부가(천체물리학)

Accretion (astrophysics)
원시 행성계 원반인 HL Tauri의 AlMA 이미지

천체물리학에서, 강착은 중력적으로 더 많은 물질, 전형적으로 기체 물질을 강착 [1][2]원반 안에 끌어당김으로써 입자가 거대한 물체로 축적되는 것입니다.은하, 별, 행성과 같은 대부분의 천체들은 부착 과정에 의해 형성된다.

개요

지구와 다른 지구형 행성이 운석 물질로 형성되었다는 강착 모델은 1944년 오토 슈미트에 의해 제안되었고, 윌리엄 맥크레아(1960년)의 원시 행성 이론과 마이클 [3]울프슨의 포획 이론이 뒤를 이었다.1978년 앤드류 프렌티스는 행성 형성에 대한 최초의 라플라시안적 생각을 부활시키고 현대 라플라시안 [3]이론을 발전시켰다.이 모델들 중 어느 것도 완전히 성공적이지 않았고, 제안된 이론들 중 많은 것들이 서술적이었다.

Otto Schmidt에 의한 1944년 부가 모델은 1969년 Viktor Safronov에 [4]의해 정량적인 방법으로 더욱 개발되었다.그는 지구 행성 [5][6]형성의 여러 단계를 상세하게 계산했다.그 이후로, 모델은 미행성 축적을 연구하기 위해 집중적인 수치 시뮬레이션을 사용하여 추가로 개발되었다.현재 항성은 성간 가스의 중력 붕괴에 의해 형성되는 것으로 받아들여지고 있다.붕괴하기 전에, 이 가스는 대부분 오리온 성운과 같은 분자 구름의 형태입니다.구름이 붕괴하면서 잠재적 에너지가 손실되면, 구름이 가열되어 운동에너지를 얻고, 각운동량을 보존하면 클라우드가 평평한 디스크(증착 디스크)를 형성할 수 있습니다.

은하 강착

상세정보: 원시은하

빅뱅 이후 몇 십만 년 후, 우주는 원자가 형성될 정도로 냉각되었다.우주가 계속 팽창하고 식으면서, 원자들은 충분한 운동 에너지를 잃었고, 암흑 물질은 원형 고리를 형성하기 위해 충분히 합쳐졌습니다.더 많은 강착이 일어나면서, [7]은하가 형성되었다.간접 증거가 [7]널리 퍼져 있다.은하는 합병과 부드러운 가스 부착을 통해 성장합니다.강착은 은하계 내부에서도 일어나 별을 형성합니다.

별의 부착

주요 기사: Protostar
궁수자리에서 5,400광년(1,700pc) 떨어진 곳에 있는 가스와 먼지로 이루어진 거대한 별 형성 구름인 삼형성운의 가시광선(왼쪽)과 적외선(오른쪽) 사진

별은 차가운 분자 수소로 이루어진 거대한 구름 안에서 형성되는 것으로 생각됩니다. 즉,[8][9] 지름이 약 30만 광년(20 pc)에 이르는 거대한 분자 구름입니다.수백만 년 동안 거대한 분자 구름은 붕괴되고 조각나기 [10]쉽다.이 조각들은 작고 밀도가 높은 중심핵을 형성하고, 그 중심핵은 결국 [9]별들로 붕괴됩니다.중심핵의 질량은 태양의 일부에서 몇 배까지 다양하며 원시성운이라고 [8]불립니다.이들은 지름이 2,000-20,000 천문단위(0.01–0.1 pc)이며 입자수 밀도는 약 10,000-100,000/cm3(160,000-1600,000/cu인치)이다.해수면에서의 공기 입자 수 밀도(2.81920×103/[9][11]cm)와 비교합니다.

태양 질량의 원시 항성 성운의 초기 붕괴에는 약 10만 [8][9]년이 걸립니다.모든 성운은 일정량의 각운동량에서 시작됩니다.상대적으로 낮은 각운동량을 가진 성운 중앙부의 가스는 빠른 압축을 거쳐 원래 성운 질량의 작은 부분을 포함하는 뜨거운 정수압(수축되지 않은) 핵을 형성합니다.이 핵은 별이 [8]될 것의 씨앗을 형성합니다.붕괴가 계속됨에 따라 각운동량의 보존은 유입되는 외피의 회전이 가속화되어 결국 원반을 형성하게 됩니다.

