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星云假说（英语：Nebular hypothesis）是在天体演化学中用以解释太阳系的形成与演化最被广泛接受的模型。它提出太阳系是在星云物质中形成的，这个理论最早是伊曼努尔·康德于1755年发表在自然史和天空理论（英语：Universal Natural History and Theory of Heaven）。起初使用在太阳系的行星系统形成过程，现在更应用在宇宙的工作中[1]。被广泛接受的变体现代星云假说是太阳星云盘假说（solar nebular disk model，SNDM）或简单的太阳星云模型[2]。这个星云假说提供太阳系各种性质的解释，包括行星轨道接近圆形和共轨道面，和它们的运动方向与太阳自转方向的一致性。一些星云假说的元素反映在现代的行星形成，但大多数的元素已经被取代。

依据星云假说，形成恒星的云是大质量和浓稠的分子氢－巨分子云（giant molecular cloud，GMC）。这些云是引力不稳定，并且物质在内部密集丛生的合并，然后旋转、坍缩形成恒星。恒星形成是一个复杂的过程，总是先在年轻恒星周围形成气体的原行星盘。在某些情况下这可能孕育行星，但尚不清楚。因此，行星系统的形成被认为是恒星形成的自然结果。一颗类似太阳的恒星通常需要100万年的时间来形成，从原行星盘发展出行星系统还需要再1000万年[1]。

原行星盘是喂养中心恒星的吸积盘。起初很热，稍后盘面逐渐变冷，成为所谓的金牛T星阶段；此时，可能是岩石和冰的小尘埃颗粒形成。颗粒最终可能凝聚成公里尺度的微行星。如果盘有足够的质量，增长会开始失控，导致迅速 －100,000年到300,000年－ 形成月球到火星大小的原行星。临近恒星，原行星会经过暴力的合并，生成几颗类地行星。这个阶段可能要经历1亿年至10亿年[1]。

巨行星的形成是一个更复杂的过程。它被认为要越过冻结线才会发生，在哪里元行星主要由各种类型的冰组成。其结果是，它们会比原行星盘内侧的巨大许多倍。原行星形成后的演化并不完全清楚，有些原行星会继续成长，最终达到5-10地球质量－临界值，必须开始从盘中吸积氢和氦。由核心积累气体在开始时是很缓慢的，需要持续数百万年，但是在原行星的质量达到30地球质量（M🜨），它就会以失控的速率加速吸收。像木星和土星这样的行星，被认为只要一万年就能累积如此大量的质量。当气体耗尽时，吸积就停止了。在形成的期间或形成之后，行星都可以长距离的迁移。冰巨星像是天王星和海王星，被认为是失败的核心，形成得太晚而盘面几乎已经消失了[1]。

历史

主条目：太阳系形成与演化假说的历史

有证据显示伊曼纽·斯威登堡在1734年首次提出星云假说的一部分[3]。1755年，伊曼努尔·康德在斯威登堡所做工作的基础上更进一步，发表《自然史和天空理论》，认为气体云星云缓慢的旋转、由于重力逐渐崩溃和合并，最终形成恒星和行星[2]。

一个类似的模式由皮埃尔-西蒙·拉普拉斯独自发展出来，在1796年提出[2]他的Exposition du systeme du monde。他设想，太阳原来是扩展在整个太阳系的炙热气体。他的理论特色是收缩和冷却的原太阳云 －原太阳星云。因为冷却和收缩，它旋转得更快和变得扁平，投掷出一系列的气态圆环和物质；并且依他说，行星都从这些材料中形成。他的模型，除了更详细和规模更小，其它都与康德类似[2]。拉普拉斯的星云模型在19世纪占了主导地位，但它也遇到一些困难。主要的问题是太阳和行星之间的角动量分配。行星占有99%的角动量，而此一事实不能用星云模型来解释[2]。因此，这个理论的行星形成部分在20世纪初有很大程度被放弃。

主要的批判在19世纪由詹姆斯·克拉克·麦克斯韦提出，他主张环的内层和外层有不同的旋转速度，使得物质不能凝聚[4]。天文学家大卫·布鲁斯特爵士也驳斥说：谁说那些相信星云理论的人说我们的地球是从太阳的大气层抛掷出来，之后收缩形成水陆的球体，月球也由同一历程被投掷出来。他认为根据这种观点，“月球一定也从地球的水和空气获得了一些水和空气，必须有一些大气[5]。”布鲁斯特宣称，艾萨克·牛顿爵士的宗教信仰先前认为星云思想是趋于无神论的，如他所说“新的系统从旧的系统发展出来，但不能从中分享神圣的权力，这看起来似乎很荒谬[6]。”

拉普拉斯模型的失败激发科学家寻找它的替代品的。在20世纪期间提出了许多新的理论，包括汤玛斯·张伯伦和弗雷斯·雷·莫尔顿的微行星理论（1901年）、金斯的潮汐模型（1917年）、奥托·施密特的吸积模型（1944年）、威廉·麦克雷的原行星理论（1960年）和迈克尔·沃尔夫最后提出的捕获说 [2]。在1978年，安德鲁·普伦蒂斯复活了最初的拉普拉斯关于行星形成和发展的想法，发展成现代拉普拉斯理论[2]。但这些企图都没有完全的成功，许多提出的理论都只是描述性。

现在被广泛接受的行星形成理论是太阳星云盘模型（solar nebular disk model，SNDM），其发展可以追溯到苏联天文学家维克托·萨夫罗诺夫[7]。他的书《原行星云的演变与地球和行星的形成》[8]，在1972年被翻译成英文，对科学家们在行星形成路上的发展有长期持久的影响[9]。几乎所有存在于行星形成过程的主要问题，在这本书中都有制定和解决。萨夫罗诺夫的想法在发现失控吸积的乔治·威瑟的作品中得到进一步的开发[2]。虽然最初只是适用于太阳系的太阳星云盘模型，随后被理论家认为可以适用在整个宇宙。直到目前为止（2016年9月1日），我们在银河系已经发现（5,125颗）系外行星，也都应用这个理论[10]。

太阳星云模型：成就和问题

成就

恒星形成过程中，年轻星体周围出现吸积盘是很自然的结果[11]。大约100万的年岁时，恒星可能100%都有这种盘面[12]。这一结论受到原恒星和金牛T星周围发现气体和尘埃盘的支持[13]，对这些盘面的观测显示尘埃颗粒在短时间（千年）的尺度上，产生和增长1cm大小的颗粒[14]。

