فرضية المسار الكبير

📅 آخر تحديث: ٢٥ يوليو ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٢٥ يوليو ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 1 صور
الموسوعة الحرة
ربما يكون كوكب المشتري قد شكّل النظام الشمسي على مساره العظيم

في علم الفلك الكوكبي ، تقترح فرضية التحول الكبير أن كوكب المشتري تشكل على بُعد 3.5 وحدة فلكية من الشمس ، ثم هاجر نحو الداخل إلى مسافة 1.5 وحدة فلكية، قبل أن يعكس مساره نتيجةً لتأثير رنين مداري مع زحل ، ليتوقف في النهاية بالقرب من مداره الحالي عند 5.2 وحدة فلكية. يُشبه انعكاس مسار هجرة المشتري الكوكبية بمسار قارب شراعي يُغير اتجاهه ( يُغير اتجاهه ) أثناء إبحاره عكس اتجاه الريح. [ 1 ]

بحسب الفرضية، انقطع قرص الكويكبات عند مسافة 1.0 وحدة فلكية بفعل هجرة المشتري، مما حدّ من المواد المتاحة لتكوين المريخ . [ 2 ] عبر المشتري حزام الكويكبات مرتين ، مُشتتًا الكويكبات نحو الخارج ثم نحو الداخل. نتج عن ذلك حزام كويكبات ذو كتلة صغيرة، ونطاق واسع من الميل والانحراف المداري، ومجموعة من الكويكبات نشأت من داخل وخارج مدار المشتري الأصلي. [ 3 ] ربما تكون الحطام الناتج عن تصادمات الكويكبات التي جرفها المشتري قد دفعت جيلًا مبكرًا من الكواكب نحو الشمس . [ 4 ]

وصف

في فرضية المسار الكبير، مرّ كوكب المشتري بهجرة على مرحلتين بعد تكوينه، حيث هاجر نحو الداخل إلى مسافة 1.5 وحدة فلكية قبل أن يعكس مساره ويهاجر نحو الخارج. وقد حدث تكوين المشتري بالقرب من خط الجليد ، على مسافة 3.5 وحدة فلكية تقريبًا.  

بعد أن أزال كوكب المشتري فجوة في قرصه الغازي، خضع لهجرة من النوع  الثاني ، متحركًا ببطء نحو الشمس مع القرص الغازي. لو استمرت هذه الهجرة دون انقطاع، لكانت تركت المشتري في مدار قريب من الشمس، على غرار كواكب المشتري الحارة في الأنظمة الكوكبية الأخرى. [ 5 ] هاجر زحل أيضًا نحو الشمس، ولكن نظرًا لصغر حجمه، هاجر بسرعة أكبر، وخضع إما لهجرة من النوع  الأول أو هجرة متسارعة. [ 6 ] تقارب زحل مع المشتري، ووقع في رنين متوسط ​​الحركة بنسبة 2:3 مع المشتري خلال هذه الهجرة. ثم تشكلت فجوة متداخلة في القرص الغازي حول المشتري وزحل، [ 7 ] مما أدى إلى تغيير توازن القوى على هذين الكوكبين اللذين بدآ بالهجرة معًا. أزال زحل جزئيًا حصته من الفجوة، مما قلل من عزم الدوران الذي يمارسه القرص الخارجي على المشتري.

ثم أصبح عزم الدوران الكلي المؤثر على الكواكب موجبًا، حيث تجاوزت العزوم الناتجة عن رنين ليندبلاد الداخلي تلك الناتجة عن القرص الخارجي، وبدأت الكواكب بالهجرة نحو الخارج. [ 8 ] استمرت هذه الهجرة الخارجية بفضل التفاعلات بين الكواكب التي سمحت بتدفق الغاز عبر الفجوة. [ 9 ] تبادل الغاز الزخم الزاوي مع الكواكب أثناء مروره، مما زاد من توازن العزوم الموجب، وسمح للكواكب بالهجرة نحو الخارج بالنسبة للقرص؛ كما نقل هذا التبادل الكتلة من القرص الخارجي إلى القرص الداخلي. [ 10 ] أدى انتقال الغاز إلى القرص الداخلي أيضًا إلى إبطاء انخفاض كتلة القرص الداخلي بالنسبة للقرص الخارجي أثناء تراكمه على الشمس، الأمر الذي كان سيؤدي لولا ذلك إلى إضعاف عزم الدوران الداخلي، وإنهاء هجرة الكواكب العملاقة نحو الخارج. [ 8 ] [ 11 ] في فرضية المسار الكبير، يُفترض أن هذه العملية قد عكست هجرة الكواكب نحو الداخل عندما كان كوكب المشتري على بُعد 1.5  وحدة فلكية. [ 6 ] استمرت هجرة كوكبَي المشتري وزحل نحو الخارج حتى وصلا إلى وضعية انعدام العزم داخل قرص متوهج، [ 12 ] [ 11 ] أو عندما تبدد قرص الغاز. [ 11 ] يُفترض أن العملية برمتها تنتهي عندما يصل كوكب المشتري إلى مداره الحالي التقريبي. [ 6 ]

نِطَاق

يمكن تطبيق هذه الفرضية على ظواهر متعددة في النظام الشمسي.

مشكلة المريخ

تُعرف " مشكلة المريخ" بأنها تعارض بين بعض نماذج محاكاة تكوين الكواكب الأرضية ، والتي تنتهي بوجود كوكب بكتلة تتراوح بين 0.5 و1.0 كتلة شمسية في منطقتها، وهي أكبر بكثير من الكتلة الفعلية للمريخ: 0.107 كتلة شمسية ، عند البدء بكواكب صغيرة موزعة في جميع أنحاء النظام الشمسي الداخلي. ويحل نموذج المشتري الكبير مشكلة المريخ عن طريق الحد من المواد المتاحة لتكوينه. [ 13 ]  

يُغيّر هجرة كوكب المشتري نحو الداخل توزيع هذه المادة، [ 14 ] دافعًا الكويكبات نحو الداخل لتشكيل نطاق ضيق وكثيف يحتوي على مزيج من المواد ضمن مسافة 1.0 وحدة فلكية ، [ 15 ] تاركًا منطقة المريخ خالية إلى حد كبير. [ 16 ] تتشكل الأجنة الكوكبية بسرعة في هذا النطاق الضيق. تصطدم معظم هذه الأجنة وتندمج لتشكيل الكواكب الأرضية الأكبر حجمًا ( الزهرة والأرض ) على مدى فترة تتراوح بين 60 و130 مليون سنة. [ 17 ] بينما تتناثر أجنة أخرى خارج هذا النطاق حيث تُحرم من مواد إضافية، مما يُبطئ نموها، لتُشكّل الكواكب الأرضية الأقل كتلةً، المريخ وعطارد . [ 18 ] 

