네버러 가설

Nebular hypothesis
항성형성
LH 95.jpg
객체 클래스
이론개념

성운 가설은 태양계(다른 행성계뿐만 아니라)의 형성과 진화를 설명하기 위해 우주론 분야에서 가장 널리 받아들여지는 모델이다.그것은 태양계가 태양 주위를 도는 가스와 먼지로 형성되었음을 시사한다.이 이론은 임마누엘 칸트에 의해 발전되어 그의 보편적 자연사와 천체론 (1755년)에 발표되었다가 1796년 피에르 라플레이스에 의해 수정되었다.원래 태양계에 적용되었던 행성계 형성의 과정은 현재 우주 전역에 걸쳐 작용하고 있는 것으로 생각된다.현대에 널리 받아들여지는 성운 이론의 변종은 태양 성운 디스크 모델(SNDM) 또는 태양 성운 모델이다.[1]그것은 행성의 거의 원형과 동일 평면 궤도를 포함한 태양계의 다양한 특성, 그리고 태양의 회전과 같은 방향으로의 움직임 등에 대한 설명을 제공했다.원소성 이론의 일부 원소들은 행성 형성의 현대 이론에서 메아리치지만, 대부분의 원소들은 대체되었다.

성운 이론에 따르면, 별들은 거대하고 밀도 높은 분자 구름인 분자 수소의 구름에서 형성된다.이 구름들은 중력적으로 불안정하며, 그 안에 있는 물질들은 더 작은 밀도의 덩어리로 합쳐져서 회전하고, 붕괴하고, 별을 형성한다.항성생성은 복잡한 과정으로, 항상 어린 항성 주위에 기체 원반(propled)을 생산한다.이것은 잘 알려지지 않은 어떤 상황에서 행성을 탄생시킬 수도 있다.따라서 행성계의 형성은 항성 형성의 자연스러운 결과라고 생각된다.태양과 같은 별은 보통 형성되는 데 약 100만 년이 걸리며, 원행성 원반은 향후 1억 년에서 1억 년 사이에 행성계로 진화한다.[2]

원행성 원반은 중심별을 먹여 살리는 축성 원반이다.처음에는 매우 뜨거웠으며, 나중에 이 원반은 T T Tauri 별 스테이지라고 알려진 곳에서 냉각된다; 여기서는 돌과 얼음으로 만들어진 작은 먼지 알갱이 형성이 가능하다.이 알갱이들은 결국 킬로미터 크기의 행성으로 응고될 수 있다.만약 이 원반이 충분히 거대하다면, 폭주하는 억양이 시작되어 10만년에서 30만년 사이에 달-이 화성 크기의 행성 배아로 급속하게 형성된다.항성 근처에서 행성 배아는 몇 개의 지상 행성을 생성하면서 격렬한 합병 단계를 거친다.마지막 단계는 대략 1억년에서 10억년이 걸린다.[2]

거대한 행성의 형성은 더 복잡한 과정이다.행성 배아가 주로 다양한 종류의 얼음으로 만들어진 서리선 너머에서 발생하는 것으로 생각된다.그 결과, 그것들은 원행성 원반의 내부보다 몇 배나 더 거대하다.배아 형성 후 이어지는 것은 완전히 명확하지 않다.일부 배아는 계속 성장하며 결국 디스크에서 수소-헬륨 가스의 첨가를 시작하는 데 필요한 임계치인 5-10의 지구 질량에 도달하는 것으로 보인다.[3]핵에 의한 기체의 축적은 처음에는 수 백만 년 동안 지속되는 느린 과정이지만, 형성되는 프로토플라넷이 약 30 지구 질량()MEarth에 도달한 후에는 가속하여 가출적으로 진행된다.목성과 토성과 같은 행성들은 단지 10,000년 동안 질량의 대부분을 축적하는 것으로 생각된다.가스가 고갈되면 억양이 멈춘다.형성된 행성은 형성 기간이나 형성 후 장거리 이동을 할 수 있다.천왕성과 해왕성과 같은 얼음 거인들은 디스크가 거의 사라졌을 때 너무 늦게 형성된 실패한 코어로 여겨진다.[2]

역사

주요 기사:태양계 형성과 진화 가설의 역사

1734년 에마누엘 스웨덴보그가 처음으로 성운론의 일부를 제안했다는 증거가 있다.[4][5]스웨덴보그의 작품에 정통한 임마누엘 칸트는 1755년 자신의 보편적 자연사와 천체이론을 발표하면서 이 이론을 더욱 발전시켰는데, 여기서 그는 기체 구름(성운)이 서서히 회전하고, 중력 때문에 점차 붕괴되고 평평해져 결국 별과 행성을 형성한다고 주장했다.[1]

피에르 시몬 라플레이스는 1796년[1] 자신의 박람회 du systeme du monde에서 유사한 모델을 독자적으로 개발하여 제안하였다.그는 태양이 원래 태양계 전체에서 확장된 뜨거운 대기를 가지고 있다고 상상했다.그의 이론은 수축과 냉각의 원극성운인 원극성운(원극성운)을 특징으로 했다.이것이 냉각되고 수축되면서, 그것은 더욱 평평해지고 빠르게 회전하여 일련의 기체 고리를 방출하고 그에 따르면, 이 물질로부터 응축된 행성들을 방출한다.그의 모형은 좀 더 디테일하고 더 작은 스케일을 제외하고는 칸트와 비슷했다.[1]19세기에 라플라시안 네블라큘라 모델이 지배하는 동안, 그것은 여러 가지 어려움에 직면했다.주된 문제는 태양과 행성들 사이의 각운동량 분포와 관련이 있었다.행성들은 각운동량의 99%를 가지고 있으며, 이 사실은 네블라 모델로는 설명할 수 없었다.[1]그 결과 천문학자들은 20세기 초에 이 행성 형성 이론을 크게 포기했다.