现在已经了解吸积过程中，如何1公里的微行星长成1,000公里的机构[15]。这一进程中，盘面内任何一处的微行星数量密度必须足够到在一种失控的方式下进行发展。稍后的增长速度减缓，并继续进行寡头式吸积。最终的结果是，取决于与恒星的距离，形成不同大小的行星胚胎[15]。多种模拟的结果证明在原行星盘内侧的胚胎会合并，导致形成几颗地球大小的天体。因此类地行星的出生地被认为是现在极待解决的问题[16]。

目前的结果

吸积盘在物理学上遇到一些问题[17]，其中最重要的就是物质如何经由原恒星的吸积，失去其角动量。汉尼斯·阿尔文提出一个可能的解释是，角动量在金牛T星的阶段经由恒星风流出。这些动量经由盘内的黏滞应力携带至盘面外[18]。黏度通常是宏观的湍流，但产生这种动荡的确切机制尚不清楚。另一种角动量流失的可能过程是磁阻尼，通过恒星磁场的自旋而传输入盘面的周围[19]。负责流失主要过程的是盘面中的气体黏滞扩散和光子的蒸发[20][21]。

微行星的形成是星云盘模型未能解决的最大问题。如何由1cm大小的颗粒凝聚成1Km的微行星仍然是个谜。这个机制似乎是为什么一些恒星有行星，而有些恒星却一无所有，尘埃带是这个问题的关键[22]。

巨行星形成的时间尺度也是一个重要问题。旧的理论并不能解释其核心如何能从快速消失的原行星盘形成和积累足够大量的气体[15][23]。盘面的平均生命期通常小于1,000万年（107）年，显然小于核心形成所必需的时间[12]。对解决个问题已经有了很大的进展，目前的巨型形成模型可以在400万年或更短的时间内形成木星（或质量更大）这样的行星，很好的短于气体盘面的平均寿命[24][25][26]。

巨行星形成的另一个潜在问题是轨道迁移。一些计算表明，与盘面的交互作用可以导致快速的向内移动，如果不停止，结果是这颗行星只能达到中间的区域，成为质量是次木星的天体[27]。更为最近的计算显是在迁移过程中的盘面演化可以减缓这个问题[28]。

恒星和原行星盘的形成

原恒星

主条目：原恒星
 
可见光（左）和红外线（右）看见的三裂星云影像 －位于5,400光年外，在人马座的一个巨大恒星形成区的尘埃云。

恒星被认为是在巨云内部的冷分子氢－大约有30万太阳质量（M☉）和直径20秒差距大的巨分子云－ 形成[1][29]。数百万年来，巨分子云会倾向坍缩和碎裂[30]。这些碎片随后形成小而密的核心，然后坍缩成为恒星[29]。核心的质量范围从太阳的一部份到数倍都有可能，并被称为原恒星云[1]。它们的直径从0.01-0.1秒差距（2,000－20,000AU），和粒子密度大约是 10,000－100,000 cm−3[a][29][31]。

太阳质量的原恒星云的初始坍塌需要大约10万年[1][29]。每个星云开始时都有一定量的角动量。气体位于星云的中间与相对较低的角动量，经历了快速压缩并形成含有原始星云一小部分质量和大量原始星云热流体静力的（未收缩）核心[32]，这个核心形成将来成为恒星的种子[1][32]。随著坍缩的进行，角动量守恒意味著扁平的发展与越来越快的转速[33][34]，这很大程度的阻止了气体直接吸积到中央的核心。相反的，气体被迫在赤道平面的附近向外展开，形成盘状，并反过来吸积至核心[1][33][34]。核心的质量逐渐增长，直到它成为年轻、炙热的原恒星[32]。在这个阶段，原恒星和它的盘面被外面的外壳重重的遮蔽住，并不能直接观察到[11]。事实上，残馀的外壳是不透明的，即使毫米波辐射也被阻绝在它的内部而难以逃逸出来[1][11]。这种天体在观测上是非常明亮的冷凝体，它主要的辐射是毫米波和次毫米波（太赫兹波）[31]，它们以光谱分类被归类为0原恒星[11]。坍缩往往伴随著双极性流 －喷流－ 沿著推测的盘自转轴面发散。这些喷流经常出现在恒星形成区（参见HH天体）[35]。0原恒星的光度非常高 －太阳质量的辐射可能高达太阳的100倍[11]。能量的来源是引力坍缩，而其核心还未热到能够开始核融合反应[32][36]。

 
来自隐藏的新生恒星HH46/47的分子流红外线影像。

随著物质不断的流入盘中，外壳最终变得稀薄和透明，初期恒星体变得可见，最初在在远红外线，后来在可见光也可见[31]。在这时间，原恒星开始融合氘，如果原恒星有足够的质量（大约80木星质量），就会继续融合氢。换言之，如果原恒星的质量太低，它就只能成为棕矮星[36]。这颗新恒星的诞生大约发生在坍塌之后100,000年[1]，在这个阶段的天体是第一级原恒星[11]，也称为金牛T星，或初期恒星体[11]。这时，形成中的恒星已经增生了大部分的质量：盘面和外壳的总质量不会超过中心的初期恒星体（YSO）质量的10-20%[31]。

在下一个阶段，外壳会完全消失，全部被盘面吸收，原恒星成为传统的金牛T星[b]。这大约发生在之后的100万年[1]。环绕著传统金牛T星盘面的质量大约是恒星质量的1-3%，每年增生的速度大约是10−7至10−9 M☉[39]，通常也会存在成对的双极喷流[40]。吸积可以解释传统金牛T星所有的独特属性：强流量的发射谱线（高达恒星本质亮度的100%）、磁活动、光度的变化和喷流[41]。发射线实际上是增生的气体打击在恒星“表面”形成的，它围绕著磁极出现[41]。喷流是吸积的副产品：他们带走了角动量。传统的金牛T星阶段至少大约1,000万年[1]。盘面最终因为吸积至中心的恒星、行星形成、喷流的抛射和紫外线的光致蒸发而消失[42]。其结果是，年轻恒星成为弱线金牛T星，非常缓慢的，超过数亿年，演变成普通的，类似太阳的恒星[32]。

