Википедија

Модел на големото летање

Во планетарната астрономија, хипотезата за големото летање предлага дека Јупитер се формирал во 3,5 АU, потоа мигрирал навнатре до 1,5 АU, пред да го смени курсот поради заробувањето на Сатурн во орбитална резонанца, на крајот запирајќи во близина на неговата сегашна орбита на 5,2 АU. Пресвртот на планетарната миграција на Јупитер се споредува со патеката на едрилицата што ги менува правците додека патува против ветрот.[1]

Јупитер можеби го обликувал Сончевиот Систем на неговото големото летање

Планетезималниот диск бил скратен на 1,0 АUпоради миграцијата на Јупитер, ограничувајќи го материјалот достапен за формирање на Марс.[2] Јупитер двапати го преминувал астероидниот појас, расејувајќи ги астероидите нанадвор, па навнатре. Резултирачкиот астероиден појас има мала маса, широк опсег на склоности и ексцентрицитети и популација која потекнува од внатре и надвор од првичната орбита на Јупитер.[3] Отпадоците настанати од судирите меѓу планетезималите кои се заробени пред Јупитер можеби донеле рана генерација на планети во Сонцето.[4]

Опис уреди

Во Моделот на големото летање, Јупитер претрпел миграција во две фази по неговото формирање, мигрирајќи навнатре до 1,5 ае пред да го смени курсот и да мигрира нанадвор. Формирањето на Јупитер се случило во близина на ледената линија, на околу 3,5 AU.

По расчистувањето на празнината во гасниот диск, Јупитер претрпел тип<span typeof="mw:Entity" id="mwKA"> </span>II миграција, полека движејќи се кон Сонцето со гасниот диск. Ако не била прекината, оваа миграција би го оставила Јупитер во блиска орбита околу Сонцето како неодамна откриените врели Јупитери во другите планетарни системи.[5] Сатурн, исто така, мигрирал кон Сонцето, но како помал мигрирал побрзо, поминувајќи го секој тип I миграција.[6] Сатурн се приближил кон Јупитер и бил заробен во резонанца со средно движење 2:3 со Јупитер за време на оваа миграција. Потоа се формирала празнина во гасниот диск околу Јупитер и Сатурн,[7] менувајќи го балансот на силите на овие планети кои почнале да мигрираат заедно. Сатурн делумно го исчистил својот дел од празнината намалувајќи го вртежниот момент што го врши надворешниот диск на Јупитер.

Нето вртежниот момент на планетите потоа станал позитивен, при што вртежите генерирани од внатрешните резонанции на Линдблад ги надминуваат оние од надворешниот диск, а планетите почнале да мигрираат нанадвор.[8] Надворешната миграција можела да продолжи бидејќи интеракциите меѓу планетите овозможиле гасот да тече низ празнината.[9] Гасот разменил аголен импулс со планетите за време на неговото поминување, додавајќи го позитивниот биланс на вртежните моменти, дозволувајќи им на планетите да мигрираат нанадвор во однос на дискот; размената исто така ја префрлила масата од надворешниот диск на внатрешниот диск.[10] Трансферот на гасот на внатрешниот диск, исто така, го забавило намалувањето на масата на внатрешниот диск во однос на надворешниот диск додека се акредитирало на Сонцето, што инаку би го ослабело внатрешниот вртежен момент, завршувајќи ја надворешната миграција на џиновските планети.[8][11] Во моделот за големото летање овој процес се претпоставува дека ја сменил миграцијата на планетите навнатре кога Јупитер бил на 1,5 AU.[6] Надворешната миграција на Јупитер и Сатурн продолжила сè додека не достигнале конфигурација со нула вртежен момент во разгорениот диск,[11][12] или кога гасниот диск се растурил.[11] Се претпоставува дека целиот процес ќе заврши кога Јупитер ќе ја достигне својата приближна тековна орбита.[6]

Опсег уреди

Моделот за големото летање може да се примени на повеќе феномени во Сончевиот Систем.

Проблем со Марс уреди

„Проблемот на Марс“ е конфликт помеѓу некои симулации на формирањето на копнените планети кои завршуваат со 0,5–1,0 M 🜨, многу поголема од вистинската маса на Марс: 0,107 M 🜨, кога започнал со планезимали дистрибуирани низ внатрешниот Сончев Систем. Големиот чекор на Јупитер го решава проблемот со Марс со ограничување на достапниот материјал за формирање на Марс.[13]

Внатрешната миграција на Јупитер ја менува оваа дистрибуција на материјалот,[14] придвижувајќи ги планетезималите навнатре за да формираат тесен густ појас со мешавина од материјали во 1.0 AU,[15] и го остава регионот на Марс главно празен.[16] Планетарните ембриони брзо се формираат во тесниот појас. Повеќето од овие ембриони се судираат и се спојуваат за да формираат поголеми копнени планети (Венера и Земја) во период од 60 до 130 милиони години.[17] Други се расфрлани надвор од појасот каде што се лишени од дополнителен материјал, забавувајќи го нивниот раст и ги формираат копнените планети Марс и Меркур со помала маса.[18]