주요 비판은 19세기 동안 제임스 서기 맥스웰(1831–1879)에게서 나왔다. 그는 고리 내부와 외부 사이의 서로 다른 회전은 물질의 응결을 허용할 수 없다고 주장했다.[6]천문학자인 데이비드 브루스터 경도 1876년 "네버럴 이론을 믿는 사람들은 우리 지구가 태양 대기에서 던져진 고리에서 고체 물질과 대기를 얻어낸 것이 확실하다고 생각한다"고 말하면서 라플레이스를 거부했다. 그 후 태양 대기에서 던져진 고체는 고체 테라큐스 구(terraqueous space)로 수축했고, 그 속에서 달은 샘에 의해 던져졌다.e process".그는 그러한 견해 아래 "달은 반드시 지구의 물이나 공기 중에서 물과 공기를 빼내고 대기를 가지고 있어야 한다"고 주장했다.[7]브루스터는 아이작 뉴턴 경의 종교적 신념이 이전에는 모호한 사상을 무신론에 동조하는 것으로 간주해왔다고 주장하면서 "신성한 힘의 조정 없이 낡은 사상에서 새로운 시스템이 성장한 것이 그에게는 분명히 불합리해 보였다"[8]고 말했다고 인용 보도했다.

라플라시안 모델의 인식된 결핍은 과학자들이 그것을 대체할 만한 것을 찾도록 자극했다.20세기 동안 많은 이론들이 이 문제를 다루었는데, 그 중에는 토마스 체임벌린과 포레스트 몰튼(1901)의 천문학적 이론, 제임스 청바지(1917), 오토 슈미트(1944), 윌리엄 맥크레아(1960), 그리고 마지막으로 마이클 울프슨의 포획 이론 등이 있다.[1]1978년 앤드류 프렌티스(Andrew Fraticice)는 행성 형성에 대한 초기 라플라크 사상을 부활시켰고 현대 라플라크 이론을 발전시켰다.[1]이러한 시도들 중 어느 것도 완전히 성공하지 못했고, 제안된 많은 이론들이 서술적이었다.

현대적으로 널리 받아들여지고 있는 행성 형성의 이론인 태양 흑판 모델(SNDM)의 탄생은 소련의 천문학자 빅토르 사프로노프(Victor Safronov)[9]로부터 비롯될 수 있다.그의 1969년 저서 '원행성 구름의 진화'와 1972년 영어로 번역된 [10]지구와 행성의 형성은 과학자들이 행성의 형성에 대해 생각하는 방식에 오래 지속되는 영향을 미쳤다.[11]이 책에서 행성 형성 과정의 거의 모든 주요 문제들이 공식화되었고 그 중 일부는 해결되었다.사프로노프의 생각은 가출한 억양을 발견한 조지 웨더릴의 작품에서 더욱 발전되었다.[1]원래 태양계에만 적용되었지만, SNDM은 이론가들에 의해 우주 전역에서 일하고 있는 것으로 생각되었다; 2022년 3월 2일 현재 천문학자들은 우리 은하계에서 4,980개의 외계 행성을 발견했다.[12]

태양계 귀두 모형: 성과와 문제점

업적

주변의 젊은 별들을 더 세세하게 감싸고 있는 먼지 원반.[13]

항성 형성 과정은 자연스럽게 젊은 항성 물체 주위에 점착 원반이 나타나는 결과를 낳는다.[14]약 100만 년의 나이에, 별의 100%는 그러한 원반을 가질 수 있다.[15]이러한 결론은 원자와 T 타우리 별 주위의 기체 원반과 먼지 원반 발견과 이론적 고려에 의해 뒷받침된다.[16]이 원반을 관찰한 결과, 그 안에 있는 먼지 알갱이는 짧은 시간(천년)의 크기로 자라 1센티미터 크기의 입자를 만들어 낸다.[17]

1km의 행성이 1000km 크기의 몸체로 성장하는 배설 과정은 이제 잘 이해되었다.[18]이 과정은 행성의 수밀도가 충분히 높은 원반 안에서 전개되며, 런어웨이 방식으로 진행된다.성장은 나중에 느려지고 과두 정치로 계속된다.최종 결과는 항성으로부터의 거리에 따라 달라지는 다양한 크기의 행성 배아의 형성이다.[18]다양한 시뮬레이션은 원행성 원반 내부의 배아 합병이 몇 개의 지구 크기의 신체 형성으로 이어진다는 것을 입증했다.따라서 지구 행성의 기원은 이제 거의 해결된 문제로 간주되고 있다.[19]

시사 문제

억양 디스크의 물리학은 몇 가지 문제에 부딪친다.[20]가장 중요한 것은 원자가 응고하는 물질이 어떻게 각운동량을 상실하느냐 하는 것이다.Hannes Alfvén이 제안한 한 가지 가능한 설명은 T T Tauri 항성 단계에서 태양 바람에 의해 각운동량이 떨어졌다는 것이다.운동량은 비스코스 응력에 의해 디스크의 외부 부분으로 이동된다.[21]점도는 거시적 난류에 의해 발생하지만, 이 난류를 발생시키는 정확한 메커니즘은 잘 이해되지 않는다.각운동량을 발산하기 위한 또 다른 가능한 과정은 자기 제동인데, 여기서 별의 스핀은 그 별의 자기장을 통해 주변 원반으로 전달된다.[22]디스크에서 가스가 사라지는 주요 과정은 점성 확산과 광증진이다.[23][24]