حزام الكويكبات

يدفع كوكب المشتري وزحل معظم الكويكبات عن مداراتها الأولية خلال هجرتهما، تاركين وراءهما بقايا نشطة ناتجة عن مواقع داخل وخارج موقع المشتري الأصلي. قبل هجرة المشتري، احتوت المناطق المحيطة به على كويكبات تباينت تركيبتها تبعًا لبعدها عن الشمس. [ 19 ] سيطرت الكويكبات الصخرية على المنطقة الداخلية، بينما سيطرت الكويكبات الأكثر بدائية وجليدية على المنطقة الخارجية الواقعة خلف خط الجليد. [ 20 ] مع هجرة المشتري وزحل نحو الداخل، تشتت حوالي 15% من الكويكبات الداخلية نحو الخارج إلى مدارات تقع خلف زحل. [ 2 ] بعد عكس مسارهما، يصطدم المشتري وزحل بهذه الأجسام أولًا، مما يؤدي إلى تشتيت حوالي 0.5% من المجموعة الأصلية عائدةً إلى الداخل إلى مدارات مستقرة. [ 6 ] لاحقًا، مع هجرة المشتري وزحل إلى المنطقة الخارجية، تشتت حوالي 0.5% من الكويكبات البدائية إلى مدارات في حزام الكويكبات الخارجي. [ 6 ] تُخلّف الاصطدامات مع كوكبَي المشتري وزحل العديد من الكويكبات التي تمّ أسرها بانحرافات مدارية كبيرة . [ 16 ] قد تنخفض هذه الانحرافات خلال عدم استقرار الكواكب العملاقة الموصوف في نموذج نيس، بحيث يُشابه توزيع الانحراف المداري توزيع حزام الكويكبات الحالي. [ 21 ] كما تبقى بعض الكويكبات الجليدية في مدارات تعبر المنطقة التي تشكّلت فيها الكواكب الأرضية لاحقًا، مما يسمح بوصول الماء إلى الكواكب المتراكمة عند اصطدام الكويكبات الجليدية بها. [ 22 ] [ 23 ]

في غياب الكواكب العملاقة

قد يكون غياب الكواكب العملاقة الشبيهة بالأرض ذات المدارات القريبة في النظام الشمسي ناتجًا عن هجرة المشتري نحو الداخل. [ 24 ] فمع هجرة المشتري نحو الداخل، تُحاصر الكويكبات في رنين حركته المتوسطة، مما يؤدي إلى تقلص مداراتها وزيادة انحرافاتها. ويتبع ذلك سلسلة من التصادمات حيث تصبح السرعات النسبية للكويكبات كبيرة بما يكفي لإحداث اصطدامات كارثية. ثم تدور الحطام الناتج حلزونيًا نحو الشمس بفعل مقاومة قرص الغاز. لو كانت هناك كواكب عملاقة شبيهة بالأرض في النظام الشمسي المبكر، لكانت قد حاصرت جزءًا كبيرًا من هذا الحطام في رنينها، وربما اندفعت نحو الشمس أثناء دوران الحطام حلزونيًا نحو الداخل. ومن ثم، كانت الكواكب الأرضية الحالية ستتشكل من الكويكبات المتبقية عندما عكس المشتري مساره. [ 25 ] ومع ذلك، يمكن تجنب هجرة الكواكب العملاقة الشبيهة بالأرض ذات المدارات القريبة نحو الشمس إذا تجمعت الحطام في أجسام أكبر، مما يقلل من مقاومة الغاز. وإذا كان القرص الكوكبي الأولي يحتوي على تجويف داخلي، فقد تتوقف هجرتها الداخلية بالقرب من حافته. [ 26 ] وإذا لم تكن الكواكب قد تشكلت بعد في النظام الشمسي الداخلي، فإن تدمير الأجسام الأكبر حجمًا خلال سلسلة التصادمات كان من الممكن أن يترك الحطام المتبقي صغيرًا بما يكفي ليتم دفعه للخارج بواسطة الرياح الشمسية ، التي كانت ستكون أقوى بكثير خلال النظام الشمسي المبكر، مما يترك القليل لتكوين كواكب داخل مدار عطارد. [ 27 ]

التطورات اللاحقة للفرضية

تشير محاكاة تكوين الكواكب الأرضية باستخدام نماذج القرص الكوكبي الأولي، والتي تتضمن التسخين اللزج وهجرة الأجنة الكوكبية، إلى أن هجرة كوكب المشتري ربما انعكست عند 2.0  وحدة فلكية. في هذه المحاكاة، تُثار انحرافات مدارات الأجنة بفعل اضطرابات من كوكب المشتري. ومع انخفاض هذه الانحرافات بفعل قرص الغاز الأكثر كثافة في النماذج الحديثة، تتقلص المحاور شبه الرئيسية للأجنة، مما يؤدي إلى إزاحة ذروة كثافة المواد الصلبة نحو الداخل. في المحاكاة التي انعكست فيها هجرة المشتري عند 1.5  وحدة فلكية، نتج عن ذلك تشكل أكبر كوكب أرضي بالقرب من مدار الزهرة بدلاً من مدار الأرض. أما المحاكاة التي عكست هجرة المشتري عند 2.0  وحدة فلكية، فقد أعطت تطابقًا أدق مع النظام الشمسي الحالي. [ 9 ]

عند تضمين التفتت الناتج عن التصادمات العابرة في عمليات المحاكاة التي تتضمن عدم استقرار مبكر، تتحسن دقة محاكاة مدارات الكواكب الأرضية. ويؤدي العدد الأكبر من الأجسام الصغيرة الناتجة عن هذه التصادمات إلى تقليل الانحرافات المدارية وميل مدارات الكواكب النامية عبر تصادمات إضافية واحتكاك ديناميكي . وينتج عن ذلك أيضًا تركز نسبة أكبر من كتلة الكواكب الأرضية في كوكبَي الزهرة والأرض، مما يطيل فترة تكوينهما مقارنةً بالمريخ. [ 28 ]