Астероиден појас уреди

Јупитер и Сатурн ги истерале повеќето астероиди од нивните првични орбити за време на нивните миграции, оставајќи зад себе остаток кој произлегува од внатре и надвор од првобитната местоположба на Јупитер. Пред миграциите на Јупитер, околните региони содржеле астероиди кои варираат во составот со нивната оддалеченост од Сонцето.[19] Карпестите астероиди доминирале во внатрешниот регион, додека попримитивните и ледените астероиди доминирале во надворешниот регион надвор од ледената линија.[20] Бидејќи Јупитер и Сатурн мигрирале навнатре, ~ 15% од внатрешните астероиди се расфрлани нанадвор во орбитите надвор од Сатурн.[2] По промената на курсот, Јупитер и Сатурн прво се среќаваат со овие објекти, распрснувајќи околу 0,5% од првобитната популација назад навнатре на стабилни орбити.[6] Подоцна, додека Јупитер и Сатурн мигрирале во надворешниот регион, околу 0,5% од примитивните астероиди се расфрлани на орбитите во надворешниот астероиден појас.[6] Средбите со Јупитер и Сатурн оставаат многу од заробените астероиди со големи ексцентричности и склоности.[16] Тие може да се намалат за време на нестабилноста на џиновската планета опишана во моделот Ница, така што дистрибуцијата на ексцентричноста наликува на онаа на сегашниот астероиден појас.[21] Некои од ледените астероиди се исто така оставени во орбитите кои го преминуваат регионот каде што подоцна се формирале копнените планети, дозволувајќи им на водата да се доставува до планетите што се акредитирале кога ледените астероиди се судириле со нив.[22][23]

Отсутни суперземји уреди

Отсуството на супер-земји кои орбитираат блиску во Сончевиот Систем, исто така, може да биде резултат на внатрешната миграција на Јупитер.[24] Како што Јупитер мигрира навнатре, планетезималите се заробени во неговите резонанции на средно движење, предизвикувајќи нивните орбити да се намалуваат и нивната ексцентричност да расте. Следува каскада од судири, бидејќи релативните брзини на планетезималите станале доволно големи за да предизвикаат катастрофални удари. Добиениот отпад потоа навлегувал навнатре кон Сонцето поради влечење од гасниот диск. Ако постоеле супер-Земји во раниот Сончев Систем, тие ќе зафатиле и заробиле голем дел од овој отпад во резонанца и ќе можеле да бидат однесени во Сонцето додека остатоците се спирале навнатре. Сегашните копнени планети тогаш ќе се формираат од планетезималите што останале зад себе кога Јупитер го сменил курсот.[25] Сепак, миграцијата на супер-Земјите кои орбитираат блиску во Сонцето би можела да се избегне ако отпадот се соедини во поголеми објекти, намалувајќи го отпорот на гасот; и ако протопланетарниот диск имал внатрешна празнина, нивната миграција навнатре би можела да се запре во близина на нејзиниот раб.[26] Ако сè уште не се формирале планети во внатрешниот Сончев Систем, уништувањето на поголемите тела за време на судирите би можело да ги остави преостанатите остатоци доволно мали за да бидат истуркани нанадвор од сончевиот ветер, кој би бил многу посилен за време на раниот Сончев Систем, оставајќи малку за да формираат планети во орбитата на Меркур.[27]

Подоцнежни случувања уреди

Симулациите на формирањето на копнените планети користејќи модели на протопланетарниот диск кои вклучуваат вискозно загревање и миграција на планетарните ембриони покажуваат дека миграцијата на Јупитер можеби е обратна на 2,0 ае. Во симулациите, ексцентричностите на ембрионите се возбудени од растројувањето од Јупитер. Како што овие ексцентричности се намалуваат од погустиот гасен диск на неодамнешните модели, големите полуоски на ембрионите се намалуваат, поместувајќи ја максималната густина на цврстите материи навнатре. За симулации со превртување на миграцијата на Јупитер на 1,5 ае, ова резултирало со формирање на најголемата копнена планета во близина на орбитата на Венера наместо во Земјината орбита. Симулациите кои наместо тоа ја промениле миграцијата на Јупитер на 2,0 ае, дале поблиско совпаѓање со сегашниот Сончев Систем.[9]

Кога фрагментацијата поради удари и судири се вклучени во симулации со рана нестабилност, орбитите на копнените планети подобро се создаваат. Поголемиот број на мали тела што произлегуваат од овие судири ги намалуваат ексцентричностите и наклоните на растечките орбити на планетите преку дополнителни судири и динамичко триење. Ова, исто така, резултира со поголем дел од масата на копнените планети концентрирани во Венера и Земјата и го продолжува времето на нивното формирање во однос на она на Марс.[28]

Миграцијата на џиновските планети низ астероидниот појас создава скок во брзините на ударот што може да резултира со формирање на хондрити, кои се јаглеродни хондрити богати со метали кои содржат железо/никел кои настанале од кристализацијата на ударното топење 4,8 ± 0,3 Myrs по првите цврсти материи. Испарувањето на овие метали бара влијанија од поголеми од 18 km/s, далеку над максималната од 12,2 km/s кај стандардните модели на насобирање. Миграцијата на Јупитер низ астероидниот појас ги зголемува ексцентричностите и наклоните на астероидите, што резултира со период на брзина на удар од 0,5 Myr, доволен за испарување на металите. Ако формирањето на хондритите се должело на миграцијата на Јупитер, тоа би се случило 4,5-5 Myrs по формирањето на Сончевиот Систем.[29]

