Күн жүйесінің пайда болу теориясы

Кіріспе

Күн жүйесі туралы астрономиялық теория

Жұлдыздық жүйелердің (соның ішінде Күн жүйесінің) қалыптасуы мен эволюциясын түсіндірудегі космогония саласындағы ең қабылданған модель – тұмандық гипотеза. Ол Күн жүйесінің Күнді айналатын газ және шаңнан пайда болғанын, олардың бірігіп планеталар құрағанын көрсетеді. Теорияны Иммануил Кант әзірлеген және 1755 жылы «Жаратылыстың жалпы тарихы және аспан теориясы» еңбегінде жариялаған, ал 1796 жылы Пьер Лаплас оны толықтырған. Бастапқыда Күн жүйесіне қатысты қолданылған планеталық жүйелердің қалыптасу процесі бүкіл ғаламда жүріп жатыр деп есептеледі. Тұмандық теорияның қазіргі заманғы кең таралған нұсқасы – күн тұмандық дискісі моделі (SNDM) немесе күн тұмандық моделі. Бастапқыда өте ыстық болған дискі кейін Т-Таури жұлдызы кезеңінде суынады, онда тас пен мұздан жасалған ұсақ шаң бөлшектерінің пайда болуы мүмкін. Бөлшектер ақырында километрлік планетазимальдарға бірігуі мүмкін. Дискінің массасы жеткілікті болса, қарқынды аккреция басталады, нәтижесінде 100 000-300 000 жыл ішінде Ай мен Марс көлеміндегі планеталық жаңағыштар пайда болады. Жұлдызға жақын жерде планеталық жаңағыштар күшті бірігу кезеңінен өтеді, нәтижесінде бірнеше жер планеталары пайда болады. Соңғы кезең шамамен 100 миллионнан миллиард жылға дейін созылады. Газ ядроға жиналуы бастапқыда баяу процесс, ол бірнеше миллион жылға созылады, бірақ протопланета шамамен 30 Жер массасына жеткеннен кейін үдеп, қашып барады. Юпитер және Сатурн сияқты планеталар массасының көп бөлігін бар болғаны 10 000 жыл ішінде жинақтайды деп есептеледі. Газ аяқталғанда аккреция тоқтатылады. Қалыптасқан планеталар қалыптасу кезінде немесе кейін ұзақ қашықтықтарға жылжуы мүмкін. Уран мен Нептун сияқты мұз гиганттары дискінің жоғалуына айналған кезде тым кеш қалыптасқан сәтсіз ядролар деп саналады. Иммануил Кант, Сведенборгтың еңбектерімен таныс болған, 1755 жылы теорияны одан әрі дамытып, өзінің «Жаратылыстың жалпы тарихы және аспан теориясы» еңбегін жариялады, онда ол газды бұлттардың (тұмандықтардың) баяу айналып, гравитация салдарынан біртіндеп құлап, жазылып, ақырында жұлдыздар мен планеталар пайда болатынын дәлелдеді. Пьер Симон Лаплас 1796 жылы ұқсас модельді тәуелсіз түрде әзірледі және ұсынды. Алайда, кейінгі зерттеулерде сын мен Максвеллге жатқызу дұрыс емес деп танылды, ал бастапқы қателік Джордж Гамовтың кейбір танымал басылымдарында жасалған және содан бері таратылып келеді. Астроном сэр Дэвид Брюстер де Лапласты қабылдамады, ол 1876 жылы «Небулярлық теорияға сенушілер Жердің қатты материясы мен атмосферасы Күн атмосферасынан лақтырылған сақинадан пайда болғанын, кейіннен ол қатты, сулы және ауалы сфераға жиылып, одан Ай да сол процесспен лақтырылғанын» деп жазды. Ол мұндай көзқарас бойынша «Ай Жердің сулы және ауалы бөліктерінен су мен ауаны алып кетіп, атмосфераға ие болуы керек» деп дәлелдеді. Брюстер Исаак Ньютонның діни сенімдері бұрыннан атеизмге ұмтылатын тұмандық идеяларды қарастырғанын және ол «ескі жүйелерден жаңа жүйелердің өсуі, Құдайдың күшісіз, оған ақымақтық болып көрінгенін» айтқандығын мәлімдеді. Лаплас моделінің кемшіліктері ғалымдарды оны алмастыруға итермеледі. ХХ ғасырда көптеген теориялар бұл мәселені қарастырды, соның ішінде Томас Чемберлин мен Форест Мултонның планеталық теориясы (1901), Джеймс Джинстың тасқындық моделі (1917), Отто Шмидттің аккреция моделі (1944), Уильям МакКреаның протопланеталық теориясы (1960) және, ақырында, Майкл Вулфсонның тұтқындау теориясы. Оның 1969 жылы жазған «Протопланеталық бұлттың эволюциясы және Жер мен планеталардың қалыптасуы» атты кітабы 1972 жылы ағылшын тіліне аударылып, ғалымдардың планеталардың қалыптасуы туралы ойларына ұзақ уақыт әсер етті. Бұл кітапта планеталардың қалыптасу процесінің барлық дерлік негізгі проблемалары айтылып, олардың кейбіреулері шешілді. Сафроновтың идеялары Джордж Ветэрлдің еңбектерінде одан әрі дамыды, ол қарқынды аккрецияны ашты.

The nebular hypothesis is the most widely accepted model in the field of cosmogony to explain the formation and evolution of the Solar System (as well as other planetary systems). It suggests the Solar System is formed from gas and dust orbiting the Sun which clumped up together to form the planets. The theory was developed by Immanuel Kant and published in his Universal Natural History and Theory of the Heavens (1755) and then modified in 1796 by Pierre Laplace. Originally applied to the Solar System, the process of planetary system formation is now thought to be at work throughout the universe. The widely accepted modern variant of the nebular theory is the solar nebular disk model (SNDM) or solar nebular model. Initially very hot, the disk later cools in what is known as the T Tauri star stage; here, formation of small dust grains made of rocks and ice is possible. The grains eventually may coagulate into kilometer sized planetesimals. If the disk is massive enough, the runaway accretions begin, resulting in the rapid—100,000 to 300,000 years—formation of Moon to Mars sized planetary embryos. Near the star, the planetary embryos go through a stage of violent mergers, producing a few terrestrial planets. The last stage takes approximately 100 million to a billion years. The accumulation of gas by the core is initially a slow process, which continues for several million years, but after the forming protoplanet reaches about 30 Earth masses it accelerates and proceeds in a runaway manner. Jupiter and Saturn like planets are thought to accumulate the bulk of their mass during only 10,000 years. The accretion stops when the gas is exhausted. The formed planets can migrate over long distances during or after their formation. Ice giants such as Uranus and Neptune are thought to be failed cores, which formed too late when the disk had almost disappeared. Immanuel Kant, familiar with Swedenborg's work, developed the theory further in 1755, publishing his own Universal Natural History and Theory of the Heavens, wherein he argued that gaseous clouds (nebulae) slowly rotate, gradually collapse and flatten due to gravity, eventually forming stars and planets. Pierre Simon Laplace independently developed and proposed a similar model in 1796 However, both the critique and the attribution to Maxwell have been deemed to be incorrect upon further investigation, with the original error being made by George Gamow in some popular publications and propagated continually ever since. Astronomer Sir David Brewster also rejected Laplace, writing in 1876 that "those who believe in the Nebular Theory consider it as certain that our Earth derived its solid matter and its atmosphere from a ring thrown from the Solar atmosphere, which afterwards contracted into a solid terraqueous sphere, from which the Moon was thrown off by the same process". He argued that under such view, "the Moon must necessarily have carried off water and air from