عدم استقرار البث

الموسوعة الحرة
تكوين الكواكب الصغيرة

في علم الكواكب، يُعدّ عدم استقرار التدفق آليةً افتراضيةً لتكوين الكويكبات ، حيث يؤدي الاحتكاك الذي تتعرض له الجسيمات الصلبة التي تدور في قرص غازي إلى تركيزها التلقائي في كتل قابلة للانهيار بفعل الجاذبية . [ 1 ] تزيد الكتل الأولية الصغيرة من سرعة دوران الغاز، مما يُبطئ الانجراف القطري محليًا، ويؤدي إلى نموها بانضمام جسيمات معزولة أسرع انجرافًا إليها. تتشكل خيوط ضخمة تصل إلى كثافات كافية للانهيار بفعل الجاذبية إلى كويكبات بحجم الكويكبات الكبيرة ، متجاوزةً بذلك عددًا من العوائق التي تعترض آليات التكوين التقليدية. يتطلب تكوين عدم استقرار التدفق وجود مواد صلبة مرتبطة بالغاز بشكل معتدل، ونسبة محلية بين المواد الصلبة والغاز تساوي واحدًا أو أكثر. يزداد احتمال نمو المواد الصلبة الكبيرة بما يكفي لتصبح مرتبطة بالغاز بشكل معتدل خارج خط الجليد وفي المناطق ذات الاضطراب المحدود. يُعدّ تركيز المواد الصلبة الأولي بالنسبة للغاز ضروريًا لكبح الاضطراب بشكل كافٍ للسماح لنسبة المواد الصلبة إلى الغاز بالوصول إلى أكثر من واحد عند المستوى المتوسط. وقد اقتُرحت مجموعة واسعة من الآليات لإزالة الغاز بشكل انتقائي أو لتركيز المواد الصلبة. في النظام الشمسي الداخلي ، يتطلب تكوين عدم استقرار التدفق تركيزًا أوليًا أكبر للمواد الصلبة أو نمو المواد الصلبة إلى ما يتجاوز حجم الكوندريتات . [ 2 ]

خلفية

يُعتقد تقليديًا أن الكويكبات والأجسام الأكبر حجمًا قد تشكلت عبر تراكم هرمي، أي تكوّن الأجسام الكبيرة من خلال تصادم واندماج الأجسام الصغيرة. تبدأ هذه العملية بتصادم الغبار بفعل الحركة البراونية، مما يُنتج تجمعات أكبر حجمًا متماسكة بفعل قوى فان دير فالس . تستقر هذه التجمعات باتجاه منتصف القرص وتصطدم بفعل اضطراب الغاز، مُشكّلةً حصى وأجسامًا أكبر. تُؤدي المزيد من التصادمات والاندماجات في النهاية إلى تكوين كويكبات  يتراوح قطرها بين 1 و10 كيلومترات، متماسكة بفعل جاذبيتها الذاتية. ثم يتسارع نمو أكبر الكويكبات، حيث يزيد التركيز الجاذبي من مساحة مقطعها العرضي الفعال، مما يؤدي إلى تراكم متسارع يُشكّل الكويكبات الأكبر حجمًا . لاحقًا، يُثير التشتت الجاذبي الناتج عن الأجسام الأكبر حجمًا حركات نسبية، مما يُسبب انتقالًا إلى تراكم أوليغاركي أبطأ ينتهي بتكوين أجنة كوكبية. في النظام الشمسي الخارجي، تنمو الأجنة الكوكبية لتصبح كبيرة بما يكفي لتراكم الغاز، مُشكّلةً الكواكب العملاقة. في النظام الشمسي الداخلي، تصبح مدارات الأجنة الكوكبية غير مستقرة، مما يؤدي إلى اصطدامات هائلة وتكوين الكواكب الأرضية. [ 3 ]

تم تحديد عدد من العقبات التي تعترض هذه العملية: حواجز النمو الناتجة عن التصادمات، والانجراف القطري للأجسام الصلبة الأكبر حجمًا، والاضطراب الناتج عن حركة الكويكبات. [ 2 ] مع نمو الجسيم، يزداد الوقت اللازم لحركته للاستجابة للتغيرات في حركة الغاز في الدوامات المضطربة. وبالتالي، تزداد الحركات النسبية للجسيمات، وسرعات التصادم، كما هو الحال مع كتلة الجسيمات. بالنسبة للسيليكات، تتسبب سرعات التصادم المتزايدة في انضغاط تجمعات الغبار إلى جسيمات صلبة ترتد بدلًا من أن تلتصق، مما يوقف النمو عند حجم الكوندريت  ، الذي يبلغ قطره حوالي 1 مم. [ 4 ] [ 5 ] قد لا تتأثر المواد الصلبة الجليدية بحاجز الارتداد، ولكن يمكن إيقاف نموها عند أحجام أكبر بسبب التفتت مع زيادة سرعات التصادم. [ 6 ] ينتج الانجراف القطري عن دعم الضغط للغاز، مما يُمكّنه من الدوران بسرعة أبطأ من سرعة المواد الصلبة. تفقد الأجسام الصلبة التي تدور عبر هذا الغاز زخمها الزاوي وتتجه حلزونيًا نحو النجم المركزي بمعدلات تتزايد مع نموها. عند مسافة وحدة فلكية واحدة، ينتج عن ذلك حاجز بحجم متر واحد، مع فقدان سريع للأجسام الكبيرة في غضون 1000 دورة فقط، وينتهي الأمر بتبخرها عند اقترابها الشديد من النجم. [ 7 ] [ 8 ] عند مسافات أبعد، قد يصبح نمو الأجسام الجليدية محدودًا بالانجراف عند الأحجام الصغيرة عندما تصبح فترات انجرافها أقصر من فترات نموها. [ 9 ] يمكن أن تُحدث الاضطرابات في القرص الكوكبي الأولي تقلبات في الكثافة تُؤثر بعزوم على الكويكبات، مما يُثير سرعاتها النسبية. خارج المنطقة الميتة، يمكن أن تؤدي السرعات العشوائية العالية إلى تدمير الكويكبات الأصغر حجمًا، وتأخير بدء النمو المتسارع حتى تصل الكويكبات إلى نصف قطر 100  كيلومتر. [ 2 ]

توجد بعض الأدلة التي تشير إلى أن تكوين الكواكب الصغيرة ربما تجاوز هذه العوائق أمام النمو التدريجي. ففي حزام الكويكبات الداخلي ، جميع الكويكبات ذات البياض المنخفض التي لم تُصنّف ضمن مجموعة كويكبات ناتجة عن تصادمات يزيد قطرها عن 35  كيلومترًا. [ 10 ] [ 11 ] ويمكن محاكاة تغير ميل توزيع أحجام الكويكبات عند حوالي 100  كيلومتر في النماذج إذا كان الحد الأدنى لقطر الكواكب الصغيرة 100  كيلومتر، وكانت الكويكبات الأصغر حجمًا عبارة عن حطام ناتج عن تصادمات. [ 3 ] [ 12 ] وقد لوحظ تغير مماثل في ميل توزيع أحجام أجسام حزام كايبر . [ 13 ] [ 14 ] كما يُستشهد بانخفاض عدد الفوهات الصغيرة على بلوتو [ 15 ] كدليل على أن أكبر أجسام حزام كايبر قد تشكلت بشكل مباشر. [ 16 ] علاوة على ذلك، إذا تشكلت الأجرام الكلاسيكية الباردة في حزام كايبر في الموقع من قرص منخفض الكتلة، كما يُشير إليه وجود أنظمة ثنائية ضعيفة الارتباط، [ 17 ] فمن غير المرجح أن تكون قد تشكلت عبر الآلية التقليدية. [ 18 ] يشير نشاط الغبار في المذنبات إلى قوة شد منخفضة، والتي ستكون نتيجة لعملية تكوين لطيفة مع تصادمات بسرعات السقوط الحر . [ 19 ] [ 20 ]

وصف

تنشأ اضطرابات التدفق، التي وصفها أندرو يودين وجيريمي غودمان لأول مرة [ 21 ] ، من اختلافات في حركة الغاز والجسيمات الصلبة في القرص الكوكبي الأولي . يكون الغاز أكثر سخونة وكثافة بالقرب من النجم، مما يُنشئ تدرجًا في الضغط يُعادل جزئيًا جاذبية النجم. يسمح الدعم الجزئي لتدرج الضغط للغاز بالدوران بسرعة تقل بنحو 50  مترًا في الثانية عن السرعة الكبلرية عند هذه المسافة. أما الجسيمات الصلبة، فلا يدعمها تدرج الضغط، وستدور بسرعات كبلرية في غياب الغاز. ينتج عن اختلاف السرعات رياح معاكسة تدفع الجسيمات الصلبة إلى الدوران حلزونيًا نحو النجم المركزي مع فقدانها الزخم بسبب مقاومة الهواء . تُحدث هذه المقاومة أيضًا رد فعل عكسي على الغاز، مما يزيد من سرعته. عندما تتجمع الجسيمات الصلبة في الغاز، يُقلل رد الفعل من الرياح المعاكسة محليًا، مما يسمح للتجمع بالدوران بسرعة أكبر والتعرض لانجراف داخلي أقل. تستحوذ الجسيمات المنفردة على التجمعات الأبطأ حركةً، مما يزيد الكثافة المحلية ويقلل الانجراف القطري، ويغذي نموًا أُسّيًا للتجمعات الأولية. [ 2 ] في عمليات المحاكاة، تُشكّل التجمعات خيوطًا ضخمةً قابلةً للنمو أو التلاشي، ويمكنها أن تصطدم وتندمج أو تنقسم إلى خيوط متعددة. يبلغ متوسط ​​المسافة بين الخيوط 0.2 من ارتفاع مقياس الغاز ، أي ما يقارب 0.02 وحدة فلكية عند مسافة حزام الكويكبات. [ 22 ] قد تتجاوز كثافة الخيوط ألف ضعف كثافة الغاز، وهو ما يكفي لتحفيز الانهيار الجذبي وتفتت الخيوط إلى تجمعات مترابطة. [ 23 ]