다중 스타 시스템 AS [25]205

행성상체의 형성은 네블라 디스크 모델에서 가장 큰 미해결 문제다.1cm 크기의 입자가 어떻게 1km의 행성으로 합쳐지는지는지는 미스터리다.이 메커니즘은 왜 어떤 별들은 행성을 가지고 있고, 다른 별들은 먼지 벨트조차 가지고 있지 않은지에 대한 질문의 열쇠로 보인다.[26]

거대한 행성의 형성 시기 또한 중요한 문제다.오래된 이론들은 빠르게 사라지는 원행성 원반으로부터 상당한 양의 가스를 축적할 수 있을 만큼 그들의 중심부가 어떻게 충분히 빠르게 형성될 수 있는지를 설명할 수 없었다.[18][27]1,000만 년 미만인7 디스크의 평균 수명은 코어 형성에 필요한 시간보다 짧은 것으로 보였다.[15]이 문제를 해결하기 위해 많은 진전이 이루어졌고 현재 거대 행성 형성의 모델은 현재 약 400만년 혹은 그 이하의 기간 내에 목성(또는 더 많은 거대한 행성)을 형성할 수 있다.[28][29][30]

거대한 행성 형성의 또 다른 잠재적인 문제는 그들의 궤도 이동이다.일부 계산은 디스크와의 상호작용이 급격한 내부이동을 유발할 수 있으며, 이 경우 행성은 정지하지 않으면 "아직도 조비아 이하의 물체로서 중심지역"에 도달하게 된다.[31]보다 최근의 계산은 마이그레이션 중 디스크 진화가 이 문제를 완화시킬 수 있다는 것을 보여준다.[32]

별과 원행성 원반 형성

프로토스타스

주요기사 : 프로토스타
사지타리우스자리 5400광년 떨어진 곳에 위치한 거대한 별 모양의 기체와 먼지 구름인 트리피드 성운의 가시광선(왼쪽)과 적외선(오른쪽) 관측

별들은 차가운 분자수소의 거대한 구름 내부에서 형성되는 것으로 생각되는데, 이 구름은 태양 질량의 약 30만 배와 직경 20파섹의 거대한 분자 구름이다.M☉[2][33]수백만년에 걸쳐 거대한 분자구름은 붕괴되고 분열되기 쉽다.[34]그리고 나서 이 조각들은 작고 빽빽한 중심부를 형성하고, 그것은 결국 별들로 붕괴된다.[33]코어는 태양의 일부에서 몇 배까지 질량이 다양하며 원성(양극성) 성운이라고 불린다.[2]그들은 0.01–0.1 pc(2,000–20,000 AU)의 직경과 대략 10,000–10,000 cm의−3 입자수 밀도를 가지고 있다.[a][33][35]

태양질량 원성운의 초기 붕괴는 약 10만년이 걸린다.[2][33]모든 성운은 일정량의 각운동량으로 시작한다.성운의 중앙부에 있는 가스는 각운동량이 비교적 낮은 빠른 압축을 거치며 원래의 성운 질량의 작은 부분을 포함하는 뜨거운 정수(수축하지 않음) 중심부를 형성한다.[36]이 핵은 별이 될 것의 씨앗을 형성한다.[2][36]붕괴가 계속됨에 따라 각운동량 보존은 주입 봉투의 회전이 가속화됨을 의미하며,[37][38] 이는 가스가 중심핵에 직접 유입되는 것을 크게 방지한다.대신 가스는 적도면 근처로 바깥쪽으로 퍼져 나가면서 원반을 형성하고, 다시 중심부로 올라온다.[2][37][38]중심핵은 점차적으로 덩어리가 자라 젊은 열원생이 된다.[36]이 단계에서 원자와 원반은 폭주하는 봉투에 의해 심하게 가려져 직접 관측할 수 없다.[14]사실 남은 봉투의 불투명도가 너무 높아서 밀리미터파 방사선조차 그 안에서 빠져나오는 데 어려움을 겪는다.[2][14]그러한 물체는 주로 밀리미터파, 밀리미터파 및 밀리미터파 방사선을 방출하는 매우 밝은 응축으로 관측된다.[35]그들은 스펙트럼 등급 0 원자로 분류된다.[14]붕괴는 종종 유추된 디스크의 회전축을 따라 나오는 양극성 유출(jets)을 동반한다.제트기는 항성형성 지역에서 자주 관측된다(Herbig– 참조).하로(HH) 객체).[39]등급 0 원자의 광도는 높다. 태양 질량 원자는 최대 100개의 태양 광도에서 방출될 수 있다.[14]이 에너지의 근원은 중력 붕괴인데, 핵융합이 시작될 만큼 아직 핵이 뜨겁지 않기 때문이다.[36][40]

다른 숨겨진 신생 항성 HH 46/47에서 분자가 유출된 적외선 이미지

원반 위에 있는 그것의 물질들이 계속됨에 따라, 봉투는 결국 얇고 투명해지고 어린 별의 물체(YSO)는 처음에는 원적외선 빛에서 그리고 나중에는 가시적으로 관측할 수 있게 된다.[35]이 무렵 원자는 중수소를 융합하기 시작한다.원자가 충분히 질량(80 목성 질량 이상)MJ이면 수소융합을 따른다.그렇지 않으면 그 질량이 너무 낮으면 그 물체는 갈색 왜성이 된다.[40]새로운 별의 탄생은 붕괴가 시작된 지 약 10만년 후에 일어난다.[2]이 단계에 있는 물체는 1급 원자로 알려져 있는데,[14] 이 원자는 젊은 T 타우리 별, 진화된 원성 또는 젊은 항성 물체라고도 불린다.[14]이때 형성 별은 이미 그것의 질량의 많은 부분을 차지했다: 디스크의 총 질량과 남아 있는 봉투는 중앙 YSO 질량의 10~20%를 초과하지 않는다.[35]