HH 46/47 별에서 분자 유출의 적외선 이미지

원반으로부터의 물질의 유입이 계속됨에 따라, 외피층은 결국 얇고 투명해지며 젊은 항성물체(YSO)는 처음에는 원적외선 빛으로, 나중에는 [11]가시광선으로 관측할 수 있게 됩니다.이 무렵 원시성은 중수소를 융합하기 시작한다.원시성이 충분히 질량이 크면(80 이상), 수소 융합이 뒤따른다.그렇지 않으면 질량이 너무 낮으면 이 물체는 갈색왜성이 [12]됩니다.이 새로운 별의 탄생은 붕괴가 시작된 [8]지 약 10만 년 후에 일어납니다.이 단계에 있는 천체는 Class I 프로토스타로 알려져 있으며 젊은 T T Tauri 별, 진화한 프로토스타 또는 젊은 항성 천체라고도 불립니다.이때, 형성 별은 이미 질량의 상당 부분을 축적했으며, 원반과 남은 외피층의 총 질량은 [11]YSO 중심 질량의 10~20%를 넘지 않는다.

쌍성계의 낮은 질량의 별이 팽창 단계에 접어들면, 그 외부 대기가 작은 별 위로 떨어져 강착 원반을 형성할 수 있습니다.

다음 단계에서는 외피가 완전히 사라지고 원반이 모여 원시성은 전형적인 황소자리 [13]T별이 된다.후자는 부착 원반을 가지고 있고 뜨거운 가스를 계속 축적하는데, 이는 스펙트럼에서 강한 방출선에 의해 나타난다.전자는 부착 디스크가 없습니다.고전적인 황소자리 T형 별들은 약하게 늘어선 T형 황소자리 [14]별들로 진화한다.이것은 약 1백만 [8]년 후에 일어납니다.황소자리 T형 항성 주위의 원반 질량은 항성 질량의 약 1-3%이며, 10-10의−9 비율로−7 축적됩니다. M ☉ 1년에 1년.[15]쌍극 제트도 보통 존재합니다.이 강착은 방출선의 강한 플럭스(별의 고유 광도의 100퍼센트까지), 자기 활동, 광도 변화 및 제트와 [16]같은 고전적인 황소자리 T형 별들의 모든 독특한 특성을 설명합니다.방출선은 실제로 축적된 가스가 별의 [16]"표면"에 닿으면서 형성되는데, 이는 별의 자극 주변에서 발생합니다.제트는 강착의 부산물로 과도한 각운동량을 운반합니다.고전적인 T T Tauri 단계는 약 1000만 [8]년 동안 지속됩니다.이 강착이 2천만 년 [17]이상 지속되는 피터팬 디스크라고 불리는 몇 가지 예가 있을 뿐이다.원반은 중심별으로의 부착, 행성 형성, 제트에 의한 방출, 그리고 중심별과 근처 [18]별들의 자외선에 의한 광증발로 인해 결국 사라집니다.그 결과, 이 젊은 별은 약하게 늘어선 황소자리 T형 별이 되고, 이 별은 수억 년 동안 초기 질량에 따라 보통의 태양형 별처럼 진화합니다.

행성 강착

추가 정보: 원시 행성계 원반
젊은 별이 중심에 있는 원시 행성계 원반에 대한 예술가의 인상

우주 먼지의 자기 축적은 입자의 성장을 가속시켜 돌 크기의 미행성으로 만든다.더 무거운 미행성들은 더 작은 행성들을 축적하는 반면, 다른 행성들은 충돌로 산산조각 납니다.강착 원반은 작은 별, 가까운 쌍성의 항성 잔해 또는 물질로 둘러싸인 블랙홀 주변에서 흔히 볼 수 있습니다(은하의 중심에 있는 것 등).원반 내의 동적 마찰과 같은 일부 역학은 궤도를 도는 가스가 각운동량을 잃고 중심 거대한 물체 위로 떨어지도록 하기 위해 필요합니다.때때로 이로 인해 항성 표면 융해가 발생할 수 있습니다(본디 강착 참조).