原行星盘

参见：原行星盘和微行星
 
使用改进的成像处理，在哈伯太空望远镜的档案照片中检测到年轻恒星HD 141943和HD 191089的岩屑盘（2014年4月24日）[43]。

在某些情况下的盘面，在此可以称为原行星盘，可能形成行星系 [1]。在年轻的星团周遭，观察到有很高部分的恒星周围有原行星盘环绕著[12][44]。它们从恒星开始形成时就存在，但在最初阶段由于周围的外壳不透明而观测不到[11]。分类为0原恒星的盘面质量暨大且热，它是喂养中心恒星的吸积盘[33][34]，在距离中心5AU以内，温度可以很容易的超过400K，在1AU以内更会超过11,000K[45]。盘内的热主要来自湍流黏度的耗散和从星云侵入的气体[33][34] 。在内盘的高温造成多数的挥发性物质 －水、有机物和一些岩石蒸发，留下的多数是像铁元素这样的耐火材料。冰只能存在盘面的外侧部分[45]。

 
在猎户星云中形成的原行星盘。

吸积盘在物理学上的主要问题是湍流的产生和负责高有效黏度的机制[1]。紊乱的黏滞性被认为是负责运输质量治装央恒星和动量至盘面外围。这对吸积至关重要，因为气体只有失去了大部分的角动量，才能被中央的原恒星吸积，而这必须依靠少量向外漂流的物质来完成[33][46]。这一过程的结果是原恒星和吸积盘的半径都不断地增加，如果星云的初始角动量够大，吸积盘的半径可以达到1,000AU[34]。在许多恒星形成区，像是猎户星云，经常观测到巨大的吸积盘[13]。

艺术家想像下的年轻恒星HD 142527周围的盘面和气体流[47]。

吸积盘的使用寿命大约是1,000万年左右[12]。这时段，恒星达到成为传统金牛T星，盘面变薄和冷却[39]。靠近中心的低挥发性的物质开始凝聚，形成0.1－1μm的尘埃颗粒，其中包括矽酸盐结晶[14]。从外盘进入的物质会与这些新形成的尘粒和原始物混合，其中包含有机物质和其它挥发性物质。这种混合可以解释组成太阳系天体的一些特点，像是在原始的陨石含有星际的颗粒，以及彗星夹杂著耐熔材料[45]。

 
不同的行星形成过程：环绕在非常年轻的AV恒星绘架座β周围的，包括系外彗星和其它微行星（NASA艺术家的概念）。

尘埃颗粒在盘面的环境中倾向彼此密集，形成较大 －几个厘米大小－ 的颗粒[48]。在年轻盘面的红外光谱观察到粉尘形成和凝固的特征[14]，进一步聚集导致形成1公里跨度会更大的微行星，形成建造行星的构造块[1][48]。微行星的生成是盘面物理未解决的问题，因为随著尘埃粒子的增长，简单的胶黏变得无效[22]。

一种形成的假设是肇因于引力不稳定性。几厘米大小或更大的颗粒很缓慢的在盘面中央慢慢成形，形成一个非常薄的平面 －厚度小于100公里－ 和致密层。这一层是引力不稳定的，和可能分段成好几块，并依序坍缩成为微行星[1][22]。然而，气体盘面和靠近中央平面的固体有著不同的速度能够产生乱流，阻止盘面变薄，和由于引力不稳定而产生碎屑[49]。这可能会限制微行星通过引力不稳定性在盘片形成固体浓度增加的地点[50]。

另一种可能形成行星的机制是冲流不稳定性（英语：Streaming instability）。在轨道上被粒子拖曳的气体会感受到阻力产生的回馈作用，造成局部浓度的增长。在逆风中这些浓稠地区气体中较小的颗粒显然会被向后推挤。这些浓稠区域因而可以在轨道上更快的运动，并且有著较小的径向漂移。当这些浓稠区域赶上孤立的微粒，便会将这些颗粒加入；或是这些粒子进入其中导致质量的增加。最终，这些浓稠区形成大量细丝的碎片，并经由引力坍缩形成尺度比小行星更大的微行星[51]。

行星的形成也可以由盘面本身的引力不稳定触发，从而导致其分裂成团簇。如果它们足够稠密，其中的一些会坍缩[46]，这会造成气态巨行星，甚至棕矮星在1,000年的时间尺度内迅速形成[52]。如果这些团簇因为坍缩造成的潮汐力向内迁移，就会产生显著的质量损失（英语：Tidal downsizing）（潮汐减缩），留下一个较小的身躯[53]。然而，这只能在大质量的盘面发生 －通常要超过0.3 M☉。 比较下，典型的盘面质量为0.01–0.03 M☉。由于大质量的盘面是很罕见的，因此这种机制的行星形成被认为是罕见的[1][17]。另一方面，这种机制可能在棕矮星的形成中起著重要的作用[54]。

 
小行星碰撞 －建造行星（艺术家的概念）。

由许多不同的机制触发，原行星盘最终都将耗散。盘面内侧的部分不是由恒星滋生，就是由双极喷流弹出[39][40]。而外侧的部分可以在恒星，或邻近的其他恒星[42]，强大的紫外线辐射下，在金牛座τ的阶段蒸发[55]。在中心部分的气体，不是被增生的行星吸积，就是被喷流弹射，而小颗粒的尘埃粒子则由中心恒星辐射压逐出。最后剩下的不是行星系统，就是一个没有行星的残留尘埃盘，如果星子没有形成，就甚么都没有[1]。

由于星子的数量众多，并且散布在整个原行星的盘面上，有些会在行星系统形成时幸存下来。小行星被认为是幸存下来的星子，在形成的过程中不断地被磨成更小的碎屑；而彗星通常是远离行星系统的星子。陨石是落在行星表面的星子样品，提供了太阳系形成时期大量的资讯。原始型态的陨石是被粉碎的低质量星子，没有经历 行星分化的热作用，而经历过的陨石是从大质量的星子分离出来的碎片[56]。

岩石行星

根据太阳星云盘模型，岩石行星在雪线内侧的原行星盘内，温度高到足以阻止水冰和其它挥发物形成颗粒的区域形成[57]。这会导致纯粹的岩石颗粒微行星絮凝，在后来形成岩石行星[c][57]。这种情况被认为也存在类太阳恒星盘面，距离中央恒星3〜4AU的距离处[1]。

在微行星成长至 －大约1公里直径－ 某一尺度，形成一种或是另一种的失控吸积开始[15]。它被称为失控是因为质量的增长率正比于R4~M4/3，此处的M和R别是增长天体的质量和半径[58]。很明显的（除以质量）当质量增加时半径急遽的增加，这将导致较大的天体比小的更优先生长[15]。失控的吸积持续10,000年至100,000年之间，结束时最大的天体直径大约超过1,000公里[15]。吸积放缓是因为大天体受到剩馀的微行星扰动所导致的[15][58]。此外，大天体的停止生长，也深深地影响到小天体[15]。