다음 단계에서 봉투는 원반 옆에 모아져 완전히 사라지고 원자는 고전적인 T 타우리 별이 된다.[b]이것은 약 100만년 후에 일어난다.[2]고전 T 타우리 별 주위의 원반 질량은 항성 질량의 약 1~3%이며, 10~10−7−9%의 비율로 응고된다. M ☉ 1년에[43]조울증 제트기도 보통 존재한다.[44]그 억양은 고전적인 T 타우리 별의 모든 독특한 특성들을 설명한다: 방출 선의 강한 유동성(별의 내인성 유도의 최대 100%), 자기 활동, 광도 변이성 및 제트.[45]이 방출 선은 실제로 응고된 가스가 별의 "표면"에 부딪히면서 형성되는데, 이것은 자기 극 주변에서 발생한다.[45]제트는 증식의 부산물이다: 그들은 과도한 각운동량을 제거한다.고전적인 T 타우리의 무대는 약 1,000만 년 동안 지속된다.[2]원반은 결국 중심별에 대한 점착, 행성 형성, 제트에 의한 방출, 중심별과 인근 별의 자외선 방사선에 의한 광증진 등으로 사라진다.[46]그 결과 이 젊은 별은 약하게 일렬로 늘어선 T 타우리 별이 되고, 이 별은 수억 년에 걸쳐 서서히 평범한 태양과 같은 별로 진화한다.[36]

원행성 디스크

참고 항목: 원행성 디스크 및 행성 최소값
향상된 영상 공정(2014년 4월 24일)을 사용하여 HD 141943 및 HD 191089 젊은 별의 HST 아카이브 영상에서 검출된 파편 디스크.[47]

어떤 상황에서는 현재 원반행성이라고 할 수 있는 원반이 행성계를 탄생시킬 수도 있다.[2]원행성 원반은 젊은 항성 군집의 매우 높은 비율의 항성 주변에서 관찰되었다.[15][48]그것들은 별의 형성이 시작될 때부터 존재하지만, 가장 이른 단계에서는 주위 봉투의 불투명성 때문에 관측할 수 없다.[14]0등급 원자의 원반은 질량이 크고 뜨거울 것으로 생각된다.그것은 중앙 원자를 먹이는 배설 디스크다.[37][38]온도는 5AU 내에서는 400K, 1AU 내에서는 1,000K를 쉽게 초과할 수 있다.[49]디스크의 난방은 주로 그 안의 난기류의 점성 소산 및 성운에서 나오는 기체의 침입에 의해 발생한다.[37][38]내부 원반의 높은 온도로 인해 대부분의 휘발성 물질인 물, 유기체, 그리고 일부 암석들이 증발하여 철과 같은 가장 난해한 원소만 남게 된다.얼음은 디스크의 바깥 부분에서만 생존할 수 있다.[49]

오리온 성운에 형성된 원행성 원반

점성 원반 물리학의 주요 문제는 난류의 발생과 고효과의 점성을 담당하는 메커니즘이다.[2]난류 점도는 질량을 중앙 원자로 전달하고 운동량을 디스크 주변으로 전달하는 데 영향을 미치는 것으로 생각된다.이것은 기체가 바깥쪽으로 표류하는 기체의 작은 부분에 의해 운반되어야 하는 각운동량의 대부분을 상실해야만 중심 원자에 의해 기체가 응축될 수 있기 때문에, 이것은 기체에 필수적이다.[37][50]이 과정의 결과는 원자와 원반경의 성장으로, 성운의 초기 각운동량이 충분히 클 경우 1,000AU에 이를 수 있다.[38]큰 원반은 오리온 성운과 같은 많은 항성형성 지역에서 일상적으로 관찰된다.[16]

젊은 스타 HD 142527 주변의 디스크와 가스 흐름에 대한 아티스트의 인상.[51]

액상 디스크의 수명은 약 1000만년이다.[15]별이 고전적인 T-Tauri 단계에 다다를 무렵에는 디스크가 얇아지고 식는다.[43]휘발성이 적은 물질은 중심부에서 가까운 곳에서 응축되기 시작하여 결정 규산염을 함유한 0.1~1μm의 먼지 알갱이를 형성한다.[17]외부 원반에서 물질의 운반은 이 새로 형성된 먼지 알갱이와 유기물과 다른 휘발성 물질을 포함하는 원시 알갱이를 섞을 수 있다.이러한 혼합은 원시 운석에 성간 알갱이가 존재하거나 혜성의 내화성 포함과 같은 태양계 신체의 구성에서 몇 가지 특성을 설명할 수 있다.[49]

매우 젊은 타입 A V 별(NASA 아티스트의 구상)인 베타 픽토리스(Beta Pictoris)를 중심으로 엑소코메트(exocomety)와 다른 행성상시말(flinetesimal)을 포함한 다양한 행성 형성 과정.