تُحدث هجرة الكواكب العملاقة عبر حزام الكويكبات ارتفاعًا حادًا في سرعات الاصطدام، مما قد يؤدي إلى تكوين نيازك الكوندريت الكربونية الغنية بالمعادن، والتي تحتوي على عقيدات من الحديد والنيكل، وقد تشكلت من تبلور المواد المنصهرة الناتجة عن الاصطدامات بعد 4.8  ± 0.3  مليون سنة من تشكل أولى المواد الصلبة. يتطلب تبخر هذه المعادن اصطدامات بسرعات تتجاوز 18  كم/ث، أي أعلى بكثير من الحد الأقصى البالغ 12.2  كم/ث في نماذج التراكم القياسية. تزيد هجرة كوكب المشتري عبر حزام الكويكبات من انحرافات مدارات الكويكبات وميلها، مما ينتج عنه  فترة 0.5 مليون سنة من سرعات الاصطدام الكافية لتبخير المعادن. إذا كان تكوين نيازك الكوندريت الكربونية ناتجًا عن هجرة كوكب المشتري، لكان قد حدث بعد 4.5-5 مليون  سنة من تشكل النظام الشمسي. [ 29 ]

قد يعود وجود غلاف جوي كثيف حول تيتان، وغيابه حول غانيميد وكاليستو، إلى توقيت تكوّنهما بالنسبة إلى التحوّل الكبير. فلو تكوّن غانيميد وكاليستو قبل هذا التحوّل، لفقدا غلافهما الجوي مع اقتراب المشتري من الشمس. أما لكي يتجنّب تيتان الهجرة من النوع الأول إلى زحل، ولكي يبقى غلافه الجوي، فلا بدّ أنه تكوّن بعد التحوّل الكبير. [ 30 ] [ 31 ]

قد تؤدي مواجهات المريخ مع أجرام سماوية أخرى إلى زعزعة استقرار القرص المحيط به، مما يقلل من كتلة الأقمار التي تتشكل حوله. بعد أن يتشتت المريخ من مداره الحلقي نتيجةً لمواجهاته مع كواكب أخرى، يستمر في مواجهاته مع أجسام أخرى حتى تُزيل هذه الكواكب المادة من النظام الشمسي الداخلي. وبينما تُمكّن هذه المواجهات مدار المريخ من الانفصال عن مدارات الكواكب الأخرى والحفاظ على استقراره، فإنها قد تُؤثر أيضًا على قرص المادة الذي تتشكل منه أقمار المريخ . وتتسبب هذه الاضطرابات في هروب المادة من مدار المريخ أو اصطدامها بسطحه، مما يقلل من كتلة القرص ويؤدي إلى تكوين أقمار أصغر حجمًا. [ 32 ]

المشاكل المحتملة

Most of the accretion of Mars must have taken place outside the narrow annulus of material formed by the grand tack if Mars has a different composition than Earth and Venus. The planets that grow in the annulus created by the grand tack end with similar compositions. If the grand tack occurred early, while the embryo that became Mars was relatively small, a Mars with a differing composition could form if it was instead scattered outward then inward like the asteroids. The chance of this occurring is roughly 2%.[33][34]

Later studies have shown that the convergent orbital migration of Jupiter and Saturn in the fading solar nebula is unlikely to establish a 3:2 mean-motion resonance. Instead of supporting a faster runaway migration, nebula conditions lead to a slower migration of Saturn and its capture in a 2:1 mean-motion resonance.[11][35][36] Capture of Jupiter and Saturn in the 2:1 mean-motion resonance does not typically reverse the direction of migration, but particular nebula configurations have been identified that may drive outward migration.[37] These configurations, however, tend to excite Jupiter's and Saturn's orbital eccentricity to values between two and three times as large as their actual values.[37][38] Also, if the temperature and viscosity of the gas allow Saturn to produce a deeper gap, the resulting net torque can again become negative, resulting in the inward migration of the system.[11]

يتجاهل سيناريو المسار الكبير تراكم الغاز المستمر على كل من المشتري وزحل. [ 39 ] في الواقع، لدفع الهجرة الخارجية ونقل الكواكب إلى قرب مداراتها الحالية، كان لا بد أن يحتوي السديم الشمسي على مخزون كبير من الغاز حول مداري الكوكبين. ومع ذلك، سيوفر هذا الغاز مصدرًا للتراكم، مما سيؤثر على نمو المشتري وزحل ونسبة كتلتهما. [ 11 ] يُعد نوع كثافة السديم المطلوب للالتقاط في رنين الحركة المتوسطة 3:2 خطيرًا بشكل خاص على بقاء الكوكبين، لأنه يمكن أن يؤدي إلى نمو كبير في الكتلة وما يتبعه من تشتت بين الكواكب. لكن الظروف التي تؤدي إلى أنظمة رنين الحركة المتوسطة 2:1 قد تعرض الكواكب للخطر أيضًا. [ 40 ] يميل تراكم الغاز على كلا الكوكبين أيضًا إلى تقليل الإمداد باتجاه القرص الداخلي، مما يقلل من معدل التراكم باتجاه الشمس. تعمل هذه العملية على استنزاف القرص الداخلي لمدار كوكب المشتري إلى حد ما، مما يضعف عزم الدوران المؤثر على كوكب المشتري والناجم عن رنين ليندبلاد الداخلي، وربما ينهي هجرة الكواكب إلى الخارج. [ 11 ]

البدائل

طُرحت فرضيات متعددة لتفسير صغر كتلة المريخ. قد يكون صغر حجم المريخ حدثًا نادر الحدوث، إذ يظهر في نسبة ضئيلة، وإن لم تكن معدومة، من عمليات المحاكاة التي تبدأ بكواكب صغيرة موزعة في جميع أنحاء النظام الشمسي الداخلي. [ 41 ] [ 42 ] [ 43 ] قد يكون صغر حجم المريخ ناتجًا عن كون منطقته خالية إلى حد كبير بسبب انجراف المواد الصلبة نحو الداخل قبل تشكل الكواكب الصغيرة. [ 44 ] [ 45 ] كما يُحتمل أن تكون معظم كتلة منطقة المريخ قد أُزيلت قبل تشكله إذا حدث عدم استقرار الكواكب العملاقة الموصوف في نموذج نيس مبكرًا. [ 46 ] [ 47 ] إذا كان معظم نمو الكواكب الصغيرة والأجنة إلى كواكب أرضية ناتجًا عن تراكم الحصى ، فقد يكون صغر حجم المريخ نتيجة لانخفاض كفاءة هذه العملية مع ازدياد المسافة عن الشمس. [ 48 ] ​​[ 49 ] إن الهجرة المتقاربة للأجنة الكوكبية في قرص الغاز باتجاه  وحدة فلكية واحدة ستؤدي إلى تكوين كواكب أرضية فقط بالقرب من هذه المسافة، تاركةً المريخ كجنين عالق. [ 50 ] كما أن الرنين العلماني الكاسح أثناء تنظيف قرص الغاز قد يُثير الميلان والانحرافات المدارية، مما يزيد السرعات النسبية بحيث تؤدي التصادمات إلى التفتت بدلاً من التراكم. [ 51 ] ويمكن لعدد من هذه الفرضيات أن تفسر أيضًا الكتلة المنخفضة لحزام الكويكبات.