下一阶段被称为寡头吸积[15]。它的特征是最大的天体挟其优势控制数以百计的小天体 －以继续缓慢的增大[15]，只有这最大的继续成长[58]。在这个阶段，吸积率正比于R2，这就是该寡头推导出的截面 [58]。具体的吸积率正比于M−1/3；随著该天体的质量而衰退。这使得较小的寡头可以赶上较大的。寡头之间的距离保持在10·Hr （Hr=a(1-e)(M/3Ms)1/3是希尔半径，此处a是半长轴，e是轨道离心率，和Ms是中央的质量。），彼此互相不受到对方的影响[15]。它们的轨道离心率和倾角仍然很小。寡头继续成长，直到在它们附近盘面的微行星被耗尽[15]。有时，邻近的寡头会合并。寡头的最终质量取决于其与恒星的距离和周围的微行星密度，称为隔离质量[58]。对于岩石行星，它需要达到0.1 M🜨，或是一颗火星的质量[1]。寡头 段的最终是形成100月球至火星尺度的胚胎行星，分布在大约10·Hr[16]。它们被认为驻留在盘面内与其它行星环隔离开来的空隙内。这个阶段可能要持续数十万年[1][15]。

岩石行星形成的最后阶段是合并阶段[1]。它开始时只有少量的微行星才还和胚胎行星有足够的质量可以扰乱对方，导致它们的轨道成为混沌[16]。在这个阶段，胚胎行星开始驱逐剩馀的微行星，并互相碰撞。这一过程持续了1,000万〜1亿年，结果是形成数量有限的地球大小行星。模拟的结果显示，幸存下来的行星数量是2〜5颗[1][16][56][59]。在太阳系，可以用地球和金星做为代表[16]。这两颗行星的形成大约需要10〜20颗胚胎行星，同时也有相同当数量的胚胎行星被抛出太阳系[56]。一些胚胎行星被认为小行星带，被认为替地球带来了水[57]。火星和水星可视为生存竞争下残留的胚胎行星[56]。岩石行星，其中有些设法合并，最终或多或少的融入稳定的轨道，解释了为什么行星系统有结合的限制。换句话说，为什么它们总是在不稳定的边缘[16]。

巨行星

 
北落师门 －南鱼座最亮的恒星－ 周围的尘埃盘。盘面的不对称可能是一颗巨行星造成的。

巨行星的形成是行星科学尚未解决的问题[17]。在太阳星云模型中，对其形成存在两种理论的框架。第一种是盘面不稳定模型，巨行星是原行星盘中大规模引力碎片造的结果（见上文）[52]。第二种是核心吸积模型，也称为核的不稳定模型[17][28]。后者被认为是较有前途的一种，因为它可以解释相对质量较低盘面（少于0.1 M☉）的巨行星形成[28]。在这个模型，巨行星的形成分成两个阶段：a）核心吸积大约10 M🜨，和b）从原行星盘吸积气体[1][17]。任何一种方法也可能导致棕矮星的创建[60][25]。2011年的调查发现核心吸积可能是占主导地位的形成机制[60]。

巨行星的核心形成被认为大致是按照类地行星形成[15]，它开始是微行星的失控成长，然后慢慢的成为寡头阶段的星子[58]。假设在不可预测的合并阶段，由于在行星系统外层部分的行星胚胎发生撞击的可能性很低[58]，除此之外的差别是微行星位于雪线之外，主要由冰总成 －冰与岩石的比约为4：1[23]，这使微行星的质量增加了4倍。然而，在木星的距离（5AU）质量最低的星云在1000万年内的时间只能形成1–2 M🜨类地行星的核心[58]，而这个时间大约就是环绕类太阳恒星的气体盘寿命[12]。提出的解决方案包括盘面的肿瘤 －增加10倍就足够了[58]；原行星的迁移，已允许胚胎吸积更多的微行星[23]；并且最后由于气体阻力增强吸积，使胚胎有更多的气体外壳[23][61][26]。上述想法的一些组合或许可以解释向木星，甚至土星这些气态巨行星核心的形成[17]。像天王星与海王星的形成问题更多，因为还没有理论可以提供在20〜30天文单位距离上的核心形成[1]。一个假设是他们最初在木星和土星的区域吸积，然后被弹射迁移到现在的位置[62]。另一种可能解决的方案是通过卵石吸积的巨行星核心增长。吸积直径落在公分和公尺之间的卵石，使身躯日益增大，因气体的阻力减缓速度，并以螺旋前进与增生。通过卵石吸积，增生的速率可以是微行星的1,000倍[63]。

一旦核心有足够大的质量（5–10 M🜨），它们开始从盘面收集气体[1]。最初，这是一个缓慢的过程，在数百万年核心的直俩才达到30 M🜨[23][61]。在那之后，吸积的速率急遽增加，大约在10,000年间就累积90%的质量[61]。当盘面的补给耗尽时，气体的吸积将会停止，由于原行星盘的密度差距和离散，这种情况的发生是渐进的[28][64]。在此模型的冰巨星－天王星和海王星－都是失败的核心：太晚开始吸积气体，而当时几乎所有的气体都已经消失了。后失控气体吸积阶段的特点是新形成的巨行星迁移和继续缓慢的吸积气体[64]。迁移是行星位于残馀盘面的空隙上的交互作用导致的，当原行星盘消失或当它抵达盘面的末端时就停止了。后者的情况对应于所谓的热木星，那些可能是抵达原行星盘内的空洞，就停止了迁移[64]。

 
艺术家的概念：行星像陀螺般的通过恒星附近的原行星盘间空隙，于于是形成行星环。

巨行星明显的可以影响类地行星的形成。巨行星的存在倾向于使内太阳系（距离太阳4AU以内）的微行星和胚胎的离心率和倾角增加（参见（古在机制）[56][59]。如果巨行星太早形成，它们会减缓或是阻止内行星的吸积。如果它们在寡头阶段结束时才形成，这被认为发生在太阳系中，它们会影响行星胚胎的合并，使它们更为暴力[56]。结果是，类地行星的数目会减少，而质量会增加[65]。此外，系统的尺寸会减小，因为形成的类地行星将更为接近中央的恒星。太阳系巨行星的影响，特别是木星，被认为是有限的，因为它们已经远离了类地行星[65]。