먼지 입자는 밀집한 디스크 환경에서 서로 달라붙는 경향이 있어 최대 수 센티미터의 크기까지 더 큰 입자가 형성된다.[52]분진 처리 및 응고 신호는 어린 디스크의 적외선 스펙트럼에서 관찰된다.[17]추가적인 집계는 행성의 구성 요소인 가로 1km 또는 그 이상의 행성을 형성하게 할 수 있다.[2][52]지구적 형성은 먼지 입자가 커질수록 단순 고착은 효과가 없어지기 때문에 디스크 물리학의 또 다른 미해결 문제다.[26]

한 가지 가설은 중력의 불안정성에 의한 형성이다.수 센티미터 이상의 입자들은 디스크의 중간 평면 근처에 천천히 정착하여 매우 얇고 100 km 미만의 밀집된 층을 형성한다.이 층은 중력이 불안정하여 수많은 덩어리로 쪼개질 수 있으며, 이는 결국 행성상적으로 붕괴된다.[2][26]그러나 중간 평면 근처의 가스 디스크와 고형물의 속도 차이는 난류를 발생시킬 수 있으며, 중력 불안정성으로 인해 층이 조각날 정도로 얇아지는 것을 막을 수 있다.[53]이것은 중력 불안정성을 통한 행성의 형성을 고형분 농도가 강화된 디스크의 특정 위치로 제한할 수 있다.[54]

행성의 형성을 위한 또 다른 가능한 메커니즘은 기체를 통해 선회하는 입자가 느끼는 드래그가 국소 농도의 성장을 유발하는 피드백 효과를 생성하는 스트리밍 불안정성이다.이러한 국소 농도는 기체를 밀어내면서 입자가 느끼는 역풍이 더 작은 지역을 만든다.따라서 그 농도는 더 빠르게 공전할 수 있고 방사상 표류를 덜 겪는다.고립된 입자들은 그들이 추월당하거나 그들이 질량을 증가시키기 위해 안쪽으로 표류할 때 이 농도에 합류한다.결국 이 농도들은 거대한 필라멘트를 형성하고 중력 붕괴를 겪으며 거대한 소행성의 크기를 형성한다.[55]

행성 형성은 또한 디스크 자체 내의 중력 불안정성에 의해 촉발될 수 있으며, 이것은 그것의 분열을 덩어리로 이끈다.그들 중 일부는, 충분히 밀도가 높으면, 붕괴할 것이고,[50] 이것은 1,000년이라는 시간대에 가스 거대 행성과 심지어 갈색 왜성의 빠른 형성을 초래할 수 있다.[56]만약 붕괴가 진행되면서 이 덩어리들이 안쪽으로 이동한다면, 별에서 오는 조력력은 더 작은 몸을 남겨두고 상당한 대량 손실을 초래할 수 있다.[57]그러나 0.3보다 큰 대용량 디스크에서만 가능하다.M☉. 비교했을 때, 일반적인 디스크 질량은 0.01–0.03이다.M거대한 원반이 드물기 때문에 행성 형성의 메커니즘은 드물다고 생각된다☉.[2][20]반면 갈색 왜성의 형성에 큰 역할을 할 수도 있다.[58]

소행성 충돌—행성을 건설한다(예술가 개념).

원행성 디스크의 궁극적인 방산은 여러 가지 다른 메커니즘에 의해 촉발된다.원반의 내부는 별에 의해 응축되거나 양극성 제트에 의해 배출되는 반면,[43][44] 외부는 T 타우리 단계나[59] 근처의 별에 의해 별의 강력한 자외선에 의해 증발할 수 있다.[46]중앙 부분의 가스는 증가하는 행성에 의해 가속되거나 배출될 수 있고, 작은 먼지 입자들은 중앙 별의 방사선 압력에 의해 배출된다.마침내 남은 것은 행성계, 행성이 없는 먼지의 잔존 원반, 혹은 행성상들이 형성되지 못하면 아무것도 아니다.[2]

행성상들은 너무 많고, 원행성 원반 전체에 퍼져있기 때문에, 일부는 행성계의 형성에 살아남는다.소행성은 점점 더 작은 조각으로 서로를 점점 더 작게 분해하는 좌상행성으로 이해되는 반면, 혜성은 일반적으로 행성계의 더 먼 곳에서 온 행성상이다.운석은 행성 표면에 도달하는 행성의 표본이며, 태양계의 형성에 대한 많은 정보를 제공한다.원시형 운석은 열분화가 일어나지 않은 저질량 행성들의 덩어리인 반면 가공형 운석은 산산조각 난 거대한 행성들의 덩어리인 것이다.[60]성간 물체가 포착되어 젊은 태양계의 일부가 될 수 있었다.[61]

행성 형성

록키 행성

태양 흑판 모델에 따르면, 얼음과 다른 물질들이 곡물로 응결되는 것을 막을 수 있을 정도로 온도가 높은 원시 행성 원반 내부에서 암석 행성이 형성된다.[62]이것은 순전히 바위투성이의 곡식을 응고시키고 나중에 바위투성이 행성들을 형성하는 결과를 낳는다.[c][62]그러한 조건들은 태양과 같은 별의 원반의 내부 3-4AU 부분에 존재하는 것으로 생각된다.[2]

지름이 약 1km인 작은 행성들이 이런저런 방법으로 형성된 후, 폭주 억양이 시작된다.[18]R과 M이 각각 성장체의 반지름과 질량인 R4~M에4/3 비례해 대량증식률을 가출이라고 한다.[63]특정(질량으로 나눈) 성장은 질량이 증가함에 따라 가속된다.이것은 작은 것을 희생하고 큰 것을 선호하는 성장으로 이끈다.[18]이 가출된 배설물은 1만년에서 10만년 사이에 지속되며, 가장 큰 시체가 지름 약 1,000km를 넘을 때 끝난다.[18]점착 속도가 느려지는 것은 나머지 행성에서 큰 신체에 의한 중력 섭동에 의해 발생한다.[18][63]게다가, 더 큰 신체의 영향은 더 작은 신체의 성장을 멈추게 한다.[18]