طُرحت عدة فرضيات لتفسير الانحرافات المدارية وميلان الكويكبات، وانخفاض كتلة حزام الكويكبات. فإذا كانت منطقة حزام الكويكبات خالية في البداية نتيجةً لقلة الكواكب الصغيرة المتكونة فيها، فربما امتلأت بكواكب صغيرة جليدية تناثرت نحو الداخل أثناء تراكم الغاز على كوكبَي المشتري وزحل، [ 52 ] وكويكبات صخرية تناثرت نحو الخارج بفعل الكواكب الأرضية المتكونة. [ 53 ] [ 54 ] كما يُحتمل أن تكون الكواكب الصغيرة الجليدية المتناثرة نحو الداخل قد نقلت الماء إلى المنطقة الأرضية. [ 55 ] وربما تكون انحرافات مدارات حزام الكويكبات ذي الكتلة المنخفضة في البداية قد تأثرت بالرنينات العلمانية إذا ما أصبحت مدارات الرنين لكوكبَي المشتري وزحل مضطربة قبل عدم استقرار نموذج نيس. [ 56 ] [ 57 ] قد تُثار أيضًا انحرافات مدارات الكويكبات وميلها أثناء عدم استقرار الكواكب العملاقة، لتصل إلى المستويات المرصودة إذا استمرت هذه الحالة لبضع مئات الآلاف من السنين. [ 58 ] من شأن التفاعلات الجاذبية بين الكويكبات والأجنة في حزام كويكبات ضخم في البداية أن تُعزز هذه التأثيرات عن طريق تغيير المحاور شبه الرئيسية للكويكبات، مما يدفع العديد منها إلى مدارات غير مستقرة حيث تُزال بسبب تفاعلاتها مع الكواكب، مما يؤدي إلى فقدان أكثر من 99% من كتلتها. [ 59 ] قد يكون الرنين العلماني الذي يحدث أثناء تبدد قرص الغاز قد أثار مدارات الكويكبات وأزال العديد منها أثناء دورانها الحلزوني نحو الشمس بسبب مقاومة الغاز بعد إثارة انحرافاتها المدارية. [ 60 ]

طُرحت عدة فرضيات لتفسير غياب أي كواكب عملاقة أرضية تدور حول عطارد في مدارات قريبة ، ولصغر كتلته . فإذا كان لبّ المشتري قد تشكّل بالقرب من الشمس، فإن هجرته الخارجية عبر النظام الشمسي الداخلي ربما دفعت المادة نحو الخارج في نطاق رنينها، مما أدى إلى استنزاف المنطقة داخل مدار الزهرة . [ 61 ] [ 26 ] وفي قرص كوكبي أولي كان يتطور بفعل رياح القرص ، ربما هاجرت الأجنة الكوكبية نحو الخارج قبل أن تندمج لتكوين كواكب، تاركةً النظام الشمسي خاليًا من الكواكب داخل مدار عطارد. [ 62 ] [ 63 ] كما أن الهجرة المتقاربة للأجنة الكوكبية في القرص الغازي باتجاه وحدة فلكية واحدة كانت ستؤدي إلى تكوين كواكب أرضية كبيرة بالقرب من هذه المسافة، تاركةً عطارد جنينًا عالقًا. [ ٥٠ ] ربما فُقد جيل مبكر من الكواكب الداخلية نتيجة تصادمات كارثية أثناء حالة عدم استقرار، مما أدى إلى طحن الحطام إلى حجم صغير بما يكفي ليُفقد بفعل مقاومة بوينتينغ-روبرتسون. [ ٦٤ ] [ ٦٥ ] إذا كان تكوّن الكواكب الصغيرة قد حدث مبكرًا فقط، فربما كانت الحافة الداخلية لقرص الكواكب الصغيرة تقع عند خط تكثف السيليكات في ذلك الوقت. [ ٦٦ ] قد يكون تكوّن الكواكب الصغيرة الأقرب من مدار عطارد قد تطلب أن يكون المجال المغناطيسي للنجم متوافقًا مع دوران القرص، مما مكّن من استنفاد الغاز بحيث وصلت نسب المواد الصلبة إلى الغاز إلى قيم كافية لحدوث حالات عدم استقرار التدفق . [ ٦٧ ] [ ٦٨ ] قد يتطلب تكوّن الكواكب العملاقة الأرضية تدفقًا أكبر من الحصى المنجرفة نحو الداخل مما حدث في النظام الشمسي المبكر. [ 69 ] ربما تكون الكويكبات التي تدور في قرص كوكبي أولي على مسافة أقل من 0.6 وحدة فلكية قد تآكلت بفعل الرياح المعاكسة. [ 70 ] ربما يكون نظام شمسي مبكر، كان يعاني من نقص كبير في المواد، قد أدى إلى تكوين كواكب صغيرة فُقدت أو دُمرت في حالة عدم استقرار مبكرة، ولم يتبق منها سوى عطارد، أو إلى تكوين عطارد فقط. [ 71 ] [ 72 ]  