تتقلص التجمعات مع تبديد الطاقة بفعل مقاومة الغاز والتصادمات غير المرنة ، مما يؤدي إلى تكوين كويكبات بحجم الكويكبات الكبيرة. [ 23 ] تُحدَّد سرعات الاصطدام أثناء انهيار التجمعات الأصغر التي تُشكِّل  كويكبات يتراوح قطرها بين 1 و10 كيلومترات، مما يقلل من تفتت الجسيمات، ويؤدي إلى تكوين كويكبات مسامية ذات كثافة منخفضة. [ 24 ] تُبطئ مقاومة الغاز سقوط أصغر الجسيمات، كما تُبطئ التصادمات الأقل تكرارًا سقوط أكبر الجسيمات خلال هذه العملية، مما ينتج عنه فرز الجسيمات حسب الحجم، حيث تُشكِّل الجسيمات متوسطة الحجم نواة مسامية، بينما يُشكِّل مزيج من أحجام الجسيمات طبقات خارجية أكثر كثافة. [ 25 ] تزداد سرعات الاصطدام وتفتت الجسيمات مع كتلة التجمعات، مما يُقلِّل المسامية ويزيد كثافة الأجسام الأكبر حجمًا، مثل  الكويكبات التي يبلغ قطرها 100 كيلومتر والتي تتكون من مزيج من الحصى وشظاياها. [ 26 ] يمكن أن تتفتت أسراب الكويكبات المنهارة ذات الزخم الزاوي الزائد ، مُشكّلةً أجسامًا ثنائية أو ثلاثية في بعض الحالات تُشبه تلك الموجودة في حزام كايبر. [ 27 ] في عمليات المحاكاة، يتوافق التوزيع الكتلي الأولي للكواكب الصغيرة المُتشكلة عبر عدم استقرار التدفق مع قانون القوة: dn/dM ~ M −1.6 ، [ 28 ] [ 29 ] وهو أكثر انحدارًا بقليل من قانون القوة للكويكبات الصغيرة، [ 30 ] مع قطع أُسّي عند الكتل الأكبر. [ 31 ] [ 32 ] قد يؤدي استمرار تراكم الكوندريتات من القرص إلى تحويل توزيع حجم أكبر الأجسام نحو توزيع حزام الكويكبات الحالي. [ 31 ] في النظام الشمسي الخارجي، يمكن أن تستمر أكبر الأجسام في النمو عبر تراكم الحصى ، مُشكّلةً على الأرجح نوى الكواكب العملاقة . [ 33 ]

متطلبات

لا تتشكل اضطرابات التدفق إلا في وجود الدوران والانجراف القطري للمواد الصلبة. تبدأ المرحلة الخطية الأولية لاضطراب التدفق [ 34 ] بمنطقة عابرة ذات ضغط عالٍ داخل القرص الكوكبي الأولي. يُغير الضغط المرتفع تدرج الضغط المحلي الذي يدعم الغاز، مما يقلل التدرج على الحافة الداخلية للمنطقة ويزيده على حافتها الخارجية. لذلك، يجب أن يدور الغاز بسرعة أكبر بالقرب من الحافة الداخلية، بينما يدور بسرعة أبطأ بالقرب من الحافة الخارجية. [ 35 ] تدعم قوى كوريوليس الناتجة عن هذه الحركات النسبية الضغط المرتفع، مما يخلق توازنًا جيوستروبيًا . [ 36 ] تتأثر أيضًا حركات المواد الصلبة بالقرب من مناطق الضغط العالي: تواجه المواد الصلبة على حافتها الخارجية رياحًا معاكسة أكبر وتخضع لانجراف قطري أسرع، بينما تواجه المواد الصلبة على حافتها الداخلية رياحًا معاكسة أقل وتخضع لانجراف قطري أبطأ. [ 35 ] ينتج عن هذا الانجراف القطري التفاضلي تراكم المواد الصلبة في مناطق الضغط العالي. يُحدث الاحتكاك الذي تشعر به المواد الصلبة المتحركة نحو المنطقة رد فعل عكسي على الغاز، مما يُعزز الضغط المرتفع ويؤدي إلى عملية متسارعة. [ 36 ] ومع ازدياد كمية المواد الصلبة التي تحملها الانجرافات الشعاعية نحو المنطقة، ينتج عن ذلك في النهاية تركيز كافٍ من المواد الصلبة لدفع زيادة سرعة الغاز وتقليل الانجراف الشعاعي الموضعي للمواد الصلبة الذي يُلاحظ في حالات عدم استقرار التدفق. [ 35 ]

تتشكل اضطرابات التدفق عندما تكون الجسيمات الصلبة مرتبطة بالغاز بشكل متوسط، بأرقام ستوكس تتراوح بين 0.01 و3؛ وتكون نسبة المادة الصلبة إلى الغاز محليًا قريبة من 1 أو أكبر منها؛ وتكون نسبة المادة الصلبة إلى الغاز المتكاملة رأسيًا أعلى من النسبة الشمسية بعدة مرات. [ 37 ] يُعد رقم ستوكس مقياسًا للتأثيرات النسبية للقصور الذاتي ومقاومة الغاز على حركة الجسيم. في هذا السياق، هو حاصل ضرب المقياس الزمني للتضاؤل ​​الأسي لسرعة الجسيم بسبب المقاومة والتردد الزاوي لمداره. ترتبط الجسيمات الصغيرة كالغبار ارتباطًا قويًا بالغاز وتتحرك معه، بينما ترتبط الأجسام الكبيرة كالكويكبات ارتباطًا ضعيفًا وتدور في مدارات لا تتأثر فيها بالغاز إلى حد كبير. [ 9 ] يتراوح حجم المواد الصلبة المرتبطة ارتباطًا متوسطًا، والتي يُشار إليها أحيانًا بالحصى، من سنتيمترات إلى أمتار تقريبًا عند مسافات حزام الكويكبات، ومن مليمترات إلى ديسيمترات على مسافة تتجاوز 10 وحدات فلكية. [ 7 ] تدور هذه الأجسام عبر الغاز مثل الكويكبات، لكنها تتباطأ بفعل الرياح المعاكسة وتتعرض لانجراف شعاعي كبير. أما الأجسام الصلبة ذات الارتباط المتوسط ​​التي تشارك في عدم استقرار التدفق، فهي تلك التي تتأثر ديناميكيًا بتغيرات حركة الغاز على نطاقات مشابهة لتأثير كوريوليس، مما يسمح لها بالانحصار في مناطق الضغط العالي في القرص الدوار. [ 2 ] كما تحتفظ الأجسام الصلبة ذات الارتباط المتوسط ​​بتأثيرها على حركة الغاز. فإذا كانت نسبة المادة الصلبة إلى الغاز المحلية قريبة من 1 أو أعلى منها، يكون هذا التأثير قويًا بما يكفي لتعزيز مناطق الضغط العالي وزيادة السرعة المدارية للغاز وإبطاء الانجراف الشعاعي. [ 36 ] ويتطلب الوصول إلى هذه النسبة المحلية للمادة الصلبة إلى الغاز والحفاظ عليها في المستوى المتوسط، نسبة متوسطة للمادة الصلبة إلى الغاز في مقطع عرضي رأسي من القرص تعادل بضعة أضعاف النسبة الشمسية. [ 6 ] عندما يكون متوسط ​​نسبة المادة الصلبة إلى الغاز 0.01، وهو ما يُقارب القيمة المُقدَّرة من قياسات النظام الشمسي الحالي، يُولِّد الاضطراب في المستوى المتوسط ​​نمطًا موجيًا يُضخِّم طبقة المادة الصلبة في هذا المستوى. يُقلِّل هذا من نسبة المادة الصلبة إلى الغاز في المستوى المتوسط ​​إلى أقل من 1، مما يُثبِّط تكوُّن التكتلات الكثيفة. عند نسب أعلى من متوسط ​​نسبة المادة الصلبة إلى الغاز، تُخفِّف كتلة المادة الصلبة هذا الاضطراب، مما يسمح بتكوُّن طبقة رقيقة في المستوى المتوسط. [ 38 ] النجوم ذات التركيب المعدني الأعلى أكثر عرضةً للوصول إلى الحد الأدنى لنسبة المادة الصلبة إلى الغاز، مما يجعلها مواقع مُلائمة لتكوُّن الكويكبات والكواكب. [ 39 ]

