Astrophysics , vol. 533, 2011, p. A131, Bibcode : 2011A & A ... 533A.131P , DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201117451 , arXiv : 1107.5656 .
  13. ^ Sean N. Raymond, David P. O'Brien și Alessandro Morbidelli, Construirea planetelor terestre: Acreție constrânsă în sistemul solar interior , în Icar , vol. 203, nr. 2, 2009, pp. 644-662, Bibcode : 2009Icar..203..644R , DOI : 10.1016 / j.icarus.2009.05.016 , arXiv : 0905.3750 .
  14. ^ Tim Tim Lichtenberg, Sepping Asteroids to Account for the Strangeness of Earth , la astrobites.org , Astrobites. Accesat la 6 noiembrie 2015 .
  15. ^ Philip J. Carter, Zoë M. Leinhardt și Tim Elliott, Compozițional Evolution during Rocky Protoplanet Accretion , în The Astrophysical Journal , vol. 813, nr. 1, 2015, p. 72, Bibcode : 2015ApJ ... 813 ... 72C , DOI : 10.1088 / 0004-637X / 813/1/72 , arXiv : 1509.07504 .
  16. ^ a b Kevin Walsh, The Grand Tack , pe boulder.swri.edu , Southwest Research Institute. Accesat la 6 noiembrie 2015 .
  17. ^ SA Jacobson și A. Morbidelli, A., Formarea planetei lunare și terestre în scenariul Grand Tack , în Phil. Trans. R. Soc. A , voi. 372, nr. 2024, 2014, p. 174, Bibcode : 2014RSPTA.37230174J , DOI : 10.1098 / rsta.2013.0174 , PMID 25114304 , arXiv : 1406.2697 .
  18. ^ Brad MS Hansen, Formarea planetelor terestre dintr-un inel îngust , în Jurnalul astrofizic , vol. 703, nr. 1, 2009, pp. 1131-1140, Bibcode : 2009ApJ ... 703.1131H , DOI : 10.1088 / 0004-637X / 703/1/1131 , arXiv : 0908.0743 .
  19. ^ Dr. Björn JR Davidsson, Misterele centurii de asteroizi , despre Istoria sistemului solar . Adus pe 7 noiembrie 2015 .
  20. ^ Sean Raymond, The Grand Tack , pe PlanetPlanet . Accesat la 7 noiembrie 2015 .
  21. ^ Rogerio Deienno, Rodney S. Gomes și Kevin J. Walsh, este modelul Grand Tack compatibil cu distribuția orbitală a asteroizilor centurii principale? , în Icar , vol. 272, 2016, pp. 114-124, Bibcode : 2016Icar..272..114D , DOI : 10.1016 / j.icarus.2016.02.043 , arXiv : 1701.02775 .
  22. ^ David P. O'Brien, Kevin J. Walsh și Alessandro Morbidelli, Livrarea apei și impacturile gigantice în scenariul „Grand Tack” , în Icarus , vol. 239, 2014, pp. 74-84, Bibcode : 2014Icar..239 ... 74O , DOI : 10.1016 / j.icarus.2014.05.009 , arXiv : 1407.3290 .
  23. ^ Soko Matsumura, Ramon Brasser și Shigeru Ida, Effects of Dynamical Evolution of Giant Planetets on the Delivery of Atmophile Elements during Terrestrial Planet Formation , in The Astrophysical Journal , vol. 818, nr. 1, 2016, p. 15, Bibcode : 2016ApJ ... 818 ... 15M , DOI : 10.3847 / 0004-637X / 818/1/15 , arXiv : 1512.08182 .
  24. ^ Konstantin Batygin și Greg Laughlin, rolul decisiv al lui Jupiter în evoluția timpurie a sistemului solar interior , în Proceedings of the National Academy of Sciences , vol. 112, nr. 14, 2015, pp. 4214-4217, Bibcode : 2015PNAS..112.4214B , DOI : 10.1073 / pnas.1423252112 , PMID 25831540 , arXiv : 1503.06945 .
  25. ^ Comunicat de presă al Universității din California Santa Cruz, Jupiter rătăcitor a măturat super-Pământurile, creând sistemul nostru neobișnuit Solar , pe Astronomy Now , Pole Star Publications Ltd. Accesat la 3 noiembrie 2015 .