行星系统会受到毗邻该区域的巨行星不同方式的影响[59]。在这样的一个区域，胚胎行星的离心率可能会变得很大，而可能导致它们被驱离出这个系统[d][56][59]。如果所有的胚胎行星都被驱离，在这个区域将没有行星[59]。另一个后果是，大量微小的微行星依然存在，因为没有胚胎行星的协助，巨行星无法一一的清除它们。剩馀的微行星总质量会很小，因为壮大的胚胎行星和巨行星已经弹射掉99%的小天体[56]。这个区域最后会演化成小行星带，这完全类比于太阳系的小行星带，位于距离太阳2〜4天文单位的距离上[56][59]。

吸积的意义

原行星盘中使用的名词吸积盘导致行星吸积过程的混淆。 原行星盘有时称为吸积盘，因为年轻的金牛T星像仍在萎缩的恒星，气体物质仍会不断地从盘面的内侧下降，增生至它的表面[34]。在吸积盘，有净通量的质量从半径较大处流向半径较小处[18]。

无论如何，这意义不能与行星形成的吸积过程混淆。在这方面，吸积指的是冷却过程，尘埃和冰凝固的颗粒在原行星盘中环绕著原恒星，碰撞和黏结在一起并逐渐增长，包括相当大尺寸的微行星高能量的碰撞过程[15]。

另一方面，这个字的第一个意义是，巨行星可能有它们自己的吸积盘[66]。捕获的氢和氦气体云收缩、转动、扁平化，和存入气体进每颗巨大的原行星，而在盘面内的固态物体增生成为巨行星的常规卫星[67]。

相关条目

注解

  1. ^ 相较于地球海平面的粒子密度是2.8×1019 cm−3。
  2. ^ 金牛T星是质量低于2.5 M☉的年轻恒星，显示出较活跃的活动。它们可以分为弱线和传统两类金牛T星。[37]。后者是有吸基盘和继续与热气体共生，在它们的光谱中展现了强吸收谱线。前者没有吸基盘，传统的金牛T星会演变成弱线金牛T星[38]
  3. ^ 靠近类地行星区域外侧边缘－距离太阳2.5〜4天文单位－ 的微行星可能累积一定数量的冰，但岩石依然占有主导地位，就像太阳系的主小行星带 [57]。
  4. ^ As a variant they may collide with the central star or a giant planet.