قد تصل نسبة المواد الصلبة إلى الغاز إلى مستوى عالٍ نتيجة فقدان الغاز أو تركيز المواد الصلبة. [ 2 ] قد يُفقد الغاز بشكل انتقائي بسبب التبخر الضوئي في المراحل المتأخرة من عصر قرص الغاز، [ 40 ] مما يؤدي إلى تركيز المواد الصلبة في حلقة على حافة تجويف يتشكل في قرص الغاز، [ 41 ] على الرغم من أن كتلة الكويكبات المتكونة قد تكون صغيرة جدًا بحيث لا تكفي لتكوين كواكب. [ 42 ] يمكن أن تزداد نسبة المواد الصلبة إلى الغاز في القرص الخارجي أيضًا بسبب التبخر الضوئي، ولكن في منطقة الكواكب العملاقة، قد يكون تكوين الكويكبات الناتج متأخرًا جدًا بحيث لا يكفي لتكوين كواكب عملاقة. [ 43 ] إذا كان المجال المغناطيسي للقرص متوافقًا مع زخمه الزاوي، فإن تأثير هول يزيد من اللزوجة، مما قد يؤدي إلى استنزاف أسرع لقرص الغاز الداخلي. [ 44 ] [ 45 ] يمكن أن يحدث تراكم للمواد الصلبة في القرص الداخلي بسبب تباطؤ معدلات الانجراف القطري مع انخفاض أرقام ستوكس بزيادة كثافة الغاز. [ 46 ] يتعزز هذا التراكم الشعاعي مع ازدياد سرعة الغاز نتيجةً لزيادة كثافة المواد الصلبة على السطح، وقد يؤدي إلى تكوين نطاقات من الكويكبات تمتد من خطوط التسامي إلى حواف خارجية حادة حيث تصل نسب المواد الصلبة إلى الغاز إلى قيم حرجة. [ 47 ] [ 48 ] [ 49 ] في بعض نطاقات حجم الجسيمات ولزوجة الغاز، قد يحدث تدفق خارجي للغاز، مما يقلل من كثافته ويزيد من نسبة المواد الصلبة إلى الغاز. [ 50 ] مع ذلك، قد يكون التراكم الشعاعي محدودًا بسبب انخفاض كثافة الغاز مع تطور القرص، [ 51 ] وقد تؤدي فترات النمو الأقصر للمواد الصلبة الأقرب إلى النجم إلى فقدان المواد الصلبة من الداخل إلى الخارج. [ 37 ] يحدث التراكم الشعاعي أيضًا في مواقع تتفتت فيها المواد الصلبة الكبيرة سريعة الانجراف إلى مواد صلبة أصغر وأبطأ انجرافًا، على سبيل المثال، داخل خط الجليد حيث تنطلق حبيبات السيليكات عند تسامي الأجسام الجليدية . [ 52 ] يمكن أن يؤدي هذا التراكم أيضًا إلى زيادة السرعة المحلية للغاز، مما يؤدي إلى امتداد التراكم إلى خارج خط الجليد حيث يتم تعزيزه عن طريق الانتشار الخارجي وإعادة تكثيف بخار الماء. [ 53 ] ومع ذلك، يمكن أن يقل التراكم إذا كانت الأجسام الجليدية مسامية للغاية، مما يبطئ انجرافها القطري .[54 ] يمكن أن تتركز المواد الصلبة الجليدية خارج خط الجليد نتيجةً لانتشار بخار الماء وتكثيفه للخارج. [ 55 ] [ 56 ] كما تتركز المواد الصلبة في نتوءات الضغط الشعاعية، حيث يصل الضغط إلى ذروته المحلية. في هذه المواقع، يتقارب الانجراف الشعاعي من المناطق الأقرب والأبعد عن النجم. [ 9 ] توجد نتوءات الضغط الشعاعية على الحافة الداخلية للمنطقة الميتة، [ 57 ] ويمكن أن تتشكل نتيجةًلعدم استقرار الدوران المغناطيسي. [ 58 ] قد تتشكل نتوءات الضغط أيضًا نتيجةً لتفاعل الغبار مع الغاز، مما يؤدي إلى تكوين مصائد غبار ذاتية التكوين. [ 59 ] وقد اقتُرح خط الجليد أيضًا كموقع لنتوء الضغط، [ 60 ] إلا أن هذا يتطلب انتقالًا حادًافي اللزوجة. [ 61 ] إذا أدى رد الفعل العكسي الناتج عن تركيز المواد الصلبة إلى تسطيح تدرج الضغط، [ 62 ] فقد تكون الكويكبات المتكونة عند نقطة الضغط أصغر من المتوقع في مواقع أخرى. [ 63 ] إذا استمر تدرج الضغط، فقد تتشكل اضطرابات التدفق عند موقع نقطة الضغط حتى في الأقراص اللزجة ذات الاضطراب الكبير. [ 64 ] تتشكل نقاط الضغط المحلية أيضًا في الأذرع الحلزونية لقرص ضخم ذاتي الجاذبية [ 65 ] وفيالدوامات. [ 66 ] قد يؤدي تفكك الدوامات أيضًا إلى ترك حلقة من المواد الصلبة التي قد يتشكل منها عدم استقرار التدفق. [ 67 ] [ 68 ] قد تتركز المواد الصلبة محليًا أيضًا إذا خفضت رياح القرص كثافة سطح القرص الداخلي، مما يبطئ أو يعكس انجرافها الداخلي، [ 69 ] أو بسبب الانتشار الحراري. [ 70 ]

تزداد احتمالية تشكل عدم استقرار التدفق في مناطق القرص التي تتميز بما يلي: تفضيل نمو المواد الصلبة، وانخفاض تدرج الضغط، وانخفاض الاضطراب. [ 71 ] [ 72 ] داخل خط الجليد، قد يمنع حاجز الارتداد نمو السيليكات الكبيرة بما يكفي للمشاركة في عدم استقرار التدفق. [ 6 ] خارج خط الجليد، تسمح الروابط الهيدروجينية لجزيئات جليد الماء بالالتصاق بسرعات تصادم أعلى، [ 9 ] مما قد يُمكّن من نمو أجسام جليدية كبيرة عالية المسامية إلى أرقام ستوكس تقترب من 1 قبل أن يتباطأ نموها بفعل التعرية. [ 73 ] قد يؤدي تكثف البخار المنتشر للخارج من الأجسام الجليدية المتسامية أيضًا إلى دفع نمو أجسام جليدية مضغوطة بحجم ديسيمتر خارج خط الجليد. [ 74 ] قد يحدث نمو مماثل للأجسام نتيجة إعادة تكثف الماء على منطقة أوسع في أعقاب حدث FU Orionis. [ 75 ] عند مسافات أبعد، قد يُحدّ من نمو المواد الصلبة مجددًا إذا غُطّيت بطبقة من ثاني أكسيد الكربون أو أنواع أخرى من الجليد تُقلّل من سرعات التصادم عند حدوث الالتصاق. [ 76 ] يُقلّل تدرج الضغط الطفيف من معدل الانجراف القطري، مما يحدّ من الاضطراب الناتج عن عدم استقرار التدفق. وبالتالي، يصبح من الضروري وجود نسبة متوسطة أصغر بين المواد الصلبة والغازية لكبح الاضطراب في المستوى المتوسط. كما يُتيح انخفاض الاضطراب نمو مواد صلبة أكبر حجمًا عن طريق خفض سرعات الاصطدام. [ 6 ] تُشير النماذج الهيدروديناميكية إلى أن أصغر تدرجات الضغط تحدث بالقرب من خط الجليد وفي الأجزاء الداخلية من القرص. كما يتناقص تدرج الضغط في المراحل المتأخرة من تطور القرص مع انخفاض معدل التراكم ودرجة الحرارة. [ 77 ] يُعدّ عدم الاستقرار المغناطيسي الدوراني مصدرًا رئيسيًا للاضطراب في القرص الكوكبي الأولي. قد تحد تأثيرات الاضطراب الناتج عن هذا عدم الاستقرار من عدم استقرار التدفق إلى المنطقة الميتة، والتي يُقدر أنها تتشكل بالقرب من المستوى المتوسط ​​عند 1-20 وحدة فلكية، حيث يكون معدل التأين منخفضًا جدًا بحيث لا يسمح باستمرار عدم الاستقرار المغناطيسي الدوراني. [ 2 ]

في النظام الشمسي الداخلي، يتطلب تكوين عدم استقرار التدفق زيادةً أكبر في نسبة المادة الصلبة إلى الغاز مقارنةً بما هو عليه الحال خارج خط الجليد. يحدّ حاجز الارتداد من نمو جزيئات السيليكات إلى حوالي 1  مم، وهو ما يقارب حجم الكوندريتات الموجودة في النيازك. في النظام الشمسي الداخلي، تمتلك هذه الجزيئات الصغيرة أرقام ستوكس تبلغ حوالي 0.001. عند هذه الأرقام، يلزم أن تكون نسبة المادة الصلبة إلى الغاز المتكاملة رأسيًا أكبر من 0.04، أي ما يقارب أربعة أضعاف نسبة قرص الغاز الكلي، لتكوين عدم استقرار التدفق. [ 78 ] يمكن تقليل التركيز المطلوب إلى النصف إذا تمكنت الجزيئات من النمو إلى حجم يقارب السنتيمترات. [ 78 ] قد يحدث هذا النمو، الذي ربما تساعده حواف غبارية تمتص الصدمات، [ 79 ] على مدى 10^5 سنوات إذا نتج عن جزء من التصادمات التصاق الجزيئات بسبب التوزيع الواسع لسرعات التصادم. [ 80 ] أو، إذا انخفضت الاضطرابات وسرعات التصادم داخل التكتلات الضعيفة الأولية، فقد تحدث عملية متسارعة حيث يساعد التكتل على نمو المواد الصلبة، ويعزز نمو هذه المواد التكتل. [ 80 ] قد يؤدي التراكم الشعاعي للمواد الصلبة أيضًا إلى ظروف تدعم عدم استقرار التدفق في حلقة ضيقة عند حوالي وحدة فلكية واحدة. ومع ذلك، يتطلب هذا شكلًا أوليًا ضحلًا للقرص، وأن يكون نمو المواد الصلبة محدودًا بالتفتت بدلًا من الارتداد، مما يسمح بتكوين مواد صلبة بحجم سنتيمترات. [ 47 ] قد يكون نمو الجسيمات محدودًا بشكل أكبر عند درجات الحرارة العالية، مما قد يؤدي إلى حد داخلي لتكوين الكواكب الصغيرة حيث تصل درجات الحرارة إلى 1000 كلفن. [ 81 ]