지구형 행성이나 행성핵의 형성에는 여러 단계를 고려할 수 있다.첫째, 가스와 먼지 입자가 충돌할 때, 그것들은 반데르발스 힘이나 전자기력과 같은 미세 물리적 과정에 의해 응집되어 마이크로미터 크기의 입자를 형성합니다. 이 단계에서 축적 메커니즘은 대부분 [19]비중력적입니다.그러나 센티미터에서 미터까지의 미행성 형성은 잘 이해되지 않고 있으며, 이러한 입자가 단순히 [19]: 341 반등하는 것이 아니라 축적되는 이유에 대한 설득력 있는 설명은 제공되지 않는다.특히는 아직 이러한 개체 크기의 planetesimals(0.06–0.6 mi)가 되기 0.1–1 km 자라고[5][20]이 문제는"미터 크기 장벽"로:[21][22]로서 먼지 입자 응고에 의해 자란다 알려져 있으며, 그들은 부근에 다른 입자들과 관련하여, 뿐만 아니라 체계적인 inwa과 점점 더 큰 상대적 속도를 습득하는 명확하지 않다.rd 드리프트 veloc이로 인해 파괴적인 충돌이 발생하여 집적체의 성장이 최대 [23]크기로 제한됩니다.워드(1996)는 느리게 움직이는 곡물이 충돌할 때 충돌하는 곡물의 중력이 매우 낮지만 0이 아닌 것이 이들의 [19]: 341 탈출을 방해한다고 주장한다.또한 곡물 조각화는 작은 알갱이를 보충하고 원반을 두껍게 유지하는 중요한 역할을 할 뿐만 아니라 [23]모든 크기의 고형물을 비교적 풍부하게 유지하는 데에도 중요한 역할을 한다고 생각됩니다.

'미터 크기' 장벽을 넘을 수 있는 여러 가지 메커니즘이 제안되었다.자갈의 국소적인 농도가 형성될 수 있으며, 그 후 중력은 큰 소행성 크기의 미행성체로 붕괴된다.이러한 농도는 예를 들어 에디 사이, 압력 범프, 거대한 행성에 의해 만들어진 틈새의 가장자리 또는 디스크의 [24]난류 영역의 경계 등 가스 디스크의 구조 때문에 수동적으로 발생할 수 있습니다.또는 입자는 스트리밍 불안정이라고 불리는 피드백 메커니즘을 통해 농도에 능동적인 역할을 할 수 있다.흐름 불안정성에서는 원시 행성계 원반의 고체와 가스 간의 상호작용이 국소적인 농도를 증가시킵니다. 작은 농도의 결과로 새로운 입자가 축적되어 거대한 필라멘트로 [24]성장하기 때문입니다.또는 먼지 응집 때문에 생기는 입자가 다공성이면 자기 중력에 의해 붕괴될 정도로 커질 때까지 성장을 계속할 수 있다.이러한 물체의 밀도가 낮기 때문에 가스와 강하게 결합되어 있어 침식이나 [25]파편화를 초래할 수 있는 고속 충돌을 피할 수 있습니다.

곡식들은 결국 미행성이라고 불리는 산 크기의 몸을 형성하기 위해 서로 붙는다.미행성 간의 충돌과 중력 상호작용이 합쳐져 약 0.1백만 년에서 100만 년 동안 달 크기의 행성 배아(원형 행성)가 생성된다.마지막으로, 행성 배아는 충돌하여 1000만 [20]년에서 1억 년 사이에 행성을 형성합니다.미행성들은 진화 [5]과정을 계산할 때 상호 중력 상호작용이 충분히 중요할 정도로 충분히 거대하다.성장에는 가스 항력으로 인한 작은 물체의 궤도 붕괴가 도움을 주는데, 이것은 그들이 [26][27]배아의 궤도 사이에 갇히는 것을 막는다.더 많은 충돌과 축적은 지구형 행성이나 거대 행성의 핵으로 이어진다.

만약 미행성들이 국지적으로 집중된 조약돌의 중력 붕괴를 통해 형성된다면, 행성배아로 성장하며 거대 행성의 핵은 조약돌의 추가 축적에 의해 지배된다.조약돌 부착은 물체가 거대한 물체를 향해 가속할 때 느끼는 가스 항력에 의해 도움을 받는다.가스 항력은 거대한 물체의 탈출 속도보다 낮은 속도로 조약돌을 느리게 만들어 조약돌을 나선형으로 돌리게 하고 조약돌에 의해 쌓이게 합니다.조약돌 강착은 미행성 강착에 비해 행성의 형성을 1000배 더 빠르게 하여 가스 원반이 [28][29]소멸되기 전에 거대 행성이 형성될 수 있도록 합니다.그러나 조약돌 부착을 통한 핵 성장은 천왕성과 [30]해왕성의 최종 질량 및 구성과 양립할 수 없는 것으로 보인다.