参考资料

  1. ^ 1.00 1.01 1.02 1.03 1.04 1.05 1.06 1.07 1.08 1.09 1.10 1.11 1.12 1.13 1.14 1.15 1.16 1.17 1.18 1.19 1.20 1.21 1.22 1.23 1.24 1.25 1.26 Montmerle, Thierry; Augereau, Jean-Charles; Chaussidon, Marc; et al. Solar System Formation and Early Evolution: the First 100 Million Years. Earth, Moon, and Planets (Spinger). 2006, 98 (1–4): 39–95. Bibcode:2006EM&P...98...39M. doi:10.1007/s11038-006-9087-5. 
  2. ^ 2.0 2.1 2.2 2.3 2.4 2.5 2.6 2.7 Woolfson, M.M. Solar System – its origin and evolution. Q. J. R. Astr. Soc. 1993, 34: 1–20. Bibcode:1993QJRAS..34....1W.  For details of Kant's position, see Stephen Palmquist, "Kant's Cosmogony Re-Evaluated", Studies in History and Philosophy of Science 18:3 (September 1987), pp.255-269.
  3. ^ Swedenborg, Emanuel. (Principia) Opera Philosophica et Mineralia [哲学与矿物学工作] I. 1734 （拉丁语）. 
  4. ^ George H. A. Cole (2013). Planetary Science: The Science of Planets around Stars, Second Edition, Michael M. Woolfson, p. 190
  5. ^ Brester, David (1876), "More Worlds Than One: The Creed of the Philosopher and the Hope of the Christian", Chatto and windus, piccadilly, p. 153
  6. ^ As quoted by David Brewster, "More worlds than one : the creed of the philosopher and the hope of the Christian", Fixed stars and binary systems. p. 233
  7. ^ Henbest, Nigel. 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. 1991 [2008-04-18]. （原始内容存档于2013-07-07）. 
  8. ^ Safronov, Viktor Sergeevich. Evolution of the Protoplanetary Cloud and Formation of the Earth and the Planets. Israel Program for Scientific Translations. 1972. ISBN 0-7065-1225-1. 
  9. ^ Wetherill, George W. Leonard Medal Citation for Victor Sergeevich Safronov. Meteoritics. 1989, 24: 347. Bibcode:1989Metic..24..347W. doi:10.1111/j.1945-5100.1989.tb00700.x. 
  10. ^ Schneider, Jean. Interactive Extra-solar Planets Catalog. The Extrasolar Planets Encyclopedia. 10 September 2011 [2011-09-10]. （原始内容存档于2012-02-08）. 
  11. ^ 11.0 11.1 11.2 11.3 11.4 11.5 11.6 11.7 Andre, Philippe; Montmerle, Thierry. From T Tauri stars protostars: circumstellar material and young stellar objects in the ρ Ophiuchi cloud. The Astrophysical Journal. 1994, 420: 837–862. Bibcode:1994ApJ...420..837A. doi:10.1086/173608. 
  12. ^ 12.0 12.1 12.2 12.3 12.4 Haisch, Karl E.; Lada, Elizabeth A.; Lada, Charles J. Disk frequencies and lifetimes in young clusters. The Astrophysical Journal. 2001, 553 (2): L153–L156. Bibcode:2001ApJ...553L.153H. arXiv:astro-ph/0104347  . doi:10.1086/320685. 
  13. ^ 13.0 13.1 Padgett, Deborah L.; Brandner, Wolfgang; Stapelfeldt, Karl L.; et al. Hubble space telescope/nicmos imaging of disks and envelopes around very young stars. The Astronomical Journal. 1999, 117 (3): 1490–1504. Bibcode:1999AJ....117.1490P. arXiv:astro-ph/9902101  . doi:10.1086/300781. 
  14. ^ 14.0 14.1 14.2 Kessler-Silacci, Jacqueline; Augereau, Jean-Charles; Dullemond, Cornelis P.; et al. c2d SPITZER IRS spectra of disks around T Tauri stars. I. Silicate emission and grain growth. The Astrophysical Journal. 2006, 639 (3): 275–291. Bibcode:2006ApJ...639..275K. arXiv:astro-ph/0511092  . doi:10.1086/499330. 
  15. ^ 15.00 15.01 15.02 15.03 15.04 15.05 15.06 15.07 15.08 15.09 15.10 15.11 15.12 15.13 15.14 Kokubo, Eiichiro; Ida, Shigeru. Formation of protoplanet systems and diversity of planetary systems. The Astrophysical Journal. 2002, 581 (1): 666–680. Bibcode:2002ApJ...581..666K. doi:10.1086/344105. 
  16. ^ 16.0 16.1 16.2 16.3 16.4 16.5 Raymond, Sean N.; Quinn, Thomas; Lunine, Jonathan I. High-resolution simulations of the final assembly of earth-like planets 1: terrestrial accretion and dynamics. Icarus. 2006, 183 (2): 265–282. Bibcode:2006Icar..183..265R. arXiv:astro-ph/0510284  . doi:10.1016/j.icarus.2006.03.011. 
  17. ^ 17.0 17.1 17.2 17.3 17.4 17.5 Wurchterl, G. Planet Formation Towards Estimating Galactic Habitability. P. Ehrenfreund; et al (编). Astrobiology:Future Perspectives. Kluwer Academic Publishers: 67–96. 2004 [2016-09-14]. （原始内容存档于2018-06-18）.  引用错误：带有name属性“Wurchterl2004”的<ref>标签用不同内容定义了多次
  18. ^ 18.0 18.1 Lynden-Bell, D.; Pringle, J. E. The evolution of viscous discs and the origin of the nebular variables. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 1974, 168 (3): 603–637. Bibcode:1974MNRAS.168..603L. doi:10.1093/mnras/168.3.603. 
  19. ^ Devitt, Terry. What Puts The Brakes On Madly Spinning Stars?. University of Wisconsin-Madison. January 31, 2001 [2013-04-09]. （原始内容存档于2012-05-01）. 
  20. ^ Dullemond, C.; Hollenbach, D.; Kamp, I.; D'Alessio, P. Models of the Structure and Evolution of Protoplanetary Disks. Reipurth, B.; Jewitt, D.; Keil, K. (编). Protostars and Planets V. Tucson, AZ: University of Arizona Press. 2007: 555–572 [2016-07-09]. ISBN 978-0816526543. （原始内容存档于2021-08-05）. 
  21. ^ Clarke, C. The Dispersal of Disks around Young Stars. Garcia, P. (编). Physical Processes in Circumstellar Disks around Young Stars. Chicago, IL: University of Chicago Press. 2011: 355–418. ISBN 9780226282282. 
  22. ^ 22.0 22.1 22.2 Youdin, Andrew N.; Shu, Frank N. Planetesimal formation by gravitational instability. The Astrophysical Journal. 2002, 580 (1): 494–505. Bibcode:2002ApJ...580..494Y. arXiv:astro-ph/0207536  . doi:10.1086/343109. 
  23. ^ 23.0 23.1 23.2 23.3 23.4 Inaba, S.; Wetherill, G.W.; Ikoma, M. Formation of gas giant planets: core accretion models with fragmentation and planetary envelope (PDF). Icarus. 2003, 166 (1): 46–62. Bibcode:2003Icar..166...46I. doi:10.1016/j.icarus.2003.08.001. （原始内容 (PDF)存档于2006-09-12）. 
  24. ^ Lissauer, J. J.; Hubickyj, O.; D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. Models of Jupiter's growth incorporating thermal and hydrodynamic constraints (PDF). Icarus. 2009, 199: 338–350 [2016-07-09]. Bibcode:2009Icar..199..338L. arXiv:0810.5186  . doi:10.1016/j.icarus.2008.10.004. （原始内容存档 (PDF)于2020-06-12）. 