البدائل

بدلاً من أن تُحفز الجسيمات الصلبة تركيزها بنفسها، كما هو الحال في عدم استقرار التدفق، قد تتركز بشكل سلبي لتصل إلى كثافات كافية لتكوين الكواكب الصغيرة عبر عدم الاستقرار الجاذبي. [ 7 ] في اقتراح مبكر، استقر الغبار في المستوى المتوسط ​​حتى تم الوصول إلى كثافات كافية لتفتت القرص بفعل الجاذبية وانهياره إلى كواكب صغيرة. [ 82 ] ومع ذلك، فإن اختلاف السرعات المدارية للغبار والغاز يُحدث اضطرابًا يُعيق الاستقرار ويمنع الوصول إلى كثافات كافية. إذا زاد متوسط ​​نسبة الغبار إلى الغاز بمقدار عشرة أضعاف عند ارتفاع الضغط أو بسبب الانجراف الأبطأ للجسيمات الصغيرة الناتجة عن تفتت الأجسام الأكبر حجمًا، [ 83 ] [ 84 ] فقد يتم كبح هذا الاضطراب مما يسمح بتكوين الكواكب الصغيرة. [ 85 ]

ربما تكونت الأجسام الباردة الكلاسيكية في حزام كايبر قد تشكلت في قرص منخفض الكتلة تهيمن عليه أجسام بحجم سنتيمترات أو أصغر. في هذا النموذج، تنتهي حقبة القرص الغازي بأجسام بحجم كيلومترات، ربما تكونت بفعل عدم الاستقرار الجاذبي، مغمورة في قرص من الأجسام الصغيرة. يبقى القرص باردًا ديناميكيًا نتيجة التصادمات غير المرنة بين الأجسام بحجم السنتيمترات. تؤدي سرعات التصادم البطيئة إلى نمو فعال، حيث ينتهي جزء كبير من الكتلة في الأجسام الكبيرة. [ 86 ] كما أن الاحتكاك الديناميكي الناتج عن الأجسام الصغيرة من شأنه أن يساعد في تكوين الأنظمة الثنائية. [ 87 ] [ 88 ]

قد تتشكل الكواكب الصغيرة أيضًا من تجمعات الكوندريت بين الدوامات في قرص مضطرب. في هذا النموذج، تنقسم الجسيمات بشكل غير متساوٍ عند تفتت الدوامات الكبيرة، مما يزيد من تركيز بعض التكتلات. ومع انتقال هذه العملية إلى دوامات أصغر، قد تصل كثافة جزء من هذه التكتلات إلى مستوى كافٍ للارتباط بفعل الجاذبية، ثم تنهار ببطء لتشكل الكواكب الصغيرة. [ 89 ] ومع ذلك، تشير الأبحاث الحديثة إلى أن الأجسام الأكبر حجمًا، مثل تجمعات الكوندريت، قد تكون ضرورية، وأن التركيزات الناتجة عن الكوندريت قد تعمل بدلًا من ذلك كنوى لعدم استقرار التدفق. [ 90 ]

من المرجح أن تلتصق الجسيمات الجليدية وتقاوم الانضغاط في التصادمات، مما قد يسمح بنمو أجسام مسامية كبيرة. إذا كان نمو هذه الأجسام كسريًا ، حيث تزداد مساميتها مع تصادم الأجسام المسامية الأكبر حجمًا، فإن فترات انجرافها الشعاعي تصبح طويلة، مما يسمح لها بالنمو حتى تنضغط بفعل مقاومة الغاز والجاذبية الذاتية، مُكَوِّنةً كواكب صغيرة. [ 91 ] [ 92 ] بدلاً من ذلك، إذا كانت الكثافة الصلبة المحلية للقرص كافية، فقد تستقر في قرص رقيق يتفتت بسبب عدم استقرار جاذبي، مُكَوِّنةً كواكب بحجم الكويكبات الكبيرة، بمجرد أن تنمو بما يكفي للانفصال عن الغاز. [ 93 ] قد يكون النمو الكسري المماثل للسيليكات المسامية ممكنًا أيضًا إذا كانت تتكون من حبيبات نانوية الحجم ناتجة عن تبخر الغبار وإعادة تكثفه. [ 94 ] مع ذلك، قد يكون نمو البنية الفركتالية للمواد الصلبة عالية المسامية محدودًا بسبب امتلاء نواتها بجزيئات صغيرة ناتجة عن التصادمات بسبب الاضطراب؛ [ 95 ] وبسبب التآكل مع ازدياد سرعة الاصطدام نتيجةً لارتفاع معدلات الانجراف القطري للأجسام الكبيرة والصغيرة؛ [ 73 ] وبسبب التلبد عند اقترابها من خطوط الجليد، مما يقلل من قدرتها على امتصاص التصادمات، ويؤدي إلى ارتدادها أو تفتتها أثناء التصادمات. [ 96 ]

قد تؤدي التصادمات بسرعاتٍ تُفضي إلى تفتت الجسيمات متساوية الحجم إلى نموٍّ عبر انتقال الكتلة من الجسيم الصغير إلى الجسيم الأكبر. تتطلب هذه العملية وجود مجموعة أولية من الجسيمات "المحظوظة" التي نمت لتصبح أكبر من غالبية الجسيمات. [ 97 ] قد تتشكل هذه الجسيمات إذا كانت سرعات التصادم موزعة على نطاق واسع، مع حدوث نسبة صغيرة منها بسرعات تسمح للأجسام الواقعة خلف حاجز الارتداد بالالتصاق. مع ذلك، يُعدّ النمو عبر انتقال الكتلة بطيئًا نسبيًا مقارنةً بفترات الانجراف الشعاعي، على الرغم من أنه قد يحدث محليًا إذا توقف الانجراف الشعاعي محليًا عند نقطة ضغط مرتفعة، مما يسمح بتكوين الكواكب الصغيرة في غضون 10^5 سنوات. [ 98 ]

يمكن أن يُعيد تراكم الكواكب الصغيرة إنتاج توزيع أحجام الكويكبات إذا بدأ بكواكب صغيرة قطرها 100 متر. في هذا النموذج، يُؤدي التخميد التصادمي ومقاومة الغاز إلى تبريد القرص ديناميكيًا، وينتج الانحناء في توزيع الأحجام عن انتقال بين مراحل النمو. [ 99 ] [ 100 ] ومع ذلك، يتطلب هذا مستوى منخفضًا من الاضطراب في الغاز وآلية ما لتكوين الكواكب الصغيرة التي يبلغ قطرها 100 متر. [ 2 ] كما يُمكن أن يُؤدي التخلص من الكواكب الصغيرة، الذي يعتمد على الحجم، نتيجةً لظاهرة الرنين العلماني، إلى إزالة الأجسام الصغيرة، مما يُحدث انقطاعًا في توزيع أحجام الكويكبات. من شأن الرنين العلماني، الذي يجتاح حزام الكويكبات من الداخل مع تبدد قرص الغاز، أن يُثير انحرافات مدارات الكواكب الصغيرة. ومع انخفاض انحرافاتها المدارية نتيجةً لمقاومة الغاز والتفاعل المدّي مع القرص، ستختفي أكبر وأصغر الأجسام مع تقلص محاورها شبه الرئيسية، تاركةً وراءها الكواكب الصغيرة متوسطة الحجم. [ 101 ]