انظر أيضاً

مراجع

  1. ↑ زوبريتسكي، إليزابيث. "رحلات كوكب المشتري في شبابه أعادت تعريف النظام الشمسي" . ناسا . مؤرشف من الأصل في 1 مارس 2017. تم الاطلاع عليه في 4 نوفمبر 2015 .
  2. 1 2 بيتي، كيلي (16 أكتوبر 2010). "نظامنا الشمسي 'الجديد والمُحسَّن'" . سكاي آند تلسكوب . تم الاسترجاع في 4 نوفمبر 2015 .
  3. ↑ ساندرز، راي (23 أغسطس 2011). "كيف شكّل كوكب المشتري نظامنا الشمسي؟" . يونيفرس توداي . تم الاطلاع عليه في 4 نوفمبر 2015 .
  4. ↑ تشوي، تشارلز كيو. (23 مارس 2015). "هجرة كوكب المشتري 'المذهلة' قد تفسر نظامنا الشمسي الشاذ" . Space.com . تم الاطلاع عليه في 4 نوفمبر 2015 .
  5. ↑ فيسنماير، كيم (23 مارس 2015). "بحث جديد يشير إلى أن النظام الشمسي ربما كان يضم في الماضي كواكب عملاقة شبيهة بالأرض" . معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا . تم الاطلاع عليه في 5 نوفمبر 2015 .
  6. والش ، كيفن جيه؛ موربيديلي، أليساندرو؛ ريموند، شون إن؛ أوبراين، ديفيد بي؛ مانديل، آفي إم. (2011). "كتلة منخفضة للمريخ ناتجة عن هجرة المشتري المبكرة المدفوعة بالغاز". مجلة نيتشر . 475 ( 7355 ): 206-209 . arXiv : 1201.5177 . Bibcode : 2011Natur.475..206W . doi : 10.1038/nature10201 . PMID : 21642961. S2CID : 4431823 .  
  7. ↑ «تشير أبحاث جديدة إلى أن النظام الشمسي ربما كان يضم في الماضي كواكب عملاقة شبيهة بالأرض» . علم الأحياء الفلكي . 25 مارس 2015. تم الاطلاع عليه بتاريخ 5 نوفمبر 2015 .
  8. موربيديلي ، أليساندرو؛ كريدا، أوريليان (2007). "ديناميكيات كوكبَي المشتري وزحل في القرص الكوكبي الأولي الغازي". إيكاروس . 191 ( 1): 158-171 . arXiv : 0704.1210 . Bibcode : 2007Icar..191..158M . doi : 10.1016/j.icarus.2007.04.001 . S2CID 17672873 . 
  9. 1 2 براسر، ر.؛ ماتسومورا، س.؛ إيدا، س.؛ موجزيس، س. ج.؛ فيرنر، س. س. (2016). "تحليل تكوين الكواكب الأرضية باستخدام نموذج جراند تاك: بنية النظام وموقع المسار" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 821 (2): 75. arXiv : 1603.01009 . Bibcode : 2016ApJ...821...75B . doi : 10.3847/0004-637X/821/2/75 . S2CID 119207767 . 
  10. ↑ ماسيت، ف.؛ سنيلغروف، م. (2001). "عكس هجرة النوع الثاني: احتجاز رنيني لكوكب أولي عملاق أخف وزنًا" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 320 (4): L55– L59. arXiv : astro-ph/0003421 . Bibcode : 2001MNRAS.320L..55M . doi : 10.1046/j.1365-8711.2001.04159.x . S2CID 119442503 .  
  11. 1 2 3 4 5 6 7 دانجيلو، ج.؛ مارزاري، ف. (2012). "الهجرة الخارجية لكوكبَي المشتري وزحل في الأقراص الغازية المتطورة". المجلة الفيزيائية الفلكية . 757 (1): 50. arXiv : 1207.2737 . Bibcode : 2012ApJ...757...50D . doi : 10.1088/0004-637X/757/1/50 . S2CID 118587166 . 
  12. ↑ بيرينز، أ.؛ ريموند، س. ن. (2011). "هجرة كوكبَي المشتري وزحل في السديم الشمسي الغازي على مرحلتين، نحو الداخل ثم نحو الخارج". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 533 : A131. arXiv : 1107.5656 . Bibcode : 2011A & A...533A.131P . doi : 10.1051/0004-6361/201117451 . S2CID 67818537 . 
  13. ↑ ريموند، شون ن.؛ أوبراين، ديفيد ب.؛ موربيديلي، أليساندرو؛ كايب، ناثان أ. (2009). "بناء الكواكب الأرضية: التراكم المقيد في النظام الشمسي الداخلي". إيكاروس . 203 ( 2): 644-662 . arXiv : 0905.3750 . Bibcode : 2009Icar..203..644R . doi : 10.1016/j.icarus.2009.05.016 . S2CID 15578957 . 
  14. ↑ ليشتنبرغ، تيم (2 نوفمبر 2015). "تفكيك الكويكبات لتفسير غرابة الأرض" . أستروبايتس . تم الاطلاع عليه في 6 نوفمبر 2015 .
  15. ↑ كارتر، فيليب جيه؛ لينهارت، زوي إم؛ إليوت، تيم؛ والتر، مايكل جيه؛ ستيوارت، سارة تي. (2015). "التطور التركيبي أثناء تراكم الكواكب الصخرية الأولية". المجلة الفيزيائية الفلكية . 813 (1): 72. arXiv : 1509.07504 . Bibcode : 2015ApJ...813...72C . doi : 10.1088/0004-637X/813/1/72 . S2CID 53354566 . 
  16. 1 2 والش، كيفن. "التحول الكبير" . معهد أبحاث الجنوب الغربي . تم الاسترجاع في 6 نوفمبر 2015 .
  17. ↑ جاكوبسون، إس. أ.؛ موربيديلي، أ. (2014). "تكوين الكواكب القمرية والأرضية في سيناريو التحول الكبير" . المعاملات الفلسفية للجمعية الملكية أ . 372 (2024): 174. arXiv : 1406.2697 . Bibcode : 2014RSPTA.37230174J . doi : 10.1098/rsta.2013.0174 . PMC 4128261. PMID 25114304 .  
  18. ↑ هانسن، براد إم إس (2009). "تكوين الكواكب الأرضية من حلقة ضيقة". المجلة الفيزيائية الفلكية . 703 (1): 1131-1140 . arXiv : 0908.0743 . Bibcode : 2009ApJ ...703.1131H . doi : 10.1088/0004-637X/703/1/1131 . S2CID 14226690 . 
  19. ↑ ديفيدسون، بيورن جونيور (9 مارس 2014). "ألغاز حزام الكويكبات" . تاريخ النظام الشمسي . تم الاطلاع عليه في 7 نوفمبر 2015 .
  20. ↑ ريموند، شون (2 أغسطس 2013). "التحول الكبير" . بلانيت بلانيت . تم الاطلاع عليه في 7 نوفمبر 2015 .
  21. ↑ ديينو، روجيريو؛ غوميز، رودني س.؛ والش، كيفن ج.؛ موربيديلي، أليساندرو؛ نيسفورني، ديفيد (2016). "هل يتوافق نموذج المسار الكبير مع التوزيع المداري لكويكبات الحزام الرئيسي؟". إيكاروس . 272 : 114-124 . arXiv : 1701.02775 . Bibcode : 2016Icar..272..114D . doi : 10.1016/j.icarus.2016.02.043 . S2CID 119054790 . 