  25. ^ 25.0 25.1 Bodenheimer, P.; D'Angelo, G.; Lissauer, J. J.; Fortney, J. J.; et al. Deuterium Burning in Massive Giant Planets and Low-mass Brown Dwarfs Formed by Core-nucleated Accretion (PDF). The Astrophysical Journal. 2013, 770 (2): 120 (13 pp.) [2016-07-09]. Bibcode:2013ApJ...770..120B. arXiv:1305.0980  . doi:10.1088/0004-637X/770/2/120. （原始内容存档 (PDF)于2020-06-12）.  引用错误：带有name属性“bodenheimer2013”的<ref>标签用不同内容定义了多次
  26. ^ 26.0 26.1 D'Angelo, G.; Weidenschilling, S. J.; Lissauer, J. J.; Bodenheimer, P. Growth of Jupiter: Enhancement of core accretion by a voluminous low-mass envelope (PDF). Icarus. 2014, 241: 298–312 [2016-07-09]. Bibcode:2014Icar..241..298D. arXiv:1405.7305  . doi:10.1016/j.icarus.2014.06.029. （原始内容存档 (PDF)于2020-10-27）.  引用错误：带有name属性“dangelo2014”的<ref>标签用不同内容定义了多次
  27. ^ Papaloizou 2007 page 10
  28. ^ 28.0 28.1 28.2 28.3 D'Angelo, G.; Durisen, R. H.; Lissauer, J. J. Giant Planet Formation. S. Seager. (编). Exoplanets. University of Arizona Press, Tucson, AZ. 2011: 319–346 [2016-07-09]. Bibcode:2010exop.book..319D. arXiv:1006.5486  . （原始内容存档于2015-06-30）. 
  29. ^ 29.0 29.1 29.2 29.3 Pudritz, Ralph E. Clustered Star Formation and the Origin of Stellar Masses. Science. 2002, 295 (5552): 68–75 [2016-07-09]. Bibcode:2002Sci...295...68P. PMID 11778037. doi:10.1126/science.1068298. （原始内容存档于2009-08-31）. 
  30. ^ Clark, Paul C.; Bonnell, Ian A. The onset of collapse in turbulently supported molecular clouds. Mon.Not.R.Astron.Soc. 2005, 361 (1): 2–16. Bibcode:2005MNRAS.361....2C. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09105.x. 
  31. ^ 31.0 31.1 31.2 31.3 Motte, F.; Andre, P.; Neri, R. The initial conditions of star formation in the ρ Ophiuchi main cloud: wide-field millimeter continuum mapping. Astron. Astrophys. 1998, 336: 150–172. Bibcode:1998A&A...336..150M. 
  32. ^ 32.0 32.1 32.2 32.3 32.4 Stahler, Steven W.; Shu, Frank H.; Taam, Ronald E. The evolution of protostars: II The hydrostatic core. The Astrophysical Journal. 1980, 242: 226–241. Bibcode:1980ApJ...242..226S. doi:10.1086/158459. 
  33. ^ 33.0 33.1 33.2 33.3 33.4 Nakamoto, Taishi; Nakagawa, Yushitsugu. Formation, early evolution, and gravitational stability of protoplanetary disks. The Astrophysical Journal. 1994, 421: 640–650. Bibcode:1994ApJ...421..640N. doi:10.1086/173678. 
  34. ^ 34.0 34.1 34.2 34.3 34.4 34.5 Yorke, Harold W.; Bodenheimer, Peter. The formation of protostellar disks. III. The influence of gravitationally induced angular momentum transport on disk structure and appearance. The Astrophysical Journal. 1999, 525 (1): 330–342. Bibcode:1999ApJ...525..330Y. doi:10.1086/307867. 
  35. ^ Lee, Chin-Fei; Mundy, Lee G.; Reipurth, Bo; et al. CO outflows from young stars: confronting the jet and wind models. The Astrophysical Journal. 2000, 542 (2): 925–945. Bibcode:2000ApJ...542..925L. doi:10.1086/317056. 
  36. ^ 36.0 36.1 Stahler, Steven W. Deuterium and the Stellar Birthline. The Astrophysical Journal. 1988, 332: 804–825. Bibcode:1988ApJ...332..804S. doi:10.1086/166694. 
  37. ^ Mohanty, Subhanjoy; Jayawardhana, Ray; Basri, Gibor. The T Tauri Phase down to Nearly Planetary Masses: Echelle Spectra of 82 Very Low Mass Stars and Brown Dwarfs. The Astrophysical Journal. 2005, 626 (1): 498–522. Bibcode:2005ApJ...626..498M. arXiv:astro-ph/0502155  . doi:10.1086/429794. 
  38. ^ Martin, E. L.; Rebolo, R.; Magazzu, A.; Pavlenko, Ya. V. Pre-main sequence lithium burning. Astron. Astrophys. 1994, 282: 503–517. Bibcode:1994A&A...282..503M. arXiv:astro-ph/9308047  . 
  39. ^ 39.0 39.1 39.2 Hartmann, Lee; Calvet, Nuria; Gullbring, Eric; D’Alessio, Paula. Accretion and the evolution of T Tauri disks. The Astrophysical Journal. 1998, 495 (1): 385–400. Bibcode:1998ApJ...495..385H. doi:10.1086/305277. 
  40. ^ 40.0 40.1 Shu, Frank H.; Shang, Hsian; Glassgold, Alfred E.; Lee, Typhoon. X-rays and Fluctuating X-Winds from Protostars. Science. 1997, 277 (5331): 1475–1479 [2016-09-14]. Bibcode:1997Sci...277.1475S. doi:10.1126/science.277.5331.1475. （原始内容存档于2009-06-15）.  引用错误：带有name属性“Shu1997”的<ref>标签用不同内容定义了多次
  41. ^ 41.0 41.1 Muzerolle, James; Calvet, Nuria; Hartmann, Lee. Emission-line diagnostics of T Tauri magnetospheric accretion. II. Improved model tests and insights into accretion physics. The Astrophysical Journal. 2001, 550 (2): 944–961. Bibcode:2001ApJ...550..944M. doi:10.1086/319779. 
  42. ^ 42.0 42.1 Adams, Fred C.; Hollenbach, David; Laughlin, Gregory; Gorti, Uma. Photoevaporation of circumstellar disks due to external far-ultraviolet radiation in stellar aggregates. The Astrophysical Journal. 2004, 611 (1): 360–379. Bibcode:2004ApJ...611..360A. arXiv:astro-ph/0404383  . doi:10.1086/421989. 
  43. ^ Harrington, J.D.; Villard, Ray. RELEASE 14-114 Astronomical Forensics Uncover Planetary Disks in NASA's Hubble Archive. NASA. 24 April 2014 [2014-04-25]. （原始内容存档于2014-04-25）. 
  44. ^ Megeath, S.T.; Hartmann, L.; Luhmann, K.L.; Fazio, G.G. Spitzer/IRAC photometry of the ρ Chameleontis association. The Astrophysical Journal. 2005, 634 (1): L113–L116. Bibcode:2005ApJ...634L.113M. arXiv:astro-ph/0511314  . doi:10.1086/498503. 
  45. ^ 45.0 45.1 45.2 Chick, Kenneth M.; Cassen, Patrick. Thermal processing of interstellar dust grains in the primitive solar environment. The Astrophysical Journal. 1997, 477 (1): 398–409. Bibcode:1997ApJ...477..398C. doi:10.1086/303700. 
  46. ^ 46.0 46.1 Klahr, H.H.; Bodenheimer, P. Turbulence in accretion disks: vorticity generation and angular momentum transport via the global baroclinic instability. The Astrophysical Journal. 2003, 582 (2): 869–892. Bibcode:2003ApJ...582..869K. arXiv:astro-ph/0211629  . doi:10.1086/344743. 
  47. ^ ALMA Sheds Light on Planet-Forming Gas Streams. ESO Press Release. [10 January 2013]. （原始内容存档于2013-07-25）. 