지구형 행성의 형성은 목성 행성이라고도 불리는 거대한 가스 행성의 형성과는 다르다.지구 행성을 구성하는 입자들은 태양계 내부에서 응축된 금속과 암석으로 이루어져 있다.그러나 목성형 행성은 크고 차가운 미행성들로 시작되었고, 그 후 태양 [31]성운에서 수소와 헬륨 가스를 포착했다.이 두 종류의 [32]미행성들 사이의 차이는 태양 성운의 서리선 때문에 발생합니다.

소행성 강착

콘드라이트 운석의 콘드룰.밀리미터 눈금이 표시됩니다.

운석은 소행성의 기원과 진화의 모든 단계에서 강착과 충돌의 기록을 가지고 있다. 그러나 소행성 강착과 성장의 메커니즘은 [33]잘 알려져 있지 않다.증거는 소행성의 주요 성장이 [33]모 소행성에 부착되기 전에 우주에서 녹은 (또는 부분적으로 녹은) 물방울로 형성되는 밀리미터 크기의 구공인 콘드룰의 가스 보조 강착에서 비롯될 수 있다는 것을 암시한다.태양계 안쪽에서 연골은 [34]강착을 시작하는 데 결정적인 역할을 한 것으로 보인다.소행성의 작은 질량은 부분적으로 2AU 이상의 비효율적인 연골 형성이나 원시성 [34]근처에서 연골의 전달이 덜 효율적이기 때문일 수 있습니다.또한, 충돌은 소행성의 생성과 파괴를 통제했고, 소행성의 지질학적 [34]진화의 주요 요인으로 여겨진다.

콘드룰, 금속 알갱이 및 다른 구성 요소들이 태양 성운에서 형성되었을 가능성이 있습니다.이것들은 합쳐져서 모체 소행성을 형성했다.이 물체들 중 일부는 그 후 녹아서 금속 코어들과 감람석이 풍부한 맨틀을 형성했고, 다른 것들은 수성으로 바뀌었다.[34]소행성이 냉각된 후 45억 년 동안 충돌에 의해 침식되거나 붕괴되었다.[35]

강착이 발생하려면 충돌 속도가 탈출 속도의 약 2배 미만이어야 한다. 이 속도는 반경 100km([34]60mi) 소행성의 경우 약 140m/s(460ft/s)이다.소행성대의 단순한 강착 모형은 일반적으로 마이크로미터 크기의 먼지 입자가 서로 달라붙어 성운의 중간면에 침하되어 밀도가 높은 먼지 층을 형성한다고 가정합니다. 먼지 층은 중력 때문에 킬로미터 크기의 미행성 원반으로 변환됩니다.하지만, 몇몇[which?] 주장들은 소행성이 이런 [34]식으로 접근하지 않았을 수도 있다는 것을 암시한다.

혜성 강착

486958 아로코스, 카이퍼 벨트 개체로 행성이 성장한 최초의 미행성이라고 생각됨

혜성 또는 혜성의 전구체는 행성이 [36]형성되기 수백만 년 전에 태양계 바깥에서 형성되었습니다.혜성이 어떻게 그리고 언제 형성되었는지는 태양계의 형성, 역학, 그리고 지질학에 뚜렷한 영향을 미치며 논의된다.3차원 컴퓨터 시뮬레이션에 따르면 혜성핵에서 관측된 주요 구조적 특징은 약한 [37][38]혜성의 쌍방향 저속 강착으로 설명될 수 있다.현재 선호되는 형성 메커니즘은 혜성이 행성이 성장한 [39][40][41]최초의 미행성 "구성 요소"의 잔재일 수 있다는 성운 가설이다.