مراجع

  1. ↑ سيمون، جاكوب ب.؛ بلوم، يورغن؛ بيرنستيل، تيل؛ نيسفورني، ديفيد (2023). المذنبات وتكوين الكواكب الصغيرة . arXiv : 2212.04509 . Bibcode : 2024come.book...63S .
  2. 1 2 3 4 5 6 7 8 جوهانسن، أ؛ سترة، E.؛ كوزي، JN؛ موربيديلي، أ. جونيل، م. (2015). “نماذج جديدة لتشكيل الكويكبات”. في ميشيل، ص. ديميو، ف. بوتكي، دبليو. (محرران). الكويكبات الرابع . سلسلة علوم الفضاء. مطبعة جامعة أريزونا. ص. 471.ارخايف : 1505.02941 .​ بيب كود : 2015aste.book..471J . دوى : 10.2458/azu_uapress_9780816532131-ch025 . رقم ISBN  978-0-8165-3213-1. S2CID 118709894 . 
  3. موربيديلي ، أليساندرو؛ بوتكي، ويليام ف.؛ نيسفورني، ديفيد؛ ليفيسون، هارولد ف. ( 2009). "الكويكبات ولدت كبيرة". إيكاروس . 204 (2): 558-573 . arXiv : 0907.2512 . Bibcode : 2009Icar..204..558M . doi : 10.1016/j.icarus.2009.07.011 . S2CID 12632943 . 
  4. ↑ زسوم، أ.؛ أورميل، س. و.؛ غوتلر، س.؛ بلوم، ج.؛ دوليموند، س. ب. (2010). "نتيجة نمو الغبار الكوكبي الأولي: حصى، صخور، أم كويكبات؟ الجزء الثاني: تقديم حاجز الارتداد". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 513 : A57. arXiv : 1001.0488 . Bibcode : 2010A & A...513A..57Z . doi : 10.1051/0004-6361/200912976 .
  5. ↑ كوفماير، مايكل (27 يناير 2016). "الحاجز المرتدّ للسيليكات والجليد" . أستروبايتس . تم الاطلاع عليه بتاريخ 4 ديسمبر 2016 .
  6. 1 2 3 4 درازكوفسكا، ج.؛ دوليموند، سي بي (2014). "هل يمكن لتكتل الغبار أن يُسبب عدم استقرار التدفق؟" (ملف PDF) . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 572 : A78. arXiv : 1410.3832 . Bibcode : 2014A & A...572A..78D . doi : 10.1051/0004-6361/201424809 . S2CID 118510809 . 
  7. 1 2 3 يوهانسن، أ.؛ بلوم، ج.؛ تاناكا، هـ.؛ أورميل، س.؛ بيزارو، م.؛ ريكمان، هـ. (2014). "عملية تكوين الكواكب الصغيرة متعددة الأوجه". في: بيوثر، هـ.؛ كليسن، ر. س.؛ دوليموند، س. ب.؛ هينينغ، ت. (محررون). النجوم الأولية والكواكب 6. مطبعة جامعة أريزونا. ص 547-570 . arXiv : 1402.1344 . Bibcode : 2014prpl.conf..547J . doi : 10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch024 . ISBN  978-0-8165-3124-0. S2CID 119300087 . 
  8. ↑ كوفماير، مايكل (2015-04-03). "ما هو حاجز حجم المتر؟" . أسترو بايتس . تم الاسترجاع في 3 ديسمبر 2016 .
  9. 1 2 3 4 بيرنستيل، ت.؛ فانغ، م.؛ جوهانسن، أ. (2016). "تطور الغبار وتكوين الكواكب الصغيرة". مراجعات علوم الفضاء . 205 ( 1-4 ): 41-75 . arXiv : 1604.02952 . Bibcode : 2016SSRv..205...41B . doi : 10.1007/s11214-016-0256-1 . S2CID 255075691 . 
  10. ↑ ديلبو، ماركو؛ والش، كيفن؛ بولين، برايس؛ أفديليدو، كريسا؛ موربيديلي، أليساندرو (2017). "تحديد عائلة من الكويكبات البدائية يُقيّد مجموعة الكواكب الصغيرة الأصلية" . مجلة ساينس . 357 (6355): 1026-1029 . Bibcode : 2017Sci...357.1026D . doi : 10.1126/science.aam6036 . PMID 28775212 . 
  11. ↑ تيمينغ، ماريا (3 أغسطس 2017). "ربما كانت جميع الكويكبات الأولى في النظام الشمسي ضخمة" . ساينس نيوز . تم الاطلاع عليه في 5 أغسطس 2017 .
  12. ↑ بيتي، كيلي (25 أغسطس 2009). "هل وُلدت الكويكبات كبيرة؟" . مجلة سكاي آند تلسكوب . تاريخ الاسترجاع: 3 ديسمبر 2016 .
  13. ↑ فريزر، ويسلي سي؛ براون، مايكل إي؛ موربيديلي، أليساندرو؛ باركر، أليكس؛ باتيغين، كونستانتين (2014). "توزيع القدر المطلق لأجرام حزام كايبر". المجلة الفيزيائية الفلكية . 782 (2): 100. arXiv : 1401.2157 . Bibcode : 2014ApJ...782..100F . doi : 10.1088/0004-637X/782/2/100 . S2CID 2410254 . 
  14. ↑ فرانسيس، ماثيو (16 يناير 2014). "بعض الأجسام الشبيهة بالكواكب في حزام كايبر لا تتصرف "بلطف""" . UniverseToday . تم الاطلاع عليه بتاريخ 4 ديسمبر 2016 .
  15. ↑ روبنز، ستيوارت جيه؛ وآخرون (2017). "فوهات نظام بلوتو-شارون". إيكاروس . 287 : 187-206 . Bibcode : 2017Icar..287..187R . doi : 10.1016/j.icarus.2016.09.027 .{{cite journal}}: صيانة CS1: الأسماء الرقمية: قائمة المؤلفين ( رابط )
  16. ↑ «في بلوتو، يكتشف مسبار نيو هورايزونز جيولوجيا من جميع العصور، وبراكين جليدية محتملة، وفهمًا أعمق لأصول الكواكب» . مختبر الفيزياء التطبيقية بجامعة جونز هوبكنز . تاريخ الاطلاع: 3 يناير 2016 .
  17. ↑ أتكينسون، نانسي (5 أكتوبر 2010). "تبرئة نبتون من تهمة واحدة بالتحرش" . يونيفرس توداي . تم الاطلاع عليه في 3 ديسمبر 2016 .
  18. ↑ باركر، أليكس هـ.؛ كافيلارز، جيه جيه؛ بيتي، جان مارك؛ جونز، لين؛ جلادمان، بريت؛ باركر، جويل (2011). "توصيف سبعة أنظمة ثنائية عابرة لنبتون فائقة الاتساع". المجلة الفيزيائية الفلكية . 743 (1): 1. arXiv : 1108.2505 . Bibcode : 2011ApJ...743....1P . doi : 10.1088/0004-637X/743/1/1 . S2CID 119287342 . 
  19. ↑ بلوم، ج.؛ غوندلاخ، ب.؛ موهل، س.؛ تريغو-رودريغيز، ج.م. (2014). "المذنبات تتشكل في حالات عدم استقرار السدم الشمسية! - محاولة تجريبية ونمذجة لربط نشاط المذنبات بعملية تكوينها". إيكاروس . 235 : 156-169 . arXiv : 1403.2610 . Bibcode : 2014Icar..235..156B . doi : 10.1016/j.icarus.2014.03.016 . S2CID 118337148 . 
  20. ↑ بلوم، يورغن؛ وآخرون (2017). "دليل على تكوّن المذنب 67P/تشوريوموف-جيراسيمينكو من خلال الانهيار الجذبي لكتلة متماسكة من الحصى" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 469 : S755– S773. arXiv : 1710.07846 . doi : 10.1093/mnras/stx2741 . 
  21. ↑ يودين، أندرو؛ غودمان، جيريمي (2005). "عدم استقرار التدفق في الأقراص الكوكبية الأولية". المجلة الفيزيائية الفلكية . 620 (1): 459-469 . arXiv : astro-ph/0409263 . Bibcode : 2005ApJ...620..459Y . doi : 10.1086/426895 . S2CID 9586787 . 
  22. ↑ يانغ، سي.-سي.؛ جوهانسن، أ. (2014). "حول منطقة تغذية تكوين الكواكب الصغيرة بواسطة عدم استقرار التدفق". المجلة الفيزيائية الفلكية . 792 (2): 86. arXiv : 1407.5995 . Bibcode : 2014ApJ...792...86Y . doi : 10.1088/0004-637X/792/2/86 . S2CID 119269321 . 
  23. 1 2 جوهانسن، أ.؛ يودين، أ.ن.؛ ليثويك، ي. (2012). "إضافة تصادمات الجسيمات إلى تكوين الكويكبات وأجسام حزام كايبر عبر عدم استقرار التدفق" (ملف PDF) . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 537 : A125. arXiv : 1111.0221 . Bibcode : 2012A & A...537A.125J . doi : 10.1051/0004-6361/201117701 . S2CID 54176646 . 
  24. ↑ والبيرغ جانسون، ك.؛ يوهانسن، أ. (2014). "تكوين الكواكب الصغيرة ذات البنية الحصوية" (ملف PDF) . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 570 : A47. arXiv : 1408.2535 . Bibcode : 2014A & A...570A..47W . doi : 10.1051/0004-6361/201424369 . S2CID 119105944 . 
  25. ↑ والبيرغ جانسون، كارل؛ يوهانسن، أندرس (2017). "محاكاة شعاعية لسحب الحصى المنهارة في الأقراص الكوكبية الأولية" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 469 : S149– S157. arXiv : 1706.03655 . Bibcode : 2017MNRAS.469S.149W . doi : 10.1093/mnras/stx1470 .
  26. ↑ والبيرغ جانسون، كارل؛ يوهانسن، أندرس؛ بخاري سيد، محتشم؛ بلوم، يورغن (2016). "دور تفتت الحصى في تكوين الكواكب الصغيرة II. المحاكاة العددية" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 835 (1): 109. arXiv : 1609.07052 . Bibcode : 2017ApJ...835..109W . doi : 10.3847/1538-4357/835/1/109 . S2CID 118563238 . 
  27. ↑ نيسفورني، د.؛ يودين، أ.ن.؛ ريتشاردسون، د.س. (2010). "تكوين الثنائيات في حزام كايبر عن طريق الانهيار الجذبي". المجلة الفلكية . 140 (3): 785-793 . arXiv : 1007.1465 . Bibcode : 2010AJ....140..785N . doi : 10.1088/0004-6256/140/3/785 . S2CID 118451279 . 