  22. ↑ أوبراين، ديفيد ب.؛ والش، كيفن ج.؛ موربيديلي، أليساندرو؛ ريموند، شون ن.؛ مانديل، آفي م. (2014). "توصيل المياه والتأثيرات الهائلة في سيناريو 'التحول الكبير'". إيكاروس . 239 : 74-84 . arXiv : 1407.3290 . Bibcode : 2014Icar..239...74O . doi : 10.1016/j.icarus.2014.05.009 . S2CID 51737711 . 
  23. ↑ ماتسومورا، سوكو؛ براسر، رامون؛ إيدا، شيغيرو (2016). "تأثيرات التطور الديناميكي للكواكب العملاقة على إيصال العناصر المحبة للغلاف الجوي أثناء تكوين الكواكب الأرضية" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 818 (1): 15. arXiv : 1512.08182 . Bibcode : 2016ApJ...818...15M . doi : 10.3847/0004-637X/818/1/15 . S2CID 119205579 . 
  24. ↑ باتيغين، كونستانتين؛ لافلين، غريغ (2015). "دور كوكب المشتري الحاسم في التطور المبكر للنظام الشمسي الداخلي" . وقائع الأكاديمية الوطنية للعلوم . 112 (14): 4214-4217 . arXiv : 1503.06945 . Bibcode : 2015PNAS..112.4214B . doi : 10.1073/pnas.1423252112 . PMC 4394287. PMID 25831540 .  
  25. ↑ «كوكب المشتري المتجول جرف الكواكب العملاقة الشبيهة بالأرض، مما أدى إلى تكوين نظامنا الشمسي غير المألوف» . أسترونومي ناو (بيان صحفي). بول ستار. جامعة كاليفورنيا، سانتا كروز . تم الاطلاع عليه بتاريخ 3 نوفمبر 2015 .
  26. 1 2 ريموند، شون ن.؛ إيزيدورو، أندريه؛ بيتش، بيرترام؛ جاكوبسن، سيث أ. (2016). "هل تشكل لب كوكب المشتري في الأجزاء الداخلية من القرص الكوكبي الأولي للشمس؟" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 458 (3): 2962-2972 . arXiv : 1602.06573 . Bibcode : 2016MNRAS.458.2962R . doi : 10.1093/mnras/stw431 .
  27. ↑ سبولدينغ، كريستوفر (2018). "الرياح الشمسية البدائية كعامل مؤثر في تكوين الكواكب الأرضية" . رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 869 (1): L17. arXiv : 1811.11697 . Bibcode : 2018ApJ...869L..17S . doi : 10.3847/2041-8213/aaf478 . S2CID 119382211 . 
  28. ↑ كليمنت، ماثيو س.؛ كايب، ناثان أ.؛ ريموند، شون ن.؛ تشامبرز، جون إي.؛ والش، كيفن ج. (2019). "سيناريو عدم الاستقرار المبكر: تكوين الكواكب الأرضية خلال عدم استقرار الكواكب العملاقة، وتأثير التفتت التصادمي". إيكاروس . 321 : 778-790 . arXiv : 1812.07590 . Bibcode : 2019Icar..321..778C . doi : 10.1016/j.icarus.2018.12.033 . S2CID 119063847 . 
  29. ↑ جونسون، بي سي؛ والش، كيه جيه؛ مينتون، دي إيه؛ كروت، إيه إن؛ ليفيسون، إتش إف (2016). " توقيت تكوين وهجرة الكواكب العملاقة كما تحدده النيازك الكوندريتية من نوع CB" . مجلة ساينس أدفانسز . 2 (12) e1601658. رمز Bibcode : 2016SciA....2E1658J . doi : 10.1126/sciadv.1601658 . PMC 5148210. PMID 27957541 .  
  30. ↑ هيلر، ر.؛ مارلو، ج.-د.؛ بودريتز، ر. إ. (2015). "تكوين أقمار غاليليو وتيتان في سيناريو التحول الكبير". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 579 : L4. arXiv : 1506.01024 . Bibcode : 2015A & A...579L...4H . doi : 10.1051/0004-6361/201526348 . S2CID 119211657 . 
  31. ↑ ويلسون، ديفيد (9 يونيو 2015). "تمسكوا بأقماركم! الجليد، والغلاف الجوي، والتحول الكبير" . أسترو بايتس . تم الاسترجاع في 20 نوفمبر 2016 .
  32. ↑ هانسن، برادلي إم إس (2018). "سياق ديناميكي لأصل فوبوس وديموس" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 475 (2): 2452-2466 . arXiv : 1801.07775 . Bibcode : 2018MNRAS.475.2452H . doi : 10.1093/mnras/stx3361 .
  33. ↑ براسر، ر.؛ موجزيس، س. ج.؛ ماتسومورا، س.؛ إيدا، س. (2017). "التكوين البارد والبعيد للمريخ". رسائل علوم الأرض والكواكب . 468 : 85-93 . arXiv : 1704.00184 . Bibcode : 2017E & PSL.468...85B . doi : 10.1016/j.epsl.2017.04.005 . S2CID 15171917 . 
  34. ↑ سومنر، توماس (5 مايو 2017). "ربما لم يولد المريخ مع الكواكب الصخرية الأخرى" . أخبار العلوم . تم الاطلاع عليه بتاريخ 23 يونيو 2017 .
  35. ↑ شاميتلا، راؤول أو. (2020). "التقاط وهجرة كوكبَي المشتري وزحل في رنين الحركة المتوسطة في قرص كوكبي أولي غازي" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 492 (4): 6007-6018 . arXiv : 2001.09235 . doi : 10.1093/mnras/staa260 .
  36. ↑ غريفو، ب.؛ كريدا، أ.؛ ليغا، إ. (2023). "هجرة أزواج الكواكب العملاقة في أقراص منخفضة اللزوجة". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 672 : A190. arXiv : 2303.04652 . Bibcode : 2023A & A...672A.190G . doi : 10.1051/0004-6361/202245208 .
  37. 1 2 بيرينز، أرنو؛ ريموند، شون ن.؛ نيسفورني، ديفيد؛ موربيديلي، أليساندرو (2014). "الهجرة الخارجية لكوكبَي المشتري وزحل في رنين 3:2 أو 2:1 في الأقراص الإشعاعية: الآثار المترتبة على نموذجي غراند تاك ونيس". رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 795 (1): L11. arXiv : 1410.0543 . Bibcode : 2014ApJ...795L..11P . doi : 10.1088/2041-8205/795/1/L11 . S2CID 118417097 . 