천문학자들은 혜성이 오르트 구름과 산란된 [42]원반 둘 다에서 기원한다고 생각한다.산란 원반은 해왕성이 당시 태양에 훨씬 더 가까웠던 원시 카이퍼 벨트로 바깥쪽으로 이동했을 때 생성되었고, 그 후 그 궤도에 의해 절대 영향을 받지 않는 역동적으로 안정된 물체 집단(카이퍼 벨트 고유)과 해왕성이 여전히 교란할 수 있을 만큼 근일점이 가까운 집단들이 남겨졌다.태양 주위를 도는 가장자리(산란 원반)산란 원반은 역동적으로 활동하며 카이퍼 벨트는 비교적 역동적으로 안정되어 있기 때문에, 현재 산란 원반은 주기 [42]혜성의 가장 유력한 원점으로 여겨지고 있습니다.고전적인 오르트 구름 이론은 반지름이 약 50,000AU(0.24pc)인 오르트 구름은 태양 성운과 동시에 형성되며 거대한 행성이나 별이 근처를 지나 중력에 [43]지장을 일으킬 때 때때로 혜성을 태양계 내부로 방출한다고 말한다.그러한 혜성 구름의 예는 이미 나선 [44]성운에서 발견되었을 수 있습니다.

로제타 혜성 67P/추류모프-게라시멘코 미션은 2015년에 태양의 열이 표면을 통과할 때 매장된 얼음의 증발(승화)을 유발한다는 것을 알아냈다.생성된 수증기 중 일부는 핵에서 빠져나갈 수 있지만,[45] 80%는 표면 아래 층에서 다시 응결됩니다.이러한 관찰은 표면 가까이에 노출되어 있는 얇은 얼음층이 혜성 활동과 진화의 결과일 수 있으며, 혜성의 [45][46]형성 역사 초기에 전지구적 계층화가 반드시 발생하는 것은 아니라는 것을 암시한다.대부분의 과학자들은 혜성의 핵 구조가 이전 [47]세대의 작은 얼음 행성들로 이루어진 가공된 잔해 더미라고 생각했지만, 로제타 임무는 혜성이 이질적인 [48][49]물질들로 이루어진 "고무 더미"라는 생각을 불식시켰다.

「 」를 참조해 주세요.

  • 우주화학 – 우주의 분자와 그 반응에 대한 연구
  • 천문분광학 – 전자기 복사 스펙트럼을 측정하기 위해 분광학을 이용한 천문학 연구
  • 행성 주위의 디스크– 행성 주위에 물질이 축적되어 있습니다.
  • 성간 및 별주변 분자 목록 – 우주에서 검출된 분자
  • 노바 – 백색왜성의 핵폭발
  • 행성상 성운 – 방출 성운 유형
  • Q-PACE – 항성 강착 연구를 위한 우주선 미션
  • 준성
  • 고리 시스템 – 천체 주위를 도는 우주 먼지의 고리
  • 돌무더기 – 중력에 의해 여러 개의 암석으로 이루어진 천체
  • 중력 물리 및 상대성 이론 연대표 – 연대표