Присуството на густа атмосфера околу Титан и неговото отсуство околу Ганимед и Калиста може да се должи на времето на нивното формирање. Доколку Ганимед и Калиста се формирале пред големото летање, нивната атмосфера би била изгубена додека Јупитер се доближувал до Сонцето. Меѓутоа, за Титан да избегне миграција од тип I во Сатурн, и за да преживее атмосферата на Титан, мора да се формирал по големото летање.[30][31]

Средбите со други ембриони би можеле да го дестабилизираат дискот што кружи околу Марс, намалувајќи ја масата на месечините што се формираат околу Марс. Откако Марс е расеан од прстенот со средби со други планети, тој продолжува да има средби со други објекти додека планетите не го исчистат материјалот од внатрешниот Сончев Систем. Додека овие средби овозможуваат орбитата на Марс да се одвои од другите планети и да остане на стабилна орбита, тие исто така можат да го нарушат дискот со материјалот од кој се формираат месечините на Марс. Овие растројувања предизвикуваат материјалот да избега од орбитата на Марс или да влијае на неговата површина намалувајќи ја масата на дискот што резултира со формирање на помали месечини.[32]

Потенцијални проблеми уреди

Поголемиот дел од насобирањето на Марс мора да се случило надвор од тесниот прстен на материјалот формиран од големата табла ако Марс има различен состав од Земјата и Венера. Планетите што растат во анулусот создаден од грандиозниот так завршуваат со слични композиции. Доколку големото летање се случило рано, додека ембрионот што станал Марс бил релативно мал, би можел да се формира Марс со различен состав ако наместо тоа бил расеан нанадвор, па навнатре како астероидите. Шансата да се случи ова е приближно 2%.[33][34]

Подоцнежните студии покажале дека конвергентната орбитална миграција на Јупитер и Сатурн во избледената сончева маглина веројатно нема да воспостави резонанца на средно движење 3:2. Наместо да поддржуваат побрза миграција, условите на маглината доведуваат до побавна миграција на Сатурн и негово заробување во резонанца со средно движење 2:1.[11][35] Заробувањето на Јупитер и Сатурн во резонанца на средно движење 2:1 вообичаено не ја менува насоката на миграцијата, но одредени конфигурации на маглини се идентификувани кои можат да предизвикаат миграција нанадвор.[36] Овие конфигурации, сепак, имаат тенденција да ја возбудат орбиталната ексцентричност на Јупитер и Сатурн до вредности помеѓу два и трипати поголеми од нивните вистински вредности.[36][37] Исто така, ако температурата и вискозноста на гасот му дозволуваат на Сатурн да создаде подлабока празнина, добиениот нето вртежен момент може повторно да стане негативен, што резултира со миграција на системот навнатре.[11]

Големото сценарио го игнорира тековното зголемување на гасот и на Јупитер и на Сатурн.[38] Всушност, за да ја поттикне миграцијата нанадвор и да ги придвижи планетите во близина на нивните сегашни орбити, сончевата маглина морала да содржи доволно голем резервоар на гас околу орбитите на двете планети. Сепак, овој гас би обезбедил извор за насобирање, што би влијаело на растот на Јупитер и Сатурн и нивниот сооднос на масата.[11] Видот на густината на маглината потребна за снимање во резонанца на средно движење од 3:2 е особено опасен за опстанокот на двете планети, бидејќи може да доведе до значителен раст на масата и последователно расејување планета-планета. Но, условите што водат до резонантни системи со средно движење 2:1 исто така може да ги доведат во опасност планетите.[39] Насобирањето на гас на двете планети, исто така, има тенденција да го намали снабдувањето кон внатрешниот диск, намалувајќи ја стапката на собирање кон Сонцето. Овој процес работи на донекаде исцрпување на внатрешноста на дискот до орбитата на Јупитер, слабеејќи ги вртежните моменти на Јупитер кои произлегуваат од внатрешните резонанции на Линдблад и потенцијално завршувајќи ја надворешната миграција на планетите.[11]

Алтернативи уреди

Понудени се повеќе хипотези за да се објасни малата маса на Марс. Малиот Марс можеби бил настан со мала веројатност бидејќи се случува во мал, но не-нулти дел од симулации кои започнуваат со планезимали распоредени низ целиот внатрешен Сончев Систем.[40][41][42] Малиот Марс би можел да биде резултат на тоа што неговиот регион бил во голема мера празен поради цврстиот материјал кој се оддалечувал навнатре пред да се формираат планезималите.[43][44] Поголемиот дел од масата, исто така, би можела да биде отстранет од регионот на Марс пред да се формира, доколку нестабилноста на џиновската планета опишана во моделот Ница се случила рано.[45][46] Ако поголемиот дел од растот на планезималите и ембрионите во копнени планети се должел на натрупаноста на камчиња, малиот Марс би можел да биде резултат на тоа што овој процес бил помалку ефикасен со зголемување на оддалеченоста од Сонцето.[47][48] Конвергентната миграција на планетарните ембриони во гасниот диск кон 1 ае би резултирала со формирање на копнени планети само во близина на ова растојание, оставајќи го Марс како заглавен ембрион.[49] Огромните секуларни резонанции за време на расчистувањето на гасниот диск, исто така, може да ги возбудат наклоните и ексцентричностите, зголемувајќи ги релативните брзини, така што судирите резултирале со фрагментација наместо насобирање.[50] Голем број од овие хипотези може да ја објаснат и малата маса на астероидниот појас.