  38. ↑ مارزاري، ف.؛ دانجيلو، ج.؛ بيكونيا، ج. (2019). "توزيع الغبار المحيط بالنجوم في الأنظمة التي تحتوي على كوكبين في حالة رنين" . المجلة الفلكية . 157 (2): 45. arXiv : 1812.07698 . Bibcode : 2019AJ....157...45M . doi : 10.3847/1538-3881/aaf3b6 . S2CID 119454927 . 
  39. ↑ دانجيلو، ج.؛ مارزاري، ف. (2015). التراكم المستدام على الكواكب الغازية العملاقة المحاطة بأقراص كوكبية منخفضة الاضطراب . الجمعية الفلكية الأمريكية، اجتماع DPS رقم 47. المجلد 418.06. الصفحة 418.06. رمز Bibcode : 2015DPS....4741806D .  
  40. ↑ مارزاري، ف.؛ دانجيلو، ج. (2013). نمو الكتلة وتطور الكواكب العملاقة في مدارات رنانة . الجمعية الفلكية الأمريكية، اجتماع DPS رقم 45. المجلد 113.04. ص 113.04. رمز Bibcode : 2013DPS....4511304M .  
  41. ↑ تشامبرز، جيه إي (2013). "التراكم الكوكبي في المراحل المتأخرة، بما في ذلك التصادمات العابرة والتفتت". إيكاروس . 224 (1): 43-56 . Bibcode : 2013Icar..224...43C . doi : 10.1016/j.icarus.2013.02.015 .
  42. ↑ فيشر، ر. أ.؛ سيسلا، ف. ج. (2014). "ديناميكيات الكواكب الأرضية من خلال عدد كبير من عمليات محاكاة الأجسام المتعددة". رسائل علوم الأرض والكواكب . 392 : 28-38 . Bibcode : 2014E & PSL.392...28F . doi : 10.1016/j.epsl.2014.02.011 .
  43. ↑ باركلي، توماس؛ كوينتانا، إليسا ف. (2015). التكوين الموضعي للكواكب الشبيهة بالمريخ - نتائج من مئات عمليات المحاكاة متعددة الأجسام التي تتضمن التفتت التصادمي . الجمعية الفلكية الأمريكية، اجتماع DPS رقم 47. المجلد رقم 507.06. ص 507.06. Bibcode : 2015DPS....4750706B .  
  44. ↑ إيزيدورو، أندريه؛ ريموند، شون ن.؛ موربيديلي، أليساندرو؛ وينتر، أوتون س. (2015). "تكوين الكواكب الأرضية مقيد بالمريخ وبنية حزام الكويكبات" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 453 (4): 3619-3634 . arXiv : 1508.01365 . Bibcode : 2015MNRAS.453.3619I . doi : 10.1093/mnras / stv1835 . hdl : 11449/177633 .
  45. ↑ درازكوفسكا، ج.؛ أليبيرت، ي.؛ مور، ب. (2016). "تكوين الكواكب الصغيرة القريبة من خلال تراكم الحصى المنجرفة". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 594 : A105. arXiv : 1607.05734 . Bibcode : 2016A & A...594A.105D . doi : 10.1051/0004-6361/201628983 . S2CID 55846864 . 
  46. ↑ كليمنت، ماثيو س.؛ كايب، ناثان أ.؛ ريموند، شون ن.؛ والشين، كيفن ج. (2018). "توقف نمو المريخ بسبب عدم استقرار كوكب عملاق مبكر". إيكاروس . 311 : 340-356 . arXiv : 1804.04233 . Bibcode : 2018Icar..311..340C . doi : 10.1016/j.icarus.2018.04.008 . S2CID 53070809 . 
  47. ↑ ريموند، شون (29 مايو 2018). "توقف نمو المريخ!" . بلانيت بلانيت . تم الاطلاع عليه في 31 يناير 2019 .
  48. ↑ "يتوقع العلماء أن الكواكب الصخرية تشكلت من 'الحصى'"" معهد أبحاث الجنوب الغربي. 26 أكتوبر 2015. تم الاطلاع عليه بتاريخ 22 نوفمبر 2015. "
  49. ↑ ليفيسون، هارولد ف.؛ كريتكه، كاثرين أ.؛ والش، كيفن؛ بوتكي، ويليام (2015). "نمو الكواكب الأرضية من التراكم التدريجي لأجسام دون المتر" . وقائع الأكاديمية الوطنية للعلوم . 112 ( 46): 14180-14185 . arXiv : 1510.02095 . Bibcode : 2015PNAS..11214180L . doi : 10.1073/pnas.1513364112 . PMC 4655528. PMID 26512109 .  
  50. 1 2 م. بروز، م.؛ شرينكو، أ.؛ نيسفورني، د.؛ دوفاس، ن. (2021). "تكوين الكواكب الأرضية المبكر عن طريق الهجرة التقاربية المدفوعة بالعزم للأجنة الكوكبية". مجلة نيتشر لعلم الفلك . 5 (9): 898-902 . arXiv : 2109.11385 . Bibcode : 2021NatAs ...5..898B . doi : 10.1038/s41550-021-01383-3 . S2CID 236317507 . 
  51. ↑ بروملي، بنجامين سي؛ كينيون، سكوت جيه (2017). "تكوين الكواكب الأرضية: اضطراب ديناميكي وانخفاض كتلة المريخ" . المجلة الفلكية . 153 (5): 216. arXiv : 1703.10618 . Bibcode : 2017AJ....153..216B . doi : 10.3847/1538-3881/aa6aaa . S2CID 119446914 . 
  52. ↑ ريموند، شون ن.؛ إيزيدورو، أندريه (2017). "أصل الماء في النظام الشمسي الداخلي: الكويكبات المتناثرة نحو الداخل أثناء تراكم الغاز السريع على كوكبَي المشتري وزحل". إيكاروس . 297 : 134-148 . arXiv : 1707.01234 . Bibcode : 2017Icar..297..134R . doi : 10.1016/j.icarus.2017.06.030 . S2CID 119031134 . 
  53. ↑ ريموند، شون ن.؛ إيزيدورو، أندريه (2017). "حزام الكويكبات البدائي الفارغ" . مجلة ساينس أدفانسز . 3 (9) e1701138. arXiv : 1709.04242 . Bibcode : 2017SciA....3E1138R . doi : 10.1126 / sciadv.1701138 . PMC 5597311. PMID 28924609 .  
  54. ↑ ريموند، شون (13 سبتمبر 2017). "حزام الكويكبات: مخيم للاجئين الكونيين؟" . بلانيت بلانيت . تم الاطلاع عليه في 14 سبتمبر 2017 .
  55. ↑ ريموند، شون (5 يوليو 2017). "من أين أتت مياه الأرض (وحزام الكويكبات)؟" . planetplanetb . تم الاطلاع عليه في 7 يوليو 2017 .
  56. ↑ إيزيدورو، أندريه؛ ريموند، شون ن.؛ بيرينز، أرنو؛ موربيديلي، أليساندرو؛ وينتر، أوتون س.؛ نيسفورني، ديفيد (2016). "حزام الكويكبات كبقايا من نظام شمسي فوضوي مبكر" . رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 833 (1): 40. arXiv : 1609.04970 . Bibcode : 2016ApJ...833...40I . doi : 10.3847/1538-4357/833/1/40 . S2CID 118486946 . 