  28. ↑ سيمون، جاكوب ب.؛ أرميتاج، فيليب ج.؛ لي، ريكسين؛ يودين، أندرو ن. (2016). "توزيع الكتلة والحجم للكواكب الصغيرة المتكونة بفعل عدم استقرار التدفق. الجزء الأول: دور الجاذبية الذاتية" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 822 (1): 55. arXiv : 1512.00009 . Bibcode : 2016ApJ...822...55S . doi : 10.3847/0004-637X/822/1/55 . S2CID 118512664 . 
  29. ↑ سيمون، جاكوب ب.؛ أرميتاج، فيليب ج.؛ يودين، أندرو ن.؛ لي، ريكسين (2017). "دليل على عالمية دالة كتلة الكويكبات الأولية" . رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 847 (2): L12. arXiv : 1705.03889 . Bibcode : 2017ApJ...847L..12S . doi : 10.3847/2041-8213/aa8c79 . S2CID 118969826 . 
  30. ↑ تسيرفوليس، جورجيوس؛ موربيديلي، أليساندرو؛ ديلبو، ماركو؛ تسيغانيس، كليومينيس (2017). "إعادة بناء توزيع حجم الحزام الرئيسي البدائي". إيكاروس . 34 : 14-23 . arXiv : 1706.02091 . Bibcode : 2018Icar..304...14T . doi : 10.1016/j.icarus.2017.05.026 . S2CID 118957910 . 
  31. 1 2 يوهانسن، أندرس؛ ماك لو، موردخاي-مارك؛ لاسيردا، بيدرو؛ بيزارو، مارتن (2015). "نمو الكويكبات، والأجنة الكوكبية، وأجسام حزام كايبر عن طريق تراكم الكوندريت" . ساينس أدفانسز . 1 (3) 1500109. arXiv : 1503.07347 . Bibcode : 2015SciA....1E0109J . doi : 10.1126/sciadv.1500109 . PMC 4640629. PMID 26601169 .  
  32. ↑ شيفر، أورس؛ يانغ، تشاو-تشين؛ يوهانسن، أندرس (2017). "دالة الكتلة الأولية للكواكب الصغيرة المتكونة بفعل عدم استقرار التدفق". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 597 : A69. arXiv : 1611.02285 . Bibcode : 2017A & A...597A..69S . doi : 10.1051/0004-6361/201629561 . S2CID 118425732 . 
  33. ↑ لامبرختس، م.؛ يوهانسن، أ. (2012). "النمو السريع لنوى العمالقة الغازية عن طريق تراكم الحصى". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 544 : A32. arXiv : 1205.3030 . Bibcode : 2012A & A...544A..32L . doi : 10.1051/0004-6361/201219127 . S2CID 53961588 . 
  34. ↑ أرميتاج، فيليب ج. (2015). "العمليات الفيزيائية في الأقراص الكوكبية الأولية". arXiv : 1509.06382 [ astro-ph.SR ].
  35. 1 2 3 جوهانسن، أ.؛ أويشي، ج.س.؛ ماك لو، م.م.؛ كلار، هـ.؛ هينينغ، ت.؛ يودين، أ. (2007). "التكوين السريع للكواكب الصغيرة في الأقراص النجمية المحيطة المضطربة". مجلة نيتشر . 448 (7157): 1022-1025 . arXiv : 0708.3890 . Bibcode : 2007Natur.448.1022J . doi : 10.1038/nature06086 . PMID 17728751. S2CID 4417583 .  
  36. جاكيه ، إيمانويل؛ بالبوس، ستيفن؛ لاتير، هنريك (2011). "حول عدم استقرار تدفق الغبار والغاز الخطي في الأقراص الكوكبية الأولية" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 415 ( 4 ): 3591-3598 . arXiv : 1104.5396 . Bibcode : 2011MNRAS.415.3591J . doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.18971.x . S2CID 119200938 . 
  37. 1 2 كريجت، س.؛ أورميل، س.و.؛ دومينيك، س.؛ تيلينز، أ.ج.ج.م. (2016). "نموذج بانوبتيكي لتكوين الكواكب الصغيرة ونقل الحصى". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 586 : A20. arXiv : 1511.07762 . Bibcode : 2016A & A...586A..20K . doi : 10.1051/0004-6361/201527533 . S2CID 119097386 . 
  38. ↑ يوهانسن، أندرس؛ يودين، أندرو؛ ماك لو، موردخاي-مارك (2009). "يعتمد تكتل الجسيمات وتكوين الكواكب الصغيرة بشكل كبير على المعدنية". رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 704 (2): L75– L79. arXiv : 0909.0259 . Bibcode : 2009ApJ...704L..75J . doi : 10.1088/0004-637X/704/2/L75 . S2CID 2097171 . 
  39. ↑ المتحف الأمريكي للتاريخ الطبيعي. "النجوم الملوثة تُعدّ مضيفات جيدة للنظام الشمسي" . ساينس ديلي . تم الاطلاع عليه بتاريخ 6 ديسمبر 2016 .
  40. ↑ غورتي، يو.؛ هولنباخ، د.؛ دوليموند، سي. بي. (2015). "تأثير تطور الغبار والتبخر الضوئي على تشتت القرص". المجلة الفيزيائية الفلكية . 804 (1): 29. arXiv : 1502.07369 . Bibcode : 2015ApJ...804...29G . doi : 10.1088/0004-637X/804/1/29 . S2CID 36371330 . 
  41. ↑ ألكسندر، آر دي؛ أرميتاج، بي جيه (2007). "ديناميكيات الغبار أثناء تنظيف القرص الكوكبي الأولي" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 375 (2): 500-512 . arXiv : astro-ph/0611821 . Bibcode : 2007MNRAS.375..500A . doi : 10.1111/j.1365-2966.2006.11341.x . S2CID 119457321 . 
  42. ↑ إركولانو، باربرا ؛ جينينغز، جيف؛ روسوتي، جيوفاني؛ بيرنستيل، تيلمان (2017). "النجاح المحدود للتبخر الضوئي بالأشعة السينية في تكوين الكواكب الصغيرة بفعل عدم استقرار التدفق" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 472 (4): 4117-4125 . arXiv : 1709.00361 . Bibcode : 2017MNRAS.472.4117E . doi : 10.1093/mnras / stx2294 .
  43. ↑ كاريرا، دانيال؛ غورتي، أوما؛ يوهانسن، أندرس؛ ديفيز، ميلفين ب. (2017). "تكوين الكواكب الصغيرة بفعل عدم استقرار التدفق في قرص التبخر الضوئي" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 839 (1): 16. arXiv : 1703.07895 . Bibcode : 2017ApJ...839...16C . doi : 10.3847/1538-4357/aa6932 . S2CID 119472343 . 
  44. ↑ سيمون، جاكوب ب. (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 . 
  45. ↑ هامر، مايكل (12 أغسطس 2016). "لماذا يقع عطارد بعيدًا جدًا عن الشمس؟" . أسترو بايتس . تم الاطلاع عليه بتاريخ 17 نوفمبر 2016 .
  46. ↑ يودين، أندرو ن.؛ تشيانغ، يوجين آي. (2004). "تراكم الجسيمات وتكوين الكواكب الصغيرة". المجلة الفيزيائية الفلكية . 601 (2): 1109-1119 . arXiv : astro-ph/0309247 . Bibcode : 2004ApJ...601.1109Y . doi : 10.1086/379368 . S2CID 7320458 . 
  47. 1 2 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 . 
  48. ↑ هامر، مايكل (19 سبتمبر 2016). "لماذا المريخ صغير جدًا؟" . أسترو بايتس . تم الاطلاع عليه بتاريخ 20 يونيو 2017 .
  49. ↑ أرميتاج، فيليب جيه؛ إيسنر، جوش أ؛ سيمون، جاكوب ب. (2016). "التكوين السريع للكواكب الصغيرة خارج خط التجمد" . رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 828 (1): L2. arXiv : 1608.03592 . Bibcode : 2016ApJ...828L...2A . doi : 10.3847/2041-8205/828/1/L2 . S2CID 55886038 . 
  50. ^ كاناجاوا، كازوهيرو د.؛ أويدا، تاكاهيرو؛ موتو، تاكايوكي؛ أوكوزومي ، ساتوشي (2017). "تأثير الانجراف الشعاعي للغبار على التطور اللزج للقرص الغازي" . مجلة الفيزياء الفلكية . 844 (2): 142. أرخايف : 1706.08975 . بيب كود : 2017ApJ...844..142K . دوى : 10.3847/1538-4357/aa7ca1 . S2CID 119240000 . 
  51. ↑ هيوز، آنا إل إتش؛ أرميتاج، فيليب جيه. (2012). " التغير العالمي لنسبة الغبار إلى الغاز في الأقراص الكوكبية الأولية المتطورة" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 423 (1): 389-405 . arXiv : 1203.2940 . Bibcode : 2012MNRAS.423..389H . doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.20892.x . S2CID 118496591 . 
  52. ^ سايتو، إتسوكو؛ سيرونو، سين-يتي (2011). "تكوين الكواكب الصغيرة عن طريق التسامي" . مجلة الفيزياء الفلكية . 728 (1): 20. بيب كود : 2011ApJ...728...20S . دوى : 10.1088/0004-637X/728/1/20 . S2CID 119446694 . 
  53. ↑ درازكوفسكا، جوانا؛ أليبرت، يان (2017). "يبدأ تكوين الكويكبات عند خط الثلج". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 608 : A92. arXiv : 1710.00009 . Bibcode : 2017A & A...608A..92D . doi : 10.1051/0004-6361/201731491 . S2CID 119396838 . 