  48. ^ 48.0 48.1 Michikoshi, Shugo; Inutsuka, Shu-ichiro. A two-fluid analysis of the kelvin-helmholtz instability in the dusty layer of a protoplanetary disk: a possible path toward planetesimal formation through gravitational instability. The Astrophysical Journal. 2006, 641 (2): 1131–1147. Bibcode:2006ApJ...641.1131M. doi:10.1086/499799. 
  49. ^ Johansen, Anders; Henning, Thomas; Klahr, Hubert. Dust Sedimentation and Self-sustained Kelvin-Helmholtz Turbulence in Protoplanetary Disk Midplanes. The Astrophysical Journal. 2006, 643 (2): 1219–1232 [2016-07-11]. Bibcode:2006ApJ...643.1219J. arXiv:astro-ph/0512272  . doi:10.1086/502968. （原始内容存档于2017-03-05）. 
  50. ^ Johansen, A.; Blum, J.; Tanaka, H.; Ormel, C.; Bizzarro, M.; Rickman, H. The Multifaceted Planetesimal Formation Process. Beuther, H.; Klessen, R. S.; Dullemond, C. P.; Henning, T. (编). Protostars and Planets VI. University of Arizona Press. 2014: 547–570. Bibcode:2014prpl.conf..547J. ISBN 978-0-8165-3124-0. arXiv:1402.1344  . doi:10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch024. 
  51. ^ Johansen, A.; Jacquet, E.; Cuzzi, J. N.; Morbidelli, A.; Gounelle, M. New Paradigms For Asteroid Formation. Michel, P.; DeMeo, F.; Bottke, W. (编). Asteroids IV. Space Science Series. University of Arizona Press. 2015: 471. Bibcode:2015arXiv150502941J. ISBN 978-0-8165-3213-1. arXiv:1505.02941  . 
  52. ^ 52.0 52.1 Boss, Alan P. Rapid formation of outer giant planets by disk instability. The Astrophysical Journal. 2003, 599 (1): 577–581. Bibcode:2003ApJ...599..577B. doi:10.1086/379163. 
  53. ^ Nayakshin, Sergie. Formation of planets by tidal downsizing of giant planet embryos. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters, Volume 408, Issue 1, pp. L36-L40. 2010, 408 (1): L36-l40. arXiv:1007.4159  . doi:10.1111/j.1745-3933.2010.00923.x. [失效链接]
  54. ^ Stamatellos, Dimitris; Hubber, David A.; Whitworth, Anthony P. Brown dwarf formation by gravitational fragmentation of massive, extended protostellar discs. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. 2007, 382 (1): L30–L34 [2018-06-29]. Bibcode:2007MNRAS.382L..30S. arXiv:0708.2827  . doi:10.1111/j.1745-3933.2007.00383.x. （原始内容存档于2015-11-06）. 
  55. ^ Font, Andreea S.; McCarthy, Ian G.; Johnstone, Doug; Ballantyne, David R. Photoevaporation of circumstellar disks around young stars. The Astrophysical Journal. 2004, 607 (2): 890–903. Bibcode:2004ApJ...607..890F. arXiv:astro-ph/0402241  . doi:10.1086/383518. 
  56. ^ 56.0 56.1 56.2 56.3 56.4 56.5 56.6 56.7 56.8 Bottke, William F.; Durda, Daniel D.; Nesvorny, David; et al. Linking the collisional history of the main asteroid belt to its dynamical excitation and depletion (PDF). Icarus. 2005, 179 (1): 63–94 [2016-07-16]. Bibcode:2005Icar..179...63B. doi:10.1016/j.icarus.2005.05.017. （原始内容存档 (PDF)于2020-08-16）. 
  57. ^ 57.0 57.1 57.2 57.3 Raymond, Sean N.; Quinn, Thomas; Lunine, Jonathan I. High-resolution simulations of the final assembly of Earth-like planets 2: water delivery and planetary habitability. Astrobiology. 2007, 7 (1): 66–84. Bibcode:2007AsBio...7...66R. PMID 17407404. arXiv:astro-ph/0510285  . doi:10.1089/ast.2006.06-0126. 
  58. ^ 58.0 58.1 58.2 58.3 58.4 58.5 58.6 58.7 58.8 Thommes, E.W.; Duncan, M.J.; Levison, H.F. Oligarchic growth of giant planets. Icarus. 2003, 161 (2): 431–455. Bibcode:2003Icar..161..431T. arXiv:astro-ph/0303269  . doi:10.1016/S0019-1035(02)00043-X. 
  59. ^ 59.0 59.1 59.2 59.3 59.4 59.5 Petit, Jean-Marc; Morbidelli, Alessandro. The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt (PDF). Icarus. 2001, 153 (2): 338–347 [2016-07-16]. Bibcode:2001Icar..153..338P. doi:10.1006/icar.2001.6702. （原始内容存档 (PDF)于2007-02-21）. 
  60. ^ 60.0 60.1 Janson, M.; Bonavita, M.; Klahr, H.; Lafreniere, D.; et al. High-contrast Imaging Search for Planets and Brown Dwarfs around the Most Massive Stars in the Solar Neighborhood. ApJ. 2011, 736 (89). Bibcode:2011ApJ...736...89J. arXiv:1105.2577v1  . doi:10.1088/0004-637x/736/2/89. 
  61. ^ 61.0 61.1 61.2 Fortier, A.; Benvenuto, A.G. Oligarchic planetesimal accretion and giant planet formation. Astron. Astrophys. 2007, 473 (1): 311–322. Bibcode:2007A&A...473..311F. arXiv:0709.1454  . doi:10.1051/0004-6361:20066729. 
  62. ^ Thommes, Edward W.; Duncan, Martin J.; Levison, Harold F. The formation of Uranus and Neptune in the Jupiter-Saturn region of the Solar System (PDF). Nature. 1999, 402 (6762): 635–638 [2016-07-16]. Bibcode:1999Natur.402..635T. PMID 10604469. doi:10.1038/45185. （原始内容存档 (PDF)于2019-05-21）. 
  63. ^ Lambrechts, M.; Johansen, A. Rapid growth of gas-giant cores by pebble accretion. Astronomy & Astrophysics. August 2012, 544: A32. Bibcode:2012A&A...544A..32L. arXiv:1205.3030  . doi:10.1051/0004-6361/201219127. 
  64. ^ 64.0 64.1 64.2 Papaloizou, J. C. B.; Nelson, R. P.; Kley, W.; et al. Disk-Planet Interactions During Planet Formation. Bo Reipurth; David Jewitt; Klaus Keil (编). Protostars and Planets V. Arizona Press: 655. 2007. Bibcode:2007prpl.conf..655P. 
  65. ^ 65.0 65.1 Levison, Harold F.; Agnor, Craig. The role of giant planets in terrestrial planet formation (PDF). The Astronomical Journal. 2003, 125 (5): 2692–2713 [2016-07-16]. Bibcode:2003AJ....125.2692L. doi:10.1086/374625. （原始内容存档 (PDF)于2020-06-12）. 
  66. ^ D'Angelo, G.; Podolak, M. Capture and Evolution of Planetesimals in Circumjovian Disks (PDF). The Astrophysical Journal. 2015, 806 (1): 29pp [2016-07-11]. Bibcode:2015ApJ...806..203D. arXiv:1504.04364  . doi:10.1088/0004-637X/806/2/203. （原始内容存档 (PDF)于2020-09-30）. 
  67. ^ Canup, Robin M.; Ward, William R. Formation of the Galilean Satellites: Conditions of Accretion (PDF). The Astronomical Journal. 2002, 124 (6): 3404–3423 [2016-07-11]. Bibcode:2002AJ....124.3404C. doi:10.1086/344684. （原始内容存档 (PDF)于2019-06-15）. 

外部链接

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