  57. ↑ ليشتنبرغ، تيم (نوفمبر 2016). "فوضى متواضعة في النظام الشمسي المبكر" . أسترو بايتس . تم الاطلاع عليه بتاريخ 21 نوفمبر 2016 .
  58. ↑ ديينو، روجيريو؛ إيزيدورو، أندريه؛ موربيديلي، أليساندرو؛ غوميز، رودني س.؛ نيسفورني، ديفيد؛ ريموند، شون ن. (2018). "إثارة حزام الكويكبات الباردة البدائية كنتيجة لعدم استقرار الكواكب" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 864 (1): 50. arXiv : 1808.00609 . Bibcode : 2018ApJ...864...50D . doi : 10.3847/1538-4357/aad55d . S2CID 118947612 . 
  59. ↑ كليمنت، ماثيو س.؛ ريموند، شون ن.؛ كايب، ناثان أ. (2019). "إثارة واستنزاف حزام الكويكبات في سيناريو عدم الاستقرار المبكر" . المجلة الفلكية . 157 (1): 38. arXiv : 1811.07916 . Bibcode : 2019AJ....157...38C . doi : 10.3847/1538-3881/aaf21e . S2CID 119495020 . 
  60. ↑ تشنغ، شياوتشن؛ لين، دوغلاس إن سي؛ كوفنهوفن، إم بي إن (2017). "إزالة الكواكب الصغيرة واحتجاز الكويكبات المعتمد على الحجم بواسطة مسح الرنين العلماني أثناء استنزاف السديم الشمسي" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 836 (2): 207. arXiv : 1610.09670 . Bibcode : 2017ApJ...836..207Z . doi : 10.3847/1538-4357/836/2/207 . S2CID 119260501 . 
  61. ↑ ريموند، شون (21 فبراير 2016). "هل تشكل النظام الشمسي من الداخل إلى الخارج؟" . planetplanet . تم الاطلاع عليه بتاريخ 23 فبراير 2016 .
  62. ↑ أوجيهارا، ماساهيرو؛ كوباياشي، هيروشي؛ إينوتسوكا، شو-إيتشيرو؛ سوزوكي، تاكيرو ك. (2015). "تكوين الكواكب الأرضية في الأقراص المتطورة عبر رياح القرص وآثاره على أصل الكواكب الأرضية في النظام الشمسي". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 579 : A65. arXiv : 1505.01086 . Bibcode : 2015A & A...579A..65O . doi : 10.1051/0004-6361/201525636 . S2CID 119110384 . 
  63. ↑ أوجيهارا، ماساهيرو؛ كوكوبو، إيتشيرو؛ سوزوكي، تاكيرو ك.؛ موربيديلي، أليساندرو (2018). "تكوين الكواكب الأرضية في النظام الشمسي حول وحدة فلكية واحدة عبر التركيز الشعاعي للكويكبات". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 612 : L5. arXiv : 1804.02361 . Bibcode : 2018A & A...612L...5O . doi : 10.1051/0004-6361/201832654 . S2CID 54494720 . 
  64. ↑ ريد، نولا تايلور (8 يونيو 2015). "عطارد الناجي الوحيد من بين الكواكب التي تدور في مدارات قريبة" . مجلة علم الأحياء الفلكي . تم الاطلاع عليه بتاريخ 14 يناير 2017 .
  65. ↑ فولك، كاثرين؛ جلادمان، بريت (2015). "توحيد الكواكب الخارجية وسحقها: هل حدث ذلك هنا؟". رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 806 (2): L26. arXiv : 1502.06558 . Bibcode : 2015ApJ...806L..26V . doi : 10.1088/2041-8205/806/2/L26 . S2CID 118052299 . 
  66. ↑ موربيديلي، أ.؛ بيتش، ب.؛ كريدا، أ.؛ غونيل، م.؛ غييو، ت.؛ جاكوبسن، س.؛ وآخرون (2016). "خطوط التكثيف المتحجرة في القرص الكوكبي الأولي للنظام الشمسي". إيكاروس . 267 : 368-376 . arXiv : 1511.06556 . Bibcode : 2016Icar..267..368M . doi : 10.1016/j.icarus.2015.11.027 . S2CID 54642403 .  
  67. ↑ هامر، مايكل (12 أغسطس 2016). "لماذا يقع عطارد بعيدًا جدًا عن الشمس؟" . أسترو بايتس . تم الاطلاع عليه بتاريخ 29 نوفمبر 2016 .
  68. ↑ سيمون، جاكوب (2016). "تأثير هندسة المجال المغناطيسي على تكوين الكواكب الخارجية القريبة" . رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 827 (2): L37. arXiv : 1608.00573 . Bibcode : 2016ApJ...827L..37S . doi : 10.3847/2041-8205/827/2/L37 . S2CID 118420788 . 
  69. ↑ لامبرختس، ميشيل؛ موربيديلي، أليساندرو؛ جاكوبسون، سيث أ.؛ يوهانسن، أندرس؛ بيتش، بيرترام؛ إيزيدورو، أندريه؛ ريموند، شون ن. (2019). "تكوين الأنظمة الكوكبية عن طريق تراكم الحصى وهجرتها: كيف يحدد التدفق القطري للحصى نمط نمو الكوكب الأرضي أو الكوكب العملاق". علم الفلك والفيزياء الفلكية . A83 : 627. arXiv : 1902.08694 . Bibcode : 2019A & A...627A..83L . doi : 10.1051/0004-6361/201834229 . S2CID 119470314 . 
  70. ↑ سيدنبلاد، لوكاس؛ شافير، نعومي؛ يوهانسن، أندرس؛ مهليغ، ب.؛ ميترا، دروباديتيا (2021). "الكواكب الصغيرة في مدارات إهليلجية تتآكل بسرعة" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 921 (2): 123. arXiv : 2011.14431 . Bibcode : 2021ApJ...921..123C . doi : 10.3847/1538-4357/ac1e88 . S2CID 238227254 . 
  71. ↑ كليمنت، ماثيو س.؛ تشامبرز، جون إي.؛ جاكسون، آلان ب. (2021). "المسارات الديناميكية لأصل عطارد. الجزء الأول: الناجي الوحيد من جيل بدائي من الكواكب الأولية قصيرة الدورة" . المجلة الفلكية . 161 (5): 240. arXiv : 2104.11246 . Bibcode : 2021AJ....161..240C . doi : 10.3847/1538-3881/abf09f . S2CID 233387902 . 
  72. ↑ كليمنت، ماثيو س.؛ تشامبر، جون إي. (2021). "المسارات الديناميكية لأصل عطارد. الجزء الثاني: التكوين الموضعي في القرص الأرضي الداخلي" . المجلة الفلكية . 162 (1): 3. arXiv : 2104.11252 . Bibcode : 2021AJ....162....3C . doi : 10.3847/1538-3881/abfb6c . S2CID 233388200 .