그 다음 단계는 과두교적 억양이라고 불린다.[18]그것은 수백 개의 가장 큰 몸체들 즉, 행성을 서서히 부식시키는 것을 계속하는 올리가치가 지배하는 것이 특징이다.[18]과두정치를 제외한 그 어떤 몸도 자랄 수 없다.[63]이 단계에서 억양의 비율은 R에2 비례하며, 이는 과두부의 기하학적 단면에서 파생된다.[63]특정 첨가율은 M에−1/3 비례하며, 체중의 질량에 따라 감소한다.이것은 더 작은 과두 정치인들이 더 큰 과두 정치인들을 따라잡을 수 있게 한다.과두부는 약 10·Hr(Hr=a(1-e)(M/3Ms)1/3의 거리에 유지되며, 여기서 a는 반조르 축, e는 궤도 편심, M은s 중심별의 질량)이 나머지 행성의 영향으로 서로 떨어져 있다.[18]그들의 궤도 이심률과 경향은 여전히 작다.과두정도는 행성상들이 그들 주위의 원반에서 소진될 때까지 계속 생겨난다.[18]때때로 근처의 과두정치가 합쳐지기도 한다.과두부의 최종 질량은 항성으로부터의 거리와 행성의 표면 밀도에 따라 달라지며 분리 질량이라고 불린다.[63]암석 행성의 경우 0.1까지이다.M또는 하나의 화성 질량Earth.[2]과두정치의 최종 결과는 화성 크기의 행성 배아에서 약 100개의 달-달-달-달-달이 균일하게 10/H로 형성되는 것이다r.[19]그것들은 원반 내부의 틈새에 살고 있으며 남아있는 행성상들의 고리에 의해 분리되는 것으로 생각된다.이 단계는 수십만 년을 지속할 것으로 생각된다.[2][18]

암석 행성 형성의 마지막 단계는 합병 단계다.[2]적은 수의 행성만이 남아 있고 배아는 서로 동요할 만큼 거대해져 궤도가 혼란스러워질 때 시작된다.[19]이 단계 동안 배아는 남아있는 행성들을 배출하고, 서로 충돌한다.1000만 년에서 1억 년 동안 지속되는 이 과정의 결과는 한정된 수의 지구 크기의 육체가 형성되는 것이다.시뮬레이션을 통해 살아남은 행성의 수가 평균 2개에서 5개 사이라는 것을 알 수 있다.[2][19][60][64]태양계에서 그것들은 지구와 금성으로 대표될 수 있다.[19]두 행성의 형성은 약 10-20개의 배아를 병합해야 했고, 같은 수의 배아는 태양계 밖으로 던져졌다.[60]소행성대에서 발원한 배아 중 일부는 지구에 물을 가져온 것으로 추정된다.[62]화성과 수성은 그 라이벌 관계에서 살아남은 남아 있는 배아로 간주될 수 있다.[60]가까스로 합쳐진 암석 행성들은 결국 어느 정도 안정된 궤도에 정착하게 되는데, 왜 행성계가 일반적으로 한계에 다다르는지, 다시 말해 왜 항상 불안정한 상태에 있는 것처럼 보이는지를 설명해준다.[19]

거대 행성

피스키스 오스트리누스 별자리에서 가장 밝은 별인 포말하우트 주변의 먼지 원반.원반의 비대칭은 항성을 공전하는 거대한 행성(혹은 행성)에 의해 야기될 수 있다.

거대 행성의 형성은 행성 과학에서 두드러진 문제다.[20]태양계 기형의 틀에는 그 형성을 위한 두 가지 이론이 존재한다.첫 번째는 디스크 불안정 모델인데, 거대한 행성이 그것의 중력 단편화의 결과로 거대한 원반형 행성에서 형성된다(위 참조).[56]두 번째 가능성은 핵 불안정 모델이라고도 알려진 노심 축출 모델이다.[20][32]비교적 질량이 낮은 원반(0.1 미만)에서 거대 행성의 형성을 설명할 수 있기 때문에 후자의 시나리오가 가장 유망하다고 생각된다.M이 모형에서 거대한 행성 형성은 두 단계로 나뉜다☉:[32] a) 약 10개의 중심핵의 점착MEarth 및 b) 원행성 원반에서 가스가 유입된다.[2][20][65]두 가지 방법 모두 갈색 왜성의 생성으로 이어질 수도 있다.[29][66]2011년 현재 조사 결과 노심 축소가 지배적인 형성 메커니즘일 가능성이 높은 것으로 나타났다.[66]

거대한 행성 중심 형성은 지구 행성 형성의 선을 따라 대략적으로 진행된다고 생각된다.[18]그것은 급격한 성장을 겪는 행성상 시멘탈로부터 시작되며, 그 다음으로 느린 과두정치 단계가 뒤따른다.[63]가설은 행성계의 외부 부분에서의 행성 배아들 사이의 충돌 가능성이 낮기 때문에 합병 단계를 예측하지 않는다.[63]또 다른 차이점은 행성의 구성이다. 행성은 소위 서리선 너머에 형성되고 주로 얼음으로 구성된다. 얼음 대 암석의 비율은 약 4 대 1이다.[27]이것은 행성들의 질량을 4배 증가시킨다.그러나 지상 행성 형성이 가능한 최소 질량 성운은 1-2만 형성할 수 있다.MEarth 1000만년 이내에 목성(5AU)의 거리에 있는 코어.[63]후자의 숫자는 태양과 같은 별 주위의 기체 원반의 평균 수명을 나타낸다.[15]제안된 해결책에는 디스크의 질량 향상 - 10배만 증가하면 충분할 것;[63] 배아가 더 많은 행성을 형성할 수 있도록 하는 원시행성 이동;[27] 그리고 마지막으로 배아의 기체 봉투에 있는 가스 질소로 인한 가스 질량으로 인한 증가가 포함된다.[27][30][67]위에서 언급한 생각들의 어떤 조합은 목성과 어쩌면 토성과 같은 가스 거대 행성의 중심부의 형성을 설명할 수 있을 것이다.[20]천왕성과 해왕성과 같은 행성의 형성은 중앙 별에서 20~30AU 떨어진 거리에서 코어의 위치 형성을 제공할 수 있는 이론이 없기 때문에 더 문제가 있다.[2]한 가지 가설은 그들이 처음에 목성-토성 지역에서 나타났다가 흩어져 현재의 위치로 이주했다는 것이다.[68]또 다른 가능한 해결책은 조약돌 억제를 통해 거대 행성의 중심부를 성장시키는 것이다.직경 1cm에서 1m 사이의 조약돌에서 거대한 몸통 쪽으로 떨어지는 물체는 가스 끌기에 의해 충분히 느려져 그 쪽으로 나선형으로 떨어져 붙는다.조약돌 억양을 통한 성장은 행성들의 억제에 의해서보다 1000배 정도 더 빠를 수 있다.[69]