  54. ↑ إسترادا، بي آر؛ كوزي، جيه إن "النمو الفركتلي والهجرة الشعاعية للمواد الصلبة: دور المسامية والتراص في سديم متطور" (ملف PDF) . المؤتمر السابع والأربعون لعلوم القمر والكواكب.
  55. ↑ شوننبرغ، دجوريكي؛ أورميل، كريس دبليو. (2017). "تكوين الكواكب الصغيرة بالقرب من خط الثلج: هل هو في الداخل أم في الخارج؟". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 602 : A21. arXiv : 1702.02151 . Bibcode : 2017A & A...602A..21S . doi : 10.1051/0004-6361/201630013 . S2CID 73590617 . 
  56. ↑ هامر، مايكل (16 يونيو 2017). "غبار البطيخ هو أفضل أنواع الغبار: تكوين الكواكب الصغيرة بالقرب من خط الثلج" . أسترو بايتس . تم الاطلاع عليه في 20 يونيو 2017 .
  57. ↑ كريتك، ك.أ.؛ لين، د.ن.س.؛ غارود، ب .؛ تيرنر، ن.ج. (2009). "تجميع اللبنات الأساسية للكواكب العملاقة حول النجوم متوسطة الكتلة". المجلة الفيزيائية الفلكية . 690 (1): 407-415 . arXiv : 0806.1521 . Bibcode : 2009ApJ...690..407K . doi : 10.1088/0004-637X/690/1/407 . S2CID 17298782 . 
  58. ↑ ديتريش، ك.؛ كلار، هـ.؛ يوهانسن، أ. (2013). "تكوين الكواكب الصغيرة المضطربة بفعل الجاذبية: التأثير الإيجابي للتدفقات النطاقية طويلة الأمد". المجلة الفيزيائية الفلكية . 763 (2): 117. arXiv : 1211.2095 . Bibcode : 2013ApJ...763..117D . doi : 10.1088/0004-637X/763/2/117 . S2CID 119293669 . 
  59. ↑ غونزاليس، جيه.-إف.؛ لايب، جي.؛ ماديسون، إس. تي. (2017). "مصائد الغبار ذاتية التكوين: التغلب على عوائق تكوين الكواكب" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 467 (2): 1984-1996 . arXiv : 1701.01115 . Bibcode : 2017MNRAS.467.1984G . doi : 10.1093/mnras/stx016 .
  60. ↑ كريتك، كاثرين أ.؛ لين، د.ن.س. (2007). "احتفاظ الحبيبات وتكوين الكواكب الصغيرة بالقرب من خط التجمد في الأقراص الكوكبية الأولية المضطربة المدفوعة بالتصوير بالرنين المغناطيسي". المجلة الفيزيائية الفلكية . 664 (1): L55– L58. arXiv : 0706.1272 . Bibcode : 2007ApJ...664L..55K . doi : 10.1086/520718 . S2CID 16822412 . 
  61. ↑ بيتش، بيرترام؛ موربيديلي، أليساندرو؛ ليغا، إيلينا؛ كريتكه، كاثرين؛ كريدا، أوريليان (2014). "الأقراص النجمية المشعة وتأثيرها على هجرة الكواكب المدمجة. الجزء الثالث: تحولات اللزوجة". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 570 : A75. arXiv : 1408.1016 . Bibcode : 2014A & A...570A..75B . doi : 10.1051/0004-6361/201424015 . S2CID 119026521 . 
  62. ↑ كاتو، إم تي؛ فوجيموتو، إم؛ إيدا، إس (2012). "تكوين الكواكب الصغيرة عند الحد الفاصل بين التدفق الكبلري الفائق/الفرعي المستقر الناتج عن النمو غير المتجانس لعدم استقرار الدوران المغناطيسي". المجلة الفيزيائية الفلكية . 747 (1): 11. arXiv : 1112.5264 . Bibcode : 2012ApJ...747...11K . doi : 10.1088/0004-637X/747/1/11 . S2CID 119249887 . 
  63. ↑ تاكي، تيتسو؛ فوجيموتو، ماساكي؛ إيدا، شيغيرو (2016). "تطور كثافة الغبار والغاز عند نتوء الضغط القطري في الأقراص الكوكبية الأولية". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 591 : A86. arXiv : 1605.02744 . Bibcode : 2016A & A...591A..86T . doi : 10.1051/0004-6361/201527732 . S2CID 119202965 . 
  64. ↑ أوفينجر، جيريمي؛ لايب، غيوم (2017). "النمو الخطي لعدم استقرار التدفق في نتوءات الضغط" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 473 : 796-805 . arXiv : 1709.08660 . doi : 10.1093/mnras/stx2395 .
  65. ↑ رايس، دبليو كيه إم؛ لوداتو، جي؛ برينجل، جيه إي؛ أرميتاج، بي جيه؛ بونيل، آي إيه (2004). "النمو المتسارع للكواكب الصغيرة في الأقراص الكوكبية الأولية ذاتية الجاذبية" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 355 (2): 543-552 . arXiv : astro-ph/0408390 . Bibcode : 2004MNRAS.355..543R . doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.08339.x . S2CID 2605554 . 
  66. ↑ رايتيج، ناتالي؛ كلار، هوبرت؛ ليرا، فلاديمير (2015). "احتجاز الجسيمات وعدم استقرار التدفق في الدوامات في الأقراص الكوكبية الأولية". المجلة الفيزيائية الفلكية . 804 (1): 35. arXiv : 1501.05364 . Bibcode : 2015ApJ...804...35R . doi : 10.1088/0004-637X/804/1/35 . hdl : 10211.3/173113 . S2CID 20205024 . 
  67. ↑ سورفيل، كليمنت؛ ماير، لوسيو؛ لين، دوغلاس ن. س. (2016). "التقاط الغبار وزيادة الكثافة طويلة الأمد الناتجة عن الدوامات في الأقراص الكوكبية الأولية ثنائية الأبعاد" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 831 (1): 82. arXiv : 1601.05945 . Bibcode : 2016ApJ...831...82S . doi : 10.3847/0004-637X/831/1/82 . S2CID 119236890 . 
  68. ↑ سورفيل، كليمنت؛ ماير، لوسيو (2018). "عدم استقرار دوامات الغبار في نظام الحبيبات المترابطة جيدًا" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 883 (2): 176. arXiv : 1801.07509 . doi : 10.3847/1538-4357/ab3e47 . S2CID 119474231 . 
  69. ↑ سوزوكي، تاكيرو ك.؛ أوجيهارا، ماساهيرو؛ موربيديلي، أليساندرو؛ كريدا، أوريليان؛ غييو، تريستان (2016). "تطور الأقراص الكوكبية الأولية ذات الرياح القرصية المدفوعة مغناطيسيًا". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 596 : A74. arXiv : 1609.00437 . Bibcode : 2016A & A...596A..74S . doi : 10.1051/0004-6361/201628955 . S2CID 118549097 . 
  70. ↑ هوبارد، ألكسندر (2015). "الانتشار الحراري المضطرب: طريقة لتركيز الغبار في الأقراص الكوكبية الأولية" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 456 (3): 3079-3089 . arXiv : 1512.02538 . Bibcode : 2016MNRAS.456.3079H . doi : 10.1093/mnras/stv2895 .
  71. ↑ باي، شو-نينغ؛ ستون، جيمس م. (2010). "ديناميكيات المواد الصلبة في المستوى المتوسط ​​للأقراص الكوكبية الأولية: آثارها على تكوين الكواكب الصغيرة". المجلة الفيزيائية الفلكية . 722 (2): 1437-1459 . arXiv : 1005.4982 . Bibcode : 2010ApJ...722.1437B . doi : 10.1088/0004-637X/722/2/1437 . S2CID 119231567 . 
  72. ↑ باي، شو-نينغ؛ ستون، جيمس م. (2010). "تأثير تدرج الضغط الشعاعي في الأقراص الكوكبية الأولية على تكوين الكواكب الصغيرة". رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 722 (2): L220– L223. arXiv : 1005.4981 . Bibcode : 2010ApJ...722L.220B . doi : 10.1088/2041-8205/722/2/L220 . S2CID 119286714 . 
  73. 1 2 كريجت، س.؛ أورميل، س.و.؛ دومينيك، س.؛ تيلينز، أ.ج.ج.م. (2015). "التآكل وحدود نمو الكواكب الصغيرة". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 574 : A83. arXiv : 1412.3593 . Bibcode : 2015A & A...574A..83K . doi : 10.1051/0004-6361/201425222 . S2CID 29547121 . 
  74. ↑ روس، ك.؛ جوهانسن، أ. (2013). "تكثف الجليد كآلية لتكوين الكواكب". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 552 : A137. arXiv : 1302.3755 . Bibcode : 2013A & A...552A.137R . doi : 10.1051/0004-6361/201220536 . S2CID 21727166 . 
  75. ↑ هوبارد، ألكسندر (2017). "انفجارات نجم FU Orionis، وإعادة تكثيف جليد الماء بشكل تفضيلي، وتكوين الكواكب العملاقة" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 465 (2): 1910-1914 . arXiv : 1611.01538 . Bibcode : 2017MNRAS.465.1910H . doi : 10.1093/mnras/stw2882 .
  76. ↑ موسيوليك، غريغورز؛ تايزر، ينس؛ يانكوفسكي، تيم؛ وورم، غيرهارد (2016). "اصطدامات حبيبات جليد ثاني أكسيد الكربون في تكوين الكواكب" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 818 (1): 16. arXiv : 1601.04854 . Bibcode : 2016ApJ...818...16M . doi : 10.3847/0004-637X/818/1/16 . S2CID 119088797 . 