레퍼런스

  1. ^ "Science with the VLTI". European Southern Observatory. 8 August 2008. Archived from the original on 24 May 2011. Retrieved 11 April 2011.
  2. ^ Masters, Harris (26 August 2010). "Transcript of The Accretion of Galaxies and Stars". Prezi. Retrieved 8 January 2016.
  3. ^ a b Woolfson, M. M. (March 1993). "The Solar System—its Origin and Evolution". Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society. 34: 1–20. Bibcode:1993QJRAS..34....1W.
    칸트의 입장에 대한 자세한 내용은 다음을 참조하십시오.
  4. ^ Henbest, Nigel (24 August 1991). "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". New Scientist. Retrieved 18 April 2008.
  5. ^ a b c Papaloizou, John C. B.; Terquem, Caroline (28 November 2005). "Planet formation and migration" (PDF). CERN. Retrieved 21 October 2015.
  6. ^ Safronov, Viktor S. (1972) [1969]. Evolution of the Protoplanetary Cloud and Formation of the Earth and the Planets. Jerusalem: Israel Program for Scientific Translations. hdl:2027/uc1.b4387676. ISBN 0-7065-1225-1. NASA Technical Translation F-677.
  7. ^ a b Kereš, Dušan; Davé, Romeel; Fardal, Mark; Faucher-Giguere, C.-A.; Hernquist, Lars; et al. (2010). Gas Accretion in Galaxies (PDF). Massive Galaxies Over Cosmic Time 3. 8–10 November 2010. Tucson, Arizona. National Optical Astronomy Observatory.
  8. ^ a b c d e f g Montmerle, Thierry; Augereau, Jean-Charles; Chaussidon, Marc; Counelle, Mathieu; Marty, Bernard; et al. (June 2006). "Solar System Formation and Early Evolution: the First 100 Million Years". Earth, Moon, and Planets. 98 (1–4): 39–95. Bibcode:2006EM&P...98...39M. doi:10.1007/s11038-006-9087-5. S2CID 120504344.
  9. ^ a b c d Pudritz, Ralph E. (January 2002). "Clustered Star Formation and the Origin of Stellar Masses". Science. 295 (5552): 68–75. Bibcode:2002Sci...295...68P. doi:10.1126/science.1068298. PMID 11778037. S2CID 33585808.
  10. ^ Clark, Paul C.; Bonnell, Ian A. (July 2005). "The onset of collapse in turbulently supported molecular clouds". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 361 (1): 2–16. Bibcode:2005MNRAS.361....2C. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09105.x.
  11. ^ a b c Motte, F.; Andre, P.; Neri, R. (August 1998). "The initial conditions of star formation in the ρ Ophiuchi main cloud: wide-field millimeter continuum mapping". Astronomy and Astrophysics. 336: 150–172. Bibcode:1998A&A...336..150M.
  12. ^ Stahler, Steven W. (September 1988). "Deuterium and the Stellar Birthline". The Astrophysical Journal. 332: 804–825. Bibcode:1988ApJ...332..804S. doi:10.1086/166694.
  13. ^ Mohanty, Subhanjoy; Jayawardhana, Ray; Basri, Gibor (June 2005). "The T Tauri Phase down to Nearly Planetary Masses: Echelle Spectra of 82 Very Low Mass Stars and Brown Dwarfs". The Astrophysical Journal. 626 (1): 498–522. arXiv:astro-ph/0502155. Bibcode:2005ApJ...626..498M. doi:10.1086/429794. S2CID 8462683.
  14. ^ Martin, E. L.; Rebolo, R.; Magazzu, A.; Pavlenko, Ya. V. (February 1994). "Pre-main sequence lithium burning". Astronomy and Astrophysics. 282: 503–517. arXiv:astro-ph/9308047. Bibcode:1994A&A...282..503M.
  15. ^ Hartmann, Lee; Calvet, Nuria; Gullbring, Eric; D'Alessio, Paula (March 1998). "Accretion and the evolution of T Tauri disks". The Astrophysical Journal. 495 (1): 385–400. Bibcode:1998ApJ...495..385H. doi:10.1086/305277.
  16. ^ a b Muzerolle, James; Calvet, Nuria; Hartmann, Lee (April 2001). "Emission-line diagnostics of T Tauri magnetospheric accretion. II. Improved model tests and insights into accretion physics". The Astrophysical Journal. 550 (2): 944–961. Bibcode:2001ApJ...550..944M. doi:10.1086/319779.