Исто така, предложени се голем број хипотези за да се објаснат орбиталните ексцентрицитети и наклонетости на астероидите и малата маса на астероидниот појас. Ако регионот на астероидниот појас првично бил празен поради неколку планетизимали што се формирале таму, тој би можел да биде населен со ледени планетезимали кои биле расфрлани навнатре за време на насобирањето на гасот на Јупитер и Сатурн,[51] и со камени астероиди кои биле распрснати нанадвор од копнените кои се формирале. планети.[52][53] Навнатре расеаните ледени планети, исто така, би можеле да доставуваат вода во копнениот регион.[54] Првично, астероидниот појас со мала маса би можел да ги има своите орбитални ексцентричности и склоности возбудени од секуларните резонанции доколку резонантните орбити на Јупитер и Сатурн станале хаотични пред нестабилноста на моделот Ница.[55][56] Ексцентричностите и наклоните на астероидот би можеле да бидат возбудени и за време на нестабилноста на џиновската планета, достигнувајќи ги набљудуваните нивоа доколку трае неколку стотици илјади години.[57] Гравитациските интеракции помеѓу астероидите и ембрионите во првично масивен астероиден појас би ги засилиле овие ефекти со менување на големите полуоски на астероидите, придвижувајќи многу астероиди во нестабилни орбити каде што биле отстранети поради интеракциите со планетите, што резултирало со губење на повеќе од 99% од неговата маса.[58][59]

Понудени се и неколку хипотези за недостатокот на блиска орбита над Земјата и малата маса на Меркур. Ако јадрото на Јупитер се формирало блиску до Сонцето, неговата надворешна миграција низ внатрешниот Сончев Систем би можела да го турне материјалот нанадвор во неговите резонанции, оставајќи го регионот внатре во орбитата на Венера осиромашен.[26][60] Во протопланетарен диск што се развивал преку ветер, планетарните ембриони можеле да мигрираат нанадвор пред да се спојат за да формираат планети, оставајќи го Сончевиот Систем без планети во орбитата на Меркур.[61][62] Конвергентната миграција на планетарните ембриони во гасниот диск кон 1 ае, исто така, би резултирала со формирање на големи копнени планети во близина на ова растојание, оставајќи го Меркур како заглавен ембрион.[49] Раната генерација на внатрешни планети можела да биде изгубена поради катастрофални судири за време на нестабилност, што резултирало со тоа што отпадот бил доволно мал за да се изгуби поради Појнтинг-Робертсоновиот ефект.[63][64] Ако формирањето на планетите се случило само рано, внатрешниот раб на планезималниот диск можеби се наоѓал на линијата на силикатна кондензација во овој момент.[65] Формирањето на планетезимали поблиску од орбитата на Меркур можеби барало магнетното поле на ѕвездата да биде усогласено со ротацијата на дискот, овозможувајќи исцрпување на гасот така што соодносот на цврсти и гасови достигнал вредности доволни за појава на нестабилности на протокот.[66][67] Формирањето на супер-Земји може да бара поголем флукс на камчиња што се движат навнатре отколку што се случило во раниот Сончев Систем.[68] Планетитезималите кои орбитираат во протопланетарен диск поблиску од 0,6 ае можеби се еродирале порад-и спротивен ветер.[69] Раниот Сончев Систем кој во голема мера бил исцрпен од материјал можел да резултира со формирање на мали планети кои биле изгубени или уништени во рана нестабилност оставајќи го само Меркур или формирањето на само Меркур.[70][71]