  77. ↑ بيتش، بيرترام؛ يوهانسن، أندرس؛ لامبرختس، ميشيل؛ موربيديلي، أليساندرو (2015). "بنية الأقراص الكوكبية الأولية حول النجوم الفتية المتطورة". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 575 : A28. arXiv : 1411.3255 . Bibcode : 2015A & A...575A..28B . doi : 10.1051/0004-6361/201424964 . S2CID 73588069 . 
  78. 1 2 يانغ، تشاو-تشين؛ جوهانسن، أندرس؛ كاريرا، دانيال (2017). "تركيز الجسيمات الصغيرة في الأقراص الكوكبية الأولية من خلال عدم استقرار التدفق". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 606 : A80. arXiv : 1611.07014 . Bibcode : 2017A & A...606A..80Y . doi : 10.1051/0004-6361/201630106 . S2CID 119446303 . 
  79. ↑ أورميل، سي دبليو؛ كوزي، جيه إن؛ تيلينز، إيه جي جي إم (2008). "التراكم المشترك للجسيمات الكروية والغبار في السديم الشمسي". المجلة الفيزيائية الفلكية . 679 (2): 1588-1610 . arXiv : 0802.4048 . Bibcode : 2008ApJ...679.1588O . doi : 10.1086/587836 . S2CID 16630361 . 
  80. 1 2 كاريرا، د.؛ جوهانسن، أ.؛ ديفيز، م.ب. (2015). "كيفية تكوين الكواكب الصغيرة من حبيبات الكوندريت وتجمعاتها ذات الحجم المليمتر". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 579 : A43. arXiv : 1501.05314 . Bibcode : 2015A & A...579A..43C . doi : 10.1051/0004-6361/201425120 . S2CID 118527321 . 
  81. ^ دميرجي، توناهان؛ تيزر، ينس؛ شتاينبيلز، توبياس؛ لاندرز، يواكيم؛ سلمون، سوما؛ ويندي، هيكو؛ وورم غيرهارد (2017). "هل هناك حد لدرجة الحرارة في تكوين الكوكب عند 1000 كلفن؟" . مجلة الفيزياء الفلكية . 846 (1): 48. أرخايف : 1710.00606 . بيب كود : 2017ApJ...846...48D . دوى : 10.3847/1538-4357/aa816c . S2CID 119412274 . 
  82. ↑ غولدريتش، بيتر؛ وارد، ويليام ر. (1973). "تكوين الكواكب الصغيرة" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 183 : 1051-1062 . Bibcode : 1973ApJ...183.1051G . doi : 10.1086/152291 .
  83. ↑ سيرونو، سين-إيتي (2011). "تكوين الكواكب الصغيرة الناتج عن التلبيد" . رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 733 (2): L41. Bibcode : 2011ApJ...733L..41S . doi : 10.1088/2041-8205/733/2/L41 .
  84. ↑ إيدا، س.؛ غييو، ت. (2016). "تكوين الكواكب الصغيرة الغنية بالغبار من الحصى المتسامي داخل خط الثلج". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 596 : L3. arXiv : 1610.09643 . Bibcode : 2016A & A...596L...3I . doi : 10.1051/0004-6361/201629680 . S2CID 58889066 . 
  85. ↑ يودين، أندرو ن.؛ شو، فرانك هـ. (2002). "تكوين الكواكب الصغيرة بفعل عدم الاستقرار الجاذبي". المجلة الفيزيائية الفلكية . 580 (1): 494-505 . arXiv : astro-ph/0207536 . Bibcode : 2002ApJ...580..494Y . doi : 10.1086/343109 . S2CID 299829 . 
  86. ↑ شانون، أندرو؛ وو، يانكوين؛ ليثويك، يورام (2016). "تكوين حزام كايبر الكلاسيكي البارد في قرص ضوئي" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 818 (2): 175. arXiv : 1510.01323 . Bibcode : 2016ApJ...818..175S . doi : 10.3847/0004-637X/818/2/175 . S2CID 118603263 . 
  87. ↑ فريزر، ويسلي سي؛ وآخرون (2017). "جميع الكواكب الصغيرة التي ولدت بالقرب من حزام كايبر تشكلت كأنظمة ثنائية". مجلة نيتشر لعلم الفلك . 1 (4): 0088. arXiv : 1705.00683 . Bibcode : 2017NatAs...1E..88F . doi : 10.1038/s41550-017-0088 . S2CID 256713769 . {{cite journal}}: صيانة CS1: الأسماء الرقمية: قائمة المؤلفين ( رابط )
  88. ↑ غولدريتش، بيتر؛ ليثويك، يورام؛ ساري، ريم (2002). "تكوين الثنائيات في حزام كايبر عن طريق الاحتكاك الديناميكي وتفاعلات الأجسام الثلاثة". مجلة نيتشر . 420 (6916): 643–646. arXiv : astro-ph/0208490 . Bibcode : 2002Natur.420..643G . doi : 10.1038/nature01227 . PMID: 12478286. S2CID : 4386134 .  
  89. ↑ كوزي، جيه إن، جيه إن؛ هوجان، آر سي، آر سي "التراكم الأولي عن طريق التركيز المضطرب: معدل تكوين الكواكب الصغيرة ودور أنابيب الدوامات" (ملف PDF) . المؤتمر الثالث والأربعون لعلوم القمر والكواكب.
  90. ↑ كوزي، جيه إن؛ هارتليب، تي؛ إسترادا، بي آر "دوال الكتلة الأولية للكواكب الصغيرة ومعدلات التكوين في ظل التركيز المضطرب باستخدام الشلالات المعتمدة على المقياس" (ملف PDF) . المؤتمر السابع والأربعون لعلوم القمر والكواكب.
  91. ↑ أوكوزومي، ساتوشي؛ تاناكا، هيديكازو؛ كوباياشي، هيروشي؛ وادا، كوجي (2012). "التخثر السريع لتجمعات الغبار المسامية خارج خط الثلج: مسار لتكوين ناجح للكواكب الجليدية الصغيرة". المجلة الفيزيائية الفلكية . 752 (2): 106. arXiv : 1204.5035 . Bibcode : 2012ApJ...752..106O . doi : 10.1088/0004-637X/752/2/106 . S2CID 119244313 . 
  92. ↑ كاتاكا، أكيماسا؛ تاناكا، هيديكازو؛ أوكوزومي، ساتوشي؛ وادا، كوجي (2013). "يشكل الغبار الرقيق كويكبات جليدية عن طريق الضغط الساكن". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 557 : L4. arXiv : 1307.7984 . Bibcode : 2013A & A...557L...4K . doi : 10.1051/0004-6361/201322151 . S2CID 118516580 . 
  93. ↑ ميتشيكوشي، شوغو؛ كوكوبو، إيتشيرو (2016). "تكوين الكواكب الصغيرة بفعل عدم استقرار الجاذبية لقرص غباري مسامي" . رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 825 (2): L28. arXiv : 1606.06824 . Bibcode : 2016ApJ...825L..28M . doi : 10.3847/2041-8205/825/2/L28 . S2CID 118396736 . 
  94. ↑ أراكاوا، سوتا؛ ناكاموتو، تايشي (2016). "تكوين الكواكب الصخرية الصغيرة عبر تجمعات رقيقة من الحبيبات النانوية" . رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 832 (2): L19. arXiv : 1611.03859 . Bibcode : 2016ApJ...832L..19A . doi : 10.3847/2041-8205/832/2/L19 . S2CID 119061230 . 
  95. ↑ دومينيك، كارستن؛ بازون، دومينيك؛ بوريل، هيرمان (2016). "بنية تجمعات الغبار في التخثر الهرمي". arXiv : 1611.00167 [ astro-ph.EP ].
  96. ↑ سيرونو، سين-إيتي (2011). "منطقة التلبيد لتجمعات الغبار الجليدي في سديم كوكبي أولي" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 735 (2): 131. Bibcode : 2011ApJ...735..131S . doi : 10.1088/0004-637X/735/2/131 .
  97. ↑ ويندمارك، ف.؛ بيرنستيل، ت.؛ غوتلر، س.؛ بلوم، ج.؛ دوليموند، س.ب.؛ هينينغ، ث. (2012). "تكوين الكواكب الصغيرة عن طريق الكنس: كيف يمكن أن يكون الحاجز المرتدّ مفيدًا للنمو". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 540 : A73. arXiv : 1201.4282 . Bibcode : 2012A & A...540A..73W . doi : 10.1051/0004-6361/201118475 . S2CID 54211635 . 
  98. ↑ درازكوفسكا، ج.؛ ويندمارك، ف.؛ دوليموند، س. ب. (2013). "تكوين الكواكب الصغيرة عبر النمو التراكمي عند الحافة الداخلية للمناطق الميتة". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 556 : A37. arXiv : 1306.3412 . Bibcode : 2013A & A...556A..37D . doi : 10.1051/0004-6361/201321566 . S2CID 119284033 . 
  99. ↑ وايدنشيلينغ، إس. جيه. (2011). "الأحجام الأولية للكواكب الصغيرة وتراكم الكويكبات". إيكاروس . 214 (2): 671-684 . Bibcode : 2011Icar..214..671W . doi : 10.1016/j.icarus.2011.05.024 .
  100. ↑ وايدنشيلينغ، إس جيه، إس جيه "هل ولدت الكويكبات كبيرة؟ سيناريو بديل" (ملف PDF) . المؤتمر الحادي والأربعون لعلوم القمر والكواكب، الذي عُقد في الفترة من 1 إلى 5 مارس 2010.
  101. ↑ تشنغ، شياوتشن؛ لين، دوغلاس إن سي؛ كوفنهوفن، إم بي إن (2016). "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 250882893 .