  17. ^ Silverberg, Steven M.; Wisniewski, John P.; Kuchner, Marc J.; Lawson, Kellen D.; Bans, Alissa S.; Debes, John H.; Biggs, Joseph R.; Bosch, Milton K. D.; Doll, Katharina; Luca, Hugo A. Durantini; Enachioaie, Alexandru (14 January 2020). "Peter Pan Disks: Long-lived Accretion Disks Around Young M Stars". The Astrophysical Journal. 890 (2): 106. arXiv:2001.05030. Bibcode:2020ApJ...890..106S. doi:10.3847/1538-4357/ab68e6. S2CID 210718358.
  18. ^ Adams, Fred C.; Hollenbach, David; Laughlin, Gregory; Gorti, Uma (August 2004). "Photoevaporation of circumstellar disks due to external far-ultraviolet radiation in stellar aggregates". The Astrophysical Journal. 611 (1): 360–379. arXiv:astro-ph/0404383. Bibcode:2004ApJ...611..360A. doi:10.1086/421989. S2CID 16093937.
  19. ^ a b c Ward, William R. (1996). "Planetary Accretion". ASP Conference Series. Completing the Inventory of the Solar System. 107: 337–361. Bibcode:1996ASPC..107..337W.
  20. ^ a b Chambers, John E. (July 2004). "Planetary accretion in the inner Solar System". Earth and Planetary Science Letters. 233 (3–4): 241–252. Bibcode:2004E&PSL.223..241C. doi:10.1016/j.epsl.2004.04.031.
  21. ^ Küffmeier, Michael (3 April 2015). "What is the meter size barrier?". Astrobites. Retrieved 15 January 2015.
  22. ^ Grishin, Evgeni; et al. (August 2019). "Planet seeding through gas-assisted capture of interstellar objects". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 487 (3): 3324–3332. arXiv:1804.09716. Bibcode:2019MNRAS.487.3324G. doi:10.1093/mnras/stz1505.
  23. ^ a b Birnstiel, T.; Dullemond, C. P.; Brauer, F. (August 2009). "Dust retention in protoplanetary disks". Astronomy and Astrophysics. 503 (1): L5–L8. arXiv:0907.0985. Bibcode:2009A&A...503L...5B. doi:10.1051/0004-6361/200912452. S2CID 12932274.
  24. ^ a b Johansen, A.; Blum, J.; Tanaka, H.; Ormel, C.; Bizzarro, M.; Rickman, H. (2014). "The Multifaceted Planetesimal Formation Process". In Beuther, H.; Klessen, R. S.; Dullemond, C. P.; Henning, T. (eds.). Protostars and Planets VI. University of Arizona Press. pp. 547–570. arXiv:1402.1344. Bibcode:2014prpl.conf..547J. doi:10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch024. ISBN 978-0-8165-3124-0. S2CID 119300087.
  25. ^ Johansen, A.; Jacquet, E.; Cuzzi, J. N.; Morbidelli, A.; Gounelle, M. (2015). "New Paradigms For Asteroid Formation". In Michel, P.; DeMeo, F.; Bottke, W. (eds.). Asteroids IV. Space Science Series. University of Arizona Press. p. 471. arXiv:1505.02941. Bibcode:2015aste.book..471J. doi:10.2458/azu_uapress_9780816532131-ch025. ISBN 978-0-8165-3213-1. S2CID 118709894.
  26. ^ Weidenschilling, S. J.; Spaute, D.; Davis, D. R.; Marzari, F.; Ohtsuki, K. (August 1997). "Accretional Evolution of a Planetesimal Swarm". Icarus. 128 (2): 429–455. Bibcode:1997Icar..128..429W. doi:10.1006/icar.1997.5747.
  27. ^ Kary, David M.; Lissauer, Jack; Greenzweig, Yuval (November 1993). "Nebular Gas Drag and Planetary Accretion". Icarus. 106 (1): 288–307. Bibcode:1993Icar..106..288K. doi:10.1006/icar.1993.1172.
  28. ^ Lewin, Sarah (19 August 2015). "To Build a Gas Giant Planet, Just Add Pebbles". Space.com. Retrieved 22 November 2015.
  29. ^ Lambrechts, M.; Johansen, A. (August 2012). "Rapid growth of gas-giant cores by pebble accretion". Astronomy & Astrophysics. 544: A32. arXiv:1205.3030. Bibcode:2012A&A...544A..32L. doi:10.1051/0004-6361/201219127. S2CID 53961588.
  30. ^ Helled, Ravit; Bodenheimer, Peter (July 2014). "The Formation of Uranus and Neptune: Challenges and Implications for Intermediate-mass Exoplanets". The Astrophysical Journal. 789 (1). 69. arXiv:1404.5018. Bibcode:2014ApJ...789...69H. doi:10.1088/0004-637X/789/1/69. S2CID 118878865.
  31. ^ D'Angelo, Gennaro; Durisen, Richard H.; Lissauer, Jack J. (December 2010). "Giant Planet Formation". In Seager, Sara (ed.). Exoplanets. University of Arizona Press. pp. 319–346. arXiv:1006.5486. Bibcode:2010exop.book..319D. ISBN 978-0-8165-2945-2.