코어의 질량이 충분할 경우(5-10)MEarth() 주변 원반에서 가스를 모으기 시작한다.[2]초기에는 느리게 진행되어 코어 덩어리가 30까지 증가한다.MEarth 몇 백만 년 [27][67]후에그 후, 첨가율은 급격히 증가하며, 질량의 나머지 90%는 약 1만년 후에 축적된다.[67]가스의 증착은 디스크로부터의 공급이 소진될 때 멈춘다.[65]이것은 원행성 원반과 원반 분산에 밀도 갭이 형성되기 때문에 점진적으로 발생한다.[32][70]이 거대한 얼음 모형에서, 우라누스와 넵튠은 거의 모든 가스가 이미 사라졌을 때, 너무 늦게 가스가 유입되기 시작한 실패한 중심부들이다.도주 후 가스 배출 단계는 새로 형성된 거대 행성의 이동과 지속적인 느린 가스 배출이 특징이다.[70]이주는 남은 디스크와의 틈새에 앉아 있는 행성의 상호작용에 의해 발생한다.그것은 원행성 원반이 사라지거나 원반의 끝에 도달하면 정지한다.후자의 경우는 이른바 핫주피터에 해당하는데, 원행성 원반의 내부 구멍에 도달했을 때 이주를 중단했을 가능성이 높다.[70]

이 화가의 구상에서는 행성이 근처의 별의 먼지투성이의 행성 형성 원반에서 개간지(갭)를 통해 회전한다.

거대한 행성은 지구 행성 형성에 상당한 영향을 미칠 수 있다.거인의 존재는 지구 행성 지역(태양계 4AU 내부)에서 행성상 및 배아의 기이함과 경향(코자이 메커니즘 참조)을 증가시키는 경향이 있다.[60][64]만약 거대한 행성이 너무 일찍 형성된다면, 그들은 내부 행성들의 억양을 늦추거나 막을 수 있다.이들이 태양계에서 일어났다고 생각되는 과두정기 말기에 형성되면 행성 배아의 병합에 영향을 미쳐 더욱 폭력적으로 변하게 된다.[60]그 결과, 지구 행성의 수는 줄어들 것이고 그들은 더 거대해질 것이다.[71]게다가, 지구의 행성들이 중심별에 더 가깝게 형성되기 때문에, 이 시스템의 크기는 줄어들 것이다.태양계의 거대 행성들, 특히 목성의 행성들의 영향은 지구 행성들과 상대적으로 멀리 떨어져 있기 때문에 제한되었던 것으로 생각된다.[71]

거대한 행성들과 인접한 행성계의 영역은 다른 방식으로 영향을 받을 것이다.[64]그러한 지역에서, 배아의 기이함이 너무 커져서 배아가 거대한 행성으로 가까이 지나갈 수 있고, 그래서 배아가 시스템에서 배출될 수도 있다.[d][60][64]만약 모든 배아가 제거된다면, 이 지역에는 어떤 행성도 형성되지 않을 것이다.[64]또 다른 결과는 거대한 행성들이 태아의 도움 없이는 모든 행성들을 제거할 수 없기 때문에 많은 수의 작은 행성들이 남아있을 것이라는 것이다.나머지 행성들의 총 질량은 작을 것이다. 왜냐하면 배아 전 배아와 거대한 행성의 누적 작용은 여전히 작은 몸의 99%를 제거할 수 있을 만큼 충분히 강하기 때문이다.[60]그러한 지역은 결국 태양으로부터 2AU에서 4AU에 위치한 태양계 소행성 벨트를 완전히 아날로그화한 소행성 벨트로 진화할 것이다.[60][64]

엑소플라넷

지난 20년 동안 수천 개의 외부 행성이 확인되었다.이 행성들 중 많은 행성들과 행성들의 시스템들의 궤도는 태양계에 있는 행성들과 현저하게 다르다.발견된 외행성에는 열-주피터, 온-주피터, 초-지구, 빽빽하게 채워진 내행성의 시스템이 포함된다.