  26. ^ a b Sean N. Raymond, Andre Izidoro și Bertram Bitsch, S -a format nucleul lui Jupiter în părțile cele mai interioare ale discului protoplanetar al Soarelui? , în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 458, nr. 3, 2016, pp. 2962-2972, Bibcode : 2016MNRAS.458.2962R , DOI : 10.1093 / mnras / stw431 , arXiv : 1602.06573 .
  27. ^ Christopher Spaulding, Vântul solar primordial ca sculptor al formării planetei terestre , în The Astrophysical Journal Letters , vol. 869, nr. 1, 2018, p. L17, DOI : 10.3847 / 2041-8213 / aaf478 , arXiv : 1811.11697 .
  28. ^ Matthew S. Clement, Nathan A. Kaib și Sean N. Raymond, Scenariul instabilității timpurii: formarea planetei terestre în timpul instabilității planetei gigantice și efectul fragmentării colizionale , în Icarus , vol. 321, 2019, pp. 778-790, DOI : 10.1016 / j.icarus.2018.12.033 , arXiv : 1812.07590 .
  29. ^ BC Johnson, KJ Walsh și DA Minton, Timing-ul formării și migrației planetelor uriașe, constrânse de condritele CB , în Science Advances , vol. 2, nr. 12, 2016, p. e1601658, Bibcode : 2016SciA .... 2E1658J , DOI : 10.1126 / sciadv.1601658 , PMID 27957541 .
  30. ^ R. Heller, G.-D Marleau și RE Pudritz, Formarea lunilor galileene și a lui Titan în scenariul Grand Tack , în Astronomy & Astrophysics , vol. 579, 2015, p. L4, Bibcode : 2015A & A ... 579L ... 4H , DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201526348 , arXiv : 1506.01024 .
  31. ^ David Wilson, Ține-te la lunile tale! Gheață, atmosfere și Grand Tack , pe astrobiți . Adus la 20 noiembrie 2016 .
  32. ^ Bradley MS Hansen, A dynamical context for the origin of Phobos and Deimos , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 475, n. 2, 2018, pp. 2452-2466, Bibcode : 2018MNRAS.475.2452H , DOI : 10.1093/mnras/stx3361 , arXiv : 1801.07775 .
  33. ^ R. Brasser, SJ Mojzsis e S. Matsumura, The cool and distant formation of Mars , in Earth and Planetary Science Letters , vol. 468, 2017, pp. 85-93, Bibcode : 2017E&PSL.468...85B , DOI : 10.1016/j.epsl.2017.04.005 , arXiv : 1704.00184 .
  34. ^ Thomas Sumner, Mars may not have been born alongside the other rocky planets , su Science News . URL consultato il 23 June 2017 .
  35. ^ Arnaud Pierens, Sean N. Raymond e David Nesvorny, Outward Migration of Jupiter and Saturn in 3:2 or 2:1 Resonance in Radiative Disks: Implications for the Grand Tack and Nice models , in The Astrophysical Journal Letters , vol. 795, n. 1, 2014, p. L11, Bibcode : 2014ApJ...795L..11P , DOI : 10.1088/2041-8205/795/1/L11 , arXiv : 1410.0543 .
  36. ^ F. Marzari, D'Angelo, G. e Picogna, G., Circumstellar Dust Distribution in Systems with Two Planets in Resonance , in The Astronomical Journal , vol. 157, n. 2, 2019, pp. id. 45 (12 pp.), Bibcode : 2019AJ....157...45M , DOI : 10.3847/1538-3881/aaf3b6 , arXiv : 1812.07698 .
  37. ^ G. D'Angelo e Marzari, F., Sustained Accretion on Gas Giants Surrounded by Low-Turbulence Circumplanetary Disks , in American Astronomical Society, DPS Meeting #47 , id.418.06, 2015, pp. 418.06, Bibcode : 2015DPS....4741806D .
  38. ^ F. Marzari e D'Angelo, G., Mass Growth and Evolution of Giant Planets on Resonant Orbits , in American Astronomical Society, DPS Meeting #45 , id.113.04, 2013, pp. 113.04, Bibcode : 2013DPS....4511304M .
  39. ^ JE Chambers, Late-stage planetary accretion including hit-and-run collisions and fragmentation , in Icarus , vol. 224, n. 1, 2013, pp. 43-56, Bibcode : 2013Icar..224...43C , DOI : 10.1016/j.icarus.2013.02.015 .
  40. ^ RA Fischer e Ciesla, FJ, Dynamics of the terrestrial planets from a large number of N-body simulations , in Earth and Planetary Science Letters , vol. 392, 2014, pp. 28-38, Bibcode : 2014E&PSL.392...28F , DOI : 10.1016/j.epsl.2014.02.011 .
  41. ^ Thomas Barclay e Elisa V. Quintana, In-situ Formation of Mars-like Planets – Results from Hundreds of N-body Simulations That Include Collisional Fragmentaion , in American Astronomical Society, DPS Meeting #47 , #507.06, 2015, pp. 507.06, Bibcode : 2015DPS....4750706B .
  42. ^ André Izidoro, Sean N. Raymond e Alessandro Morbidelli, Terrestrial planet formation constrained by Mars and the structure of the asteroid belt , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 453, n. 4, 2015, pp. 3619-3634, Bibcode : 2015MNRAS.453.3619I , DOI : 10.1093/mnras/stv1835 , arXiv : 1508.01365 .
  43. ^ J. Drążkowska, Y. Alibert e B. Moore, Close-in planetesimal formation by pile-up of drifting pebbles , in Astronomy & Astrophysics , vol. 594, 2016, p. A105, Bibcode : 2016A&A...594A.105D , DOI : 10.1051/0004-6361/201628983 , arXiv : 1607.05734 .
  44. ^ Matthew S. Clement, Nathan A. Kaib e Sean N. Raymond, Mars' Growth Stunted by an Early Giant Planet Instability , in Icarus , vol. 311, 2018, pp. 340-356, Bibcode : 2018Icar..311..340C , DOI : 10.1016/j.icarus.2018.04.008 , arXiv : 1804.04233 .
  45. ^ Sean Raymond, Mars' growth stunted! , su planetplanet . URL consultato il 31 January 2019 .
  46. ^ Scientists predict that rocky planets formed from "pebbles" , su swri.org , Southwest Research Institute. URL consultato il 22 novembre 2015 (archiviato dall' url originale il 23 novembre 2015) .
  47. ^ Harold F. Levison, Katherine A. Kretke e Kevin Walsh, Growing the terrestrial planets from the gradual accumulation of sub-meter sized objects , in PNAS , vol. 112, n. 46, 2015, pp. 14180-14185, Bibcode : 2015PNAS..11214180L , DOI : 10.1073/pnas.1513364112 , PMID 26512109 , arXiv : 1510.02095 .
  48. ^ Benjamin C. Bromley e Scott J. Kenyon, Terrestrial planet formation: Dynamical shake-up and the low mass of Mars , in The Astronomical Journal , vol. 153, n. 5, 2017, p. 216, Bibcode : 2017AJ....153..216B , DOI : 10.3847/1538-3881/aa6aaa , arXiv : 1703.10618 .
  49. ^ Sean N. Raymond e Andre Izidoro, Origin of water in the inner Solar System: Planetesimals scattered inward during Jupiter and Saturn's rapid gas accretion , in Icarus , vol. 297, 2017, pp. 134-148, Bibcode : 2017Icar..297..134R , DOI : 10.1016/j.icarus.2017.06.030 , arXiv : 1707.01234 .
  50. ^ Sean N. Raymond e Andre Izidoro, The empty primordial asteroid belt , in Science Advances , vol. 3, n. 9, 2017, pp. e1701138, Bibcode : 2017SciA....3E1138R , DOI : 10.1126/sciadv.1701138 , PMID 28924609 , arXiv : 1709.04242 .
  51. ^ Sean Raymond, The asteroid belt: a cosmic refugee camp? , su planetplanet . URL consultato il 14 September 2017 .
  52. ^ Sean Raymond, Where did Earth's (and the asteroid belt's) water come from? , su planetplanet . URL consultato il 7 July 2017 .
  53. ^ Andre Izidoro, Sean N. Raymond e Arnaud Pierens, The Asteroid Belt as a Relic From a Chaotic Early Solar System , in The Astrophysical Journal Letters , vol. 833, n. 1, 2016, p. 40, Bibcode : 2016ApJ...833...40I , DOI : 10.3847/1538-4357/833/1/40 , arXiv : 1609.04970 .
  54. ^ Tim Lichtenberg, Modest chaos in the early solar system , su astrobites . URL consultato il 21 November 2016 .
  55. ^ Rogerio Deienno, Andre Izidoro e Alessandro Morbidelli, The excitation of a primordial cold asteroid belt as an outcome of the planetary instability , in The Astrophysical Journal , vol. 864, n. 1, 2018, p. 50, Bibcode : 2018ApJ...864...50D , DOI : 10.3847/1538-4357/aad55d , arXiv : 1808.00609 .
  56. ^ Matthew S. Clement, Sean N. Raymond e Nathan A. Kaib, Excitation and Depletion of the Asteroid Belt in the Early Instability Scenario , in The Astronomical Journal , vol. 157, n. 1, 2019, p. 38, DOI : 10.3847/1538-3881/aaf21e , arXiv : 1811.07916 .
  57. ^ Xiaochen Zheng, Douglas NC Lin e MBN Kouwenhoven, Planetesimal Clearing and Size-dependent Asteroid Retention by Secular Resonance Sweeping during the Depletion of the Solar Nebula , in The Astrophysical Journal , vol. 836, n. 2, 2017, p. 207, Bibcode : 2017ApJ...836..207Z , DOI : 10.3847/1538-4357/836/2/207 , arXiv : 1610.09670 .
  58. ^ Sean Raymond, Did the Solar System form inside-out? , su PlanetPlanet . URL consultato il 23 February 2016 .
  59. ^ Masahiro Ogihara, Hiroshi Kobayashi e Shu-ichiro Inutsuka, Formation of terrestrial planets in disks evolving via disk winds and implications for the origin of the solar system's terrestrial planets , in Astronomy & Astrophysics , vol. 579, 2015, p. A65, Bibcode : 2015A&A...579A..65O , DOI : 10.1051/0004-6361/201525636 , arXiv : 1505.01086 .
  60. ^ Masahiro Ogihara, Eiichiro Kokubo e Takeru K. Suzuki, Formation of the terrestrial planets in the solar system around 1 au via radial concentration of planetesimals , in Astronomy & Astrophysics , vol. 612, 2018, p. L5, DOI : 10.1051/0004-6361/201832654 , arXiv : 1804.02361 .
  61. ^ Nola Taylor Redd, Mercury Sole Survivor of Close Orbiting Planets , su Astrobiology Magazine . URL consultato il 14 January 2017 .
  62. ^ Kathryn Volk e Brett Gladman, Consolidating and Crushing Exoplanets: Did It Happen Here? , in The Astrophysical Journal Letters , vol. 806, n. 2, 2015, p. L26, Bibcode : 2015ApJ...806L..26V , DOI : 10.1088/2041-8205/806/2/L26 , arXiv : 1502.06558 .
  63. ^ A. Morbidelli, B. Bitsch e A. Crida, Fossilized condensation lines in the Solar System protoplanetary disk , in Icarus , vol. 267, 2016, pp. 368-376, Bibcode : 2016Icar..267..368M , DOI : 10.1016/j.icarus.2015.11.027 , arXiv : 1511.06556 .
  64. ^ Michael Hammer, Why is Mercury so far from the Sun? , su astrobites . URL consultato il 29 November 2016 .
  65. ^ Jacob Simon, The Influence of Magnetic Field Geometry on the Formation of Close-in Exoplanets , in The Astrophysical Journal Letters , vol. 827, n. 2, 2016, p. L37, Bibcode : 2016ApJ...827L..37S , DOI : 10.3847/2041-8205/827/2/L37 , arXiv : 1608.00573 .
  66. ^ Michiel Lambrechts, Alessandro Morbidelli e Seth A. Jacobson, Formation of planetary systems by pebble accretion and migration: How the radial pebble flux determines a terrestrial-planet or super-Earth growth mode , in Astronomy & Astrophysics , A83, 2019, p. 627, DOI : 10.1051/0004-6361/201834229 , arXiv : 1902.08694 .

Voci correlate

Collegamenti esterni

Sistema solare Portale Sistema solare : accedi alle voci di Wikipedia sugli oggetti del Sistema solare
Estratto da " https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Ipotesi_della_grande_virata&oldid=121934024 "