  32. ^ Bennett, Jeffrey; Donahue, Megan; Schneider, Nicholas; Voit, Mark (2014). "Formation of the Solar System". The Cosmic Perspective (7th ed.). San Francisco: Pearson. pp. 136–169. ISBN 978-0-321-89384-0.
  33. ^ a b Johansen, Anders (April 2015). "Growth of asteroids, planetary embryos, and Kuiper belt objects by chondrule accretion". Science Advances. 1 (3): e1500109. arXiv:1503.07347. Bibcode:2015SciA....1E0109J. doi:10.1126/sciadv.1500109. PMC 4640629. PMID 26601169.
  34. ^ a b c d e f Scott, Edward R. D. (2002). "Meteorite Evidence for the Accretion and Collisional Evolution of Asteroids" (PDF). In Bottke Jr., W. F.; Cellino, A.; Paolicchi, P.; Binzel, R. P. (eds.). Asteroids III. University of Arizona Press. pp. 697–709. Bibcode:2002aste.book..697S. ISBN 978-0-8165-2281-1.
  35. ^ Shukolyukov, A.; Lugmair, G. W. (2002). "Chronology of Asteroid Accretion and Differentiation" (PDF). In Bottke Jr., W. F.; Cellino, A.; Paolicchi, P.; Binzel, R. P. (eds.). Asteroids III. pp. 687–695. Bibcode:2002aste.book..687S. ISBN 978-0-8165-2281-1.
  36. ^ "How comets were assembled". University of Bern, via Phys.org. 29 May 2015. Retrieved 8 January 2016.
  37. ^ Jutzi, M.; Asphaug, E. (June 2015). "The shape and structure of cometary nuclei as a result of low-velocity accretion". Science. 348 (6241): 1355–1358. Bibcode:2015Sci...348.1355J. doi:10.1126/science.aaa4747. PMID 26022415. S2CID 36638785.
  38. ^ Weidenschilling, S. J. (June 1997). "The Origin of Comets in the Solar Nebula: A Unified Model". Icarus. 127 (2): 290–306. Bibcode:1997Icar..127..290W. doi:10.1006/icar.1997.5712.
  39. ^ Choi, Charles Q. (15 November 2014). "Comets: Facts About The 'Dirty Snowballs' of Space". Space.com. Retrieved 8 January 2016.
  40. ^ Nuth, Joseph A.; Hill, Hugh G. M.; Kletetschka, Gunther (20 July 2000). "Determining the ages of comets from the fraction of crystalline dust". Nature. 406 (6793): 275–276. Bibcode:2000Natur.406..275N. doi:10.1038/35018516. PMID 10917522. S2CID 4430764.
  41. ^ "How Asteroids and Comets Formed". Science Clarified. Retrieved 16 January 2016.
  42. ^ a b Levison, Harold F.; Donnes, Luke (2007). "Comet Populations and Cometary Dynamics". In McFadden, Lucy-Ann Adams; Weissman, Paul Robert; Johnson, Torrence V. (eds.). Encyclopedia of the Solar System (2nd ed.). Amsterdam: Academic Press. pp. 575–588. ISBN 978-0-12-088589-3.
  43. ^ Greenberg, Richard (1985). "The Origin of Comets among the Accreting Outer Planets". In Carusi, Andrea; Valsecchi, Giovanni B. (eds.). Dynamics of Comets: Their Origin and Evolution. Astrophysics and Space Science Library, Volume 115. Vol. 115. Springer Netherlands. pp. 3–10. Bibcode:1985ASSL..115....3G. doi:10.1007/978-94-009-5400-7_1. ISBN 978-94-010-8884-8.
  44. ^ "Evaporation and Accretion of Extrasolar Comets Following White Dwarf Kicks". Cornell University Department of Astronomy. 2014. Retrieved 22 January 2016.
  45. ^ a b Filacchione, Gianrico; Capaccioni, Fabrizio; Taylor, Matt; Bauer, Markus (13 January 2016). "Exposed ice on Rosetta's comet confirmed as water" (Press release). European Space Agency. Archived from the original on 18 January 2016. Retrieved 14 January 2016.
  46. ^ Filacchione, G.; de Sanctis, M. C.; Capaccioni, F.; Raponi, A.; Tosi, F.; et al. (13 January 2016). "Exposed water ice on the nucleus of comet 67P/Churyumov–Gerasimenko". Nature. 529 (7586): 368–372. Bibcode:2016Natur.529..368F. doi:10.1038/nature16190. PMID 26760209. S2CID 4446724.
  47. ^ Krishna Swamy, K. S. (May 1997). Physics of Comets. World Scientific Series in Astronomy and Astrophysics, Volume 2 (2nd ed.). World Scientific. p. 364. ISBN 981-02-2632-2.
  48. ^ Khan, Amina (31 July 2015). "After a bounce, Rosetta". Los Angeles Times. Retrieved 22 January 2016.
  49. ^ "Rosetta's frequently asked questions". European Space Agency. 2015. Retrieved 22 January 2016.