Наводи уреди

  1. ↑ Zubritsky, Elizabeth. „Jupiter's Youthful Travels Redefined Solar System“. NASA. Архивирано од изворникот на 2017-03-01. Посетено на 4 November 2015.
  2. ↑ 2,0 2,1 Beatty, Kelly (16 October 2010). „Our "New, Improved" Solar System“. Sky & Telescope. Посетено на 4 November 2015.
  3. ↑ Sanders, Ray (23 August 2011). „How Did Jupiter Shape Our Solar System?“. Universe Today. Посетено на 4 November 2015.
  4. ↑ Choi, Charles Q. (23 March 2015). „Jupiter's 'Smashing' Migration May Explain Our Oddball Solar System“. Space.com. Посетено на 4 November 2015.
  5. ↑ Fesenmaier, Kimm (23 March 2015). „New research suggests Solar system may have once harbored super-Earths“. Caltech. Посетено на 5 November 2015.
  6. ↑ 6,0 6,1 6,2 6,3 6,4 Walsh, Kevin J.; Morbidelli, Alessandro; Raymond, Sean N.; O'Brien, David P.; Mandell, Avi M. (2011). „A low mass for Mars from Jupiter's early gas-driven migration“. Nature. 475 (7355): 206–209. arXiv:1201.5177. Bibcode:2011Natur.475..206W. doi:10.1038/nature10201. PMID 21642961.
  7. ↑ „New research suggests solar system may have once harbored super-Earths“. Astrobiology. Посетено на 5 November 2015.
  8. ↑ 8,0 8,1 Morbidelli, Alessandro; Crida, Aurélien (2007). „The dynamics of Jupiter and Saturn in the gaseous protoplanetary disk“. Icarus. 191 (1): 158–171. arXiv:0704.1210. Bibcode:2007Icar..191..158M. doi:10.1016/j.icarus.2007.04.001.
  9. ↑ 9,0 9,1 Brasser, R.; Matsumura, S.; Ida, S.; Mojzsis, S.J.; Werner, S.C. (2016). „Analysis of terrestrial planet formation by the Grand Tack model: System architecture and tack location“. The Astrophysical Journal. 821 (2): 75. arXiv:1603.01009. Bibcode:2016ApJ...821...75B. doi:10.3847/0004-637X/821/2/75.
  10. ↑ Masset, F.; Snellgrove, M. (2001). „Reversing type II migration: Resonance trapping of a lighter giant protoplanet“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 320 (4): L55–L59. arXiv:astro-ph/0003421. Bibcode:2001MNRAS.320L..55M. doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04159.x.
  11. ↑ 11,0 11,1 11,2 11,3 11,4 11,5 11,6 D'Angelo, G.; Marzari, F. (2012). „Outward Migration of Jupiter and Saturn in Evolved Gaseous Disks“. The Astrophysical Journal. 757 (1): 50 (23 pp.). arXiv:1207.2737. Bibcode:2012ApJ...757...50D. doi:10.1088/0004-637X/757/1/50.
  12. ↑ Pierens, A.; Raymond, S.N. (2011). „Two phase, inward-then-outward migration of Jupiter and Saturn in the gaseous solar nebula“. Astronomy & Astrophysics. 533: A131. arXiv:1107.5656. Bibcode:2011A&A...533A.131P. doi:10.1051/0004-6361/201117451.
  13. ↑ Raymond, Sean N.; O'Brien, David P.; Morbidelli, Alessandro; Kaib, Nathan A. (2009). „Building the terrestrial planets: Constrained accretion in the inner Solar System“. Icarus. 203 (2): 644–662. arXiv:0905.3750. Bibcode:2009Icar..203..644R. doi:10.1016/j.icarus.2009.05.016.
  14. ↑ Lichtenberg, Tim (2 November 2015). „Ripping apart asteroids to account for Earth's strangeness“. Astrobites. Посетено на 6 November 2015.
  15. ↑ Carter, Philip J.; Leinhardt, Zoë M.; Elliott, Tim; Walter, Michael J.; Stewart, Sarah T. (2015). „Compositional evolution during rocky protoplanet accretion“. The Astrophysical Journal. 813 (1): 72. arXiv:1509.07504. Bibcode:2015ApJ...813...72C. doi:10.1088/0004-637X/813/1/72.
  16. ↑ 16,0 16,1 Walsh, Kevin. „The Grand Tack“. Southwest Research Institute. Посетено на 6 November 2015.
  17. ↑ Jacobson, S. A.; Morbidelli, A., A. (2014). „Lunar and terrestrial planet formation in the Grand Tack scenario“. Phil. Trans. R. Soc. A. 372 (2024): 174. arXiv:1406.2697. Bibcode:2014RSPTA.37230174J. doi:10.1098/rsta.2013.0174. PMC 4128261. PMID 25114304.
  18. ↑ Hansen, Brad M.S. (2009). „Formation of the Terrestrial planets from a narrow annulus“. The Astrophysical Journal. 703 (1): 1131–1140. arXiv:0908.0743. Bibcode:2009ApJ...703.1131H. doi:10.1088/0004-637X/703/1/1131.
  19. ↑ Davidsson, Dr. Björn J. R. „Mysteries of the asteroid belt“. The History of the Solar System. Посетено на 7 November 2015.
  20. ↑ Raymond, Sean (2 August 2013). „The Grand Tack“. PlanetPlanet. Посетено на 7 November 2015.
  21. ↑ Deienno, Rogerio; Gomes, Rodney S.; Walsh, Kevin J.; Morbidelli, Alessandro; Nesvorný, David (2016). „Is the Grand Tack model compatible with the orbital distribution of main belt asteroids?“. Icarus. 272: 114–124. arXiv:1701.02775. Bibcode:2016Icar..272..114D. doi:10.1016/j.icarus.2016.02.043.
  22. ↑ O'Brien, David P.; Walsh, Kevin J.; Morbidelli, Alessandro; Raymond, Sean N.; Mandell, Avi M. (2014). „Water delivery and giant impacts in the 'Grand Tack' scenario“. Icarus. 239: 74–84. arXiv:1407.3290. Bibcode:2014Icar..239...74O. doi:10.1016/j.icarus.2014.05.009.
  23. ↑ Matsumura, Soko; Brasser, Ramon; Ida, Shigeru (2016). „Effects of Dynamical Evolution of Giant Planets on the Delivery of Atmophile Elements during Terrestrial Planet Formation“. The Astrophysical Journal. 818 (1): 15. arXiv:1512.08182. Bibcode:2016ApJ...818...15M. doi:10.3847/0004-637X/818/1/15.
  24. ↑ Batygin, Konstantin; Laughlin, Greg (2015). „Jupiter's decisive role in the inner Solar System's early evolution“. Proceedings of the National Academy of Sciences. 112 (14): 4214–4217. arXiv:1503.06945. Bibcode:2015PNAS..112.4214B. doi:10.1073/pnas.1423252112. PMC 4394287. PMID 25831540.
  25. ↑ University of California Santa Cruz Press Release. „Wandering Jupiter swept away super-Earths, creating our unusual Solar System“. Astronomy Now. Pole Star Publications Ltd. Посетено на 3 November 2015.
  26. ↑ 26,0 26,1 Raymond, Sean N.; Izidoro, Andre; Bitsch, Bertram; Jacobsen, Seth A. (2016). „Did Jupiter's core form in the innermost parts of the Sun's protoplanetary disc?“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 458 (3): 2962–2972. arXiv:1602.06573. Bibcode:2016MNRAS.458.2962R. doi:10.1093/mnras/stw431.
  27. ↑ Spaulding, Christopher (2018). „The Primordial Solar Wind as a Sculptor of Terrestrial Planet Formation“. The Astrophysical Journal Letters. 869 (1): L17. arXiv:1811.11697. Bibcode:2018ApJ...869L..17S. doi:10.3847/2041-8213/aaf478.
  28. ↑ Clement, Matthew S.; Kaib, Nathan A.; Raymond, Sean N.; Chambers, John E.; Walsh, Kevin J. (2019). „The early instability scenario: Terrestrial planet formation during the giant planet instability, and the effect of collisional fragmentation“. Icarus. 321: 778–790. arXiv:1812.07590. Bibcode:2019Icar..321..778C. doi:10.1016/j.icarus.2018.12.033.
  29. ↑ Johnson, B. C.; Walsh, K. J.; Minton, D. A.; Krot, A. N.; Levison, H. F. (2016). „Timing of the formation and migration of giant planets as constrained by CB chondrites“. Science Advances. 2 (12): e1601658. Bibcode:2016SciA....2E1658J. doi:10.1126/sciadv.1601658. PMC 5148210. PMID 27957541.
  30. ↑ Heller, R.; Marleau, G.-D; Pudritz, R. E. (2015). „The formation of the Galilean moons and Titan in the Grand Tack scenario“. Astronomy & Astrophysics. 579: L4. arXiv:1506.01024. Bibcode:2015A&A...579L...4H. doi:10.1051/0004-6361/201526348.
  31. ↑ Wilson, David (9 June 2015). „Hold on to Your Moons! Ice, Atmospheres and the Grand Tack“. astrobites. Посетено на 20 November 2016.
  32. ↑ Hansen, Bradley M. S. (2018). „A dynamical context for the origin of Phobos and Deimos“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 475 (2): 2452–2466. arXiv:1801.07775. Bibcode:2018MNRAS.475.2452H. doi:10.1093/mnras/stx3361.
  33. ↑ Brasser, R.; Mojzsis, S. J.; Matsumura, S.; Ida, S. (2017). „The cool and distant formation of Mars“. Earth and Planetary Science Letters. 468: 85–93. arXiv:1704.00184. Bibcode:2017E&PSL.468...85B. doi:10.1016/j.epsl.2017.04.005.
  34. ↑ Sumner, Thomas (5 May 2017). „Mars may not have been born alongside the other rocky planets“. Science News. Посетено на 23 June 2017.
  35. ↑ Chametla, Raul O. (2020). „Capture and migration of Jupiter and Saturn in mean motion resonance in a gaseous protoplanetary disc“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 492 (4): 6007–6018. arXiv:2001.09235. doi:10.1093/mnras/staa260.
  36. ↑ 36,0 36,1 Pierens, Arnaud; Raymond, Sean N.; Nesvorny, David; Morbidelli, Alessandro (2014). „Outward Migration of Jupiter and Saturn in 3:2 or 2:1 Resonance in Radiative Disks: Implications for the Grand Tack and Nice models“. The Astrophysical Journal Letters. 795 (1): L11. arXiv:1410.0543. Bibcode:2014ApJ...795L..11P. doi:10.1088/2041-8205/795/1/L11.
  37. ↑ Marzari, F.; D’Angelo, G.; Picogna, G. (2019). „Circumstellar Dust Distribution in Systems with Two Planets in Resonance“. The Astronomical Journal. 157 (2): id. 45 (12 pp.). arXiv:1812.07698. Bibcode:2019AJ....157...45M. doi:10.3847/1538-3881/aaf3b6.
  38. ↑ D'Angelo, G.; Marzari, F. (2015). „Sustained Accretion on Gas Giants Surrounded by Low-Turbulence Circumplanetary Disks“. American Astronomical Society, DPS Meeting #47. id.418.06: 418.06. Bibcode:2015DPS....4741806D.
  39. ↑ Marzari, F.; D'Angelo, G. (2013). „Mass Growth and Evolution of Giant Planets on Resonant Orbits“. American Astronomical Society, DPS Meeting #45. id.113.04: 113.04. Bibcode:2013DPS....4511304M.
  40. ↑ Chambers, J. E. (2013). „Late-stage planetary accretion including hit-and-run collisions and fragmentation“. Icarus. 224 (1): 43–56. Bibcode:2013Icar..224...43C. doi:10.1016/j.icarus.2013.02.015.
  41. ↑ Fischer, R. A.; Ciesla, F. J. (2014). „Dynamics of the terrestrial planets from a large number of N-body simulations“. Earth and Planetary Science Letters. 392: 28–38. Bibcode:2014E&PSL.392...28F. doi:10.1016/j.epsl.2014.02.011.
  42. ↑ Barclay, Thomas; Quintana, Elisa V. (2015). „In-situ Formation of Mars-like Planets – Results from Hundreds of N-body Simulations That Include Collisional Fragmentaion“. American Astronomical Society, DPS Meeting #47. #507.06: 507.06. Bibcode:2015DPS....4750706B.
  43. ↑ Izidoro, André; Raymond, Sean N.; Morbidelli, Alessandro; Winter, Othon C. (2015). „Terrestrial planet formation constrained by Mars and the structure of the asteroid belt“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 453 (4): 3619–3634. arXiv:1508.01365. Bibcode:2015MNRAS.453.3619I. doi:10.1093/mnras/stv1835.
  44. ↑ Drążkowska, J.; Alibert, Y.; Moore, B. (2016). „Close-in planetesimal formation by pile-up of drifting pebbles“. Astronomy & Astrophysics. 594: A105. arXiv:1607.05734. Bibcode:2016A&A...594A.105D. doi:10.1051/0004-6361/201628983.
  45. ↑ Clement, Matthew S.; Kaib, Nathan A.; Raymond, Sean N.; Walsh, Kevin J. (2018). „Mars' Growth Stunted by an Early Giant Planet Instability“. Icarus. 311: 340–356. arXiv:1804.04233. Bibcode:2018Icar..311..340C. doi:10.1016/j.icarus.2018.04.008.
  46. ↑ Raymond, Sean (29 May 2018). „Mars' growth stunted!“. planetplanet. Посетено на 31 January 2019.
  47. ↑ „Scientists predict that rocky planets formed from "pebbles"“. Southwest Research Institute. 26 October 2015. Посетено на 22 November 2015.
  48. ↑ Levison, Harold F.; Kretke, Katherine A.; Walsh, Kevin; Bottke, William (2015). „Growing the terrestrial planets from the gradual accumulation of sub-meter sized objects“. PNAS. 112 (46): 14180–14185. arXiv:1510.02095. Bibcode:2015PNAS..11214180L. doi:10.1073/pnas.1513364112. PMC 4655528. PMID 26512109.
  49. ↑ 49,0 49,1 M. Brož, M.; Chrenko, O.; Nesvorný, D.; Dauphas, N. (2021). „Early terrestrial planet formation by torque-driven convergent migration of planetary embryos“. Nature Astronomy. 5 (9): 898–902. arXiv:2109.11385. doi:10.1038/s41550-021-01383-3.
  50. ↑ Bromley, Benjamin C.; Kenyon, Scott J. (2017). „Terrestrial planet formation: Dynamical shake-up and the low mass of Mars“. The Astronomical Journal. 153 (5): 216. arXiv:1703.10618. Bibcode:2017AJ....153..216B. doi:10.3847/1538-3881/aa6aaa.
  51. ↑ Raymond, Sean N.; Izidoro, Andre (2017). „Origin of water in the inner Solar System: Planetesimals scattered inward during Jupiter and Saturn's rapid gas accretion“. Icarus. 297: 134–148. arXiv:1707.01234. Bibcode:2017Icar..297..134R. doi:10.1016/j.icarus.2017.06.030.
  52. ↑ Raymond, Sean N.; Izidoro, Andre (2017). „The empty primordial asteroid belt“. Science Advances. 3 (9): e1701138. arXiv:1709.04242. Bibcode:2017SciA....3E1138R. doi:10.1126/sciadv.1701138. PMC 5597311. PMID 28924609.
  53. ↑ Raymond, Sean (13 September 2017). „The asteroid belt: a cosmic refugee camp?“. planetplanet. Посетено на 14 September 2017.
  54. ↑ Raymond, Sean (5 July 2017). „Where did Earth's (and the asteroid belt's) water come from?“. planetplanet. Посетено на 7 July 2017.
  55. ↑ Izidoro, Andre; Raymond, Sean N.; Pierens, Arnaud; Morbidelli, Alessandro; Winter, Othon C.; Nesvorny, David (2016). „The Asteroid Belt as a Relic From a Chaotic Early Solar System“. The Astrophysical Journal Letters. 833 (1): 40. arXiv:1609.04970. Bibcode:2016ApJ...833...40I. doi:10.3847/1538-4357/833/1/40.
  56. ↑ Lichtenberg, Tim (November 2016). „Modest chaos in the early solar system“. astrobites. Посетено на 21 November 2016.
  57. ↑ Deienno, Rogerio; Izidoro, Andre; Morbidelli, Alessandro; Gomes, Rodney S.; Nesvorny, David; Raymond, Sean N. (2018). „The excitation of a primordial cold asteroid belt as an outcome of the planetary instability“. The Astrophysical Journal. 864 (1): 50. arXiv:1808.00609. Bibcode:2018ApJ...864...50D. doi:10.3847/1538-4357/aad55d.
  58. ↑ Clement, Matthew S.; Raymond, Sean N.; Kaib, Nathan A. (2019). „Excitation and Depletion of the Asteroid Belt in the Early Instability Scenario“. The Astronomical Journal. 157 (1): 38. arXiv:1811.07916. Bibcode:2019AJ....157...38C. doi:10.3847/1538-3881/aaf21e.
  59. ↑ Zheng, Xiaochen; Lin, Douglas N. C.; Kouwenhoven, M. B. N. (2017). „Planetesimal Clearing and Size-dependent Asteroid Retention by Secular Resonance Sweeping during the Depletion of the Solar Nebula“. The Astrophysical Journal. 836 (2): 207. arXiv:1610.09670. Bibcode:2017ApJ...836..207Z. doi:10.3847/1538-4357/836/2/207.
  60. ↑ Raymond, Sean (21 February 2016). „Did the Solar System form inside-out?“. PlanetPlanet. Посетено на 23 February 2016.
  61. ↑ Ogihara, Masahiro; Kobayashi, Hiroshi; Inutsuka, Shu-ichiro; Suzuki, Takeru K. (2015). „Formation of terrestrial planets in disks evolving via disk winds and implications for the origin of the solar system's terrestrial planets“. Astronomy & Astrophysics. 579: A65. arXiv:1505.01086. Bibcode:2015A&A...579A..65O. doi:10.1051/0004-6361/201525636.
  62. ↑ Ogihara, Masahiro; Kokubo, Eiichiro; Suzuki, Takeru K.; Morbidelli, Alessandro (2018). „Formation of the terrestrial planets in the solar system around 1 au via radial concentration of planetesimals“. Astronomy & Astrophysics. 612: L5. arXiv:1804.02361. Bibcode:2018A&A...612L...5O. doi:10.1051/0004-6361/201832654.
  63. ↑ Redd, Nola Taylor. „Mercury Sole Survivor of Close Orbiting Planets“. Astrobiology Magazine. Посетено на 14 January 2017.
  64. ↑ Volk, Kathryn; Gladman, Brett (2015). „Consolidating and Crushing Exoplanets: Did It Happen Here?“. The Astrophysical Journal Letters. 806 (2): L26. arXiv:1502.06558. Bibcode:2015ApJ...806L..26V. doi:10.1088/2041-8205/806/2/L26.
  65. ↑ Morbidelli, A.; Bitsch, B.; Crida, A.; Gounelle, M.; Guillot, T.; Jacobsen, S.; Johansen, A.; Lambrechts, M.; Lega, E. (2016). „Fossilized condensation lines in the Solar System protoplanetary disk“. Icarus. 267: 368–376. arXiv:1511.06556. Bibcode:2016Icar..267..368M. doi:10.1016/j.icarus.2015.11.027.
  66. ↑ Hammer, Michael (12 August 2016). „Why is Mercury so far from the Sun?“. astrobites. Посетено на 29 November 2016.
  67. ↑ Simon, Jacob (2016). „The Influence of Magnetic Field Geometry on the Formation of Close-in Exoplanets“. The Astrophysical Journal Letters. 827 (2): L37. arXiv:1608.00573. Bibcode:2016ApJ...827L..37S. doi:10.3847/2041-8205/827/2/L37.
  68. ↑ Lambrechts, Michiel; Morbidelli, Alessandro; Jacobson, Seth A.; Johansen, Anders; Bitsch, Bertram; Izidoro, Andre; Raymond, Sean N. (2019). „Formation of planetary systems by pebble accretion and migration: How the radial pebble flux determines a terrestrial-planet or super-Earth growth mode“. Astronomy & Astrophysics. A83: 627. arXiv:1902.08694. Bibcode:2019A&A...627A..83L. doi:10.1051/0004-6361/201834229.
  69. ↑ Cedenblad, Lukas. "Gone with the headwind: planetesimals on eccentric orbits erode rapidly". MISSING LINK.. 
  70. ↑ Clement, Matthew S.; Chambers, John E.; Jackson, Alan P. (2021). „Dynamical Avenues for Mercury's Origin. I. The Lone Survivor of a Primordial Generation of Short-period Protoplanets“. The Astronomical Journal. 161 (5): 240. arXiv:2104.11246. doi:10.3847/1538-3881/abf09f.
  71. ↑ Clement, Matthew S.; Chamber, John E. (2021). „Dynamical Avenues for Mercury's Origin. II. In Situ Formation in the Inner Terrestrial Disk“. The Astronomical Journal. 162 (1): 3. arXiv:2104.11252. doi:10.3847/1538-3881/abfb6c.
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Модел_на_големото_летање&oldid=5124872“