핫 주피터와 웜 주피터는 형성 과정이나 형성 과정을 따라 현재의 궤도로 이동한 것으로 생각된다.이 마이그레이션을 위해 가능한 여러 메커니즘이 제안되었다.제1형식 또는 제2형식 이동은 행성 궤도의 반조르 축을 부드럽게 감소시켜 온난 또는 고온 주피터를 발생시킬 수 있다.다른 행성들에 의한 중력이 항성 근처에 있는 심층 궤도를 가진 편심 궤도로 흩어진 후 항성과의 조석 상호작용에 의해 궤도가 순환되는 것은 가까운 궤도에 행성을 남길 수 있다.기울어진 궤도에 있는 거대한 동반 행성이나 항성이 코자이 메커니즘을 통해 편심 성향을 변화시켰다면 편심성을 높이고 순환에 따른 상심도를 낮추는 것도 근접한 궤도를 형성할 수 있다.목성 크기의 많은 행성들은 공명에 있을 때 이주가 또한 기이한 현상을 일으킬 수 있지만, 행성들 간에 중력 충돌이 일어났다는 것을 나타낼 수 있는 기이한 궤도를 가지고 있다.[72]초지구 궤도를 촘촘히 선회하는 뜨거운 주피터의 현장 성장도 제안되었다.이 가설의 중심은 국소적으로 또는 더 먼 거리에 형성되어 별에 가깝게 이동했을 수 있다.[73]

초지구와 다른 근접 궤도를 선회하는 행성들은 상황이나 외부, 즉 그들의 초기 위치에서 내부로 이동했다고 여겨진다.[74]근접하게 궤도를 선회하는 초지구의 상황 형성은 거대한 원반, 충돌과 합병에 따른 행성 배아의 이동, 또는 원반 더 먼 곳으로부터 작은 고체의 방사상 표류 등을 필요로 할 것이다.초지구, 즉 이들을 형성하기 위해 충돌한 배아의 이동은 질량이 작아 1형이었을 가능성이 높다.일부 외부 행성계 시스템의 공명 궤도는 이들 시스템에서 일부 마이그레이션이 발생했음을 나타내는 반면, 공명에 있지 않은 다른 많은 시스템에서 궤도의 간격은 가스 디스크의 소산 후 해당 시스템에서 불안정성이 발생할 가능성이 있음을 나타낸다.태양계에서 슈퍼 지구와 근접하게 궤도를 선회하는 행성의 부재는 목성의 이전 형성이 그들의 내부 이주를 차단했기 때문일 것이다.[75]

현장에서 형성된 초지구에서 발생하는 가스의 양은 가스 디스크의 소산에 따른 거대한 충격으로 행성 배아가 언제 합쳐지느냐에 따라 달라질 수 있다.가스 원반이 지구 행성들을 소멸시킨 후에 합병이 이루어진다면, 변환 원반에서 질량의 몇 퍼센트가 포함된 가스 봉투를 가진 슈퍼 지구도 형성될 수 있다.만약 합병이 너무 일찍 일어나면 가스가 폭발하여 가스 대기업이 형성될 수도 있다.합병은 가스디스크로 인한 역동적인 마찰이 충돌을 방지하기에 불충분해 질 때 시작되는데, 이것은 더 높은 금속성 디스크에서 더 일찍 시작될 과정이다.[76]대신 봉투가 정수 평형 상태가 아니기 때문에 가스 배출이 제한될 수 있으며, 대신 가스가 봉투에 흘러 들어가 성장이 느려지고 노심의 질량이 15개의 지구 질량에 도달할 때까지 가스가 가스를 방출하는 것을 지연시킬 수 있다.[77]

억양의 의미

원행성 원반(processation disk)이라는 용어의 사용은 행성상 원반(process) 과정에 대한 혼동을 초래한다.원행성 원반은 때로 억양 원반이라고 부르기도 하는데, 왜냐하면 어린 T 타우리와 같은 원자가 여전히 수축하고 있는 동안, 기체 물질은 디스크의 안쪽 가장자리에서 표면으로 떠오르면서 그것 위로 떨어질 수 있기 때문이다.[38]첨가 원반에는 더 큰 반지름에서 더 작은 반지름으로 가는 질량의 순유속이 있다.[21]

그러나 그 의미는 행성을 형성하는 억양의 과정과 혼동해서는 안 된다.이러한 맥락에서, 억양은 원행성 원반에서 원자를 공전하는 냉각되고 굳어진 먼지와 얼음의 알갱이가 충돌하여 달라붙어 점차적으로 성장하는 과정을 말하며, 규모가 큰 행성들 사이의 고에너지 충돌까지 포함시킨다.[18]

게다가, 이 거대한 행성들은 아마도 그 단어의 첫 번째 의미에 그들 자신의 배설 원반을 가지고 있었을 것이다.[78]포획된 수소와 헬륨 가스의 구름은 수축, 회전, 평탄화, 가스를 각각의 거대한 원뿔형의 표면에 침전시켰고, 그 원반 안에 있는 단단한 물체들은 거대한 행성의 일반 달로 유입되었다.[79]

참고 항목

메모들

  1. ^ 해수면에서 공기의 입자 번호 밀도(2)와 비교한다.8×10cm19−3.
  2. ^ T 타우리 별은 질량이 약 2.5 미만인 젊은 별이다.M☉ 격상된 활동 수준을 보이다약하게 줄지어 서 있는 T 타우리와 고전적인 T 타우리의 두 부류로 나뉜다.[41]후자는 발작 원반을 가지고 있으며 고온 가스를 계속 첨가하고 있는데, 이는 스펙트럼의 강한 방출선에 의해 그 자체로 나타난다.전자는 증식 디스크를 가지고 있지 않다.고전적인 T 타우리의 별들은 힘없이 줄지어 있는 T 타우리의 별들로 진화한다.[42]
  3. ^ 태양으로부터 2.5~4AU 떨어진 지상 행성 지역의 바깥쪽 가장자리 근처의 행성은 얼음을 어느 정도 축적할 수 있다.하지만 태양계의 바깥쪽 메인 벨트처럼 암석들이 여전히 지배할 것이다.[62]
  4. ^ 변종으로서 그들은 중심별이나 거대한 행성과 충돌할 수 있다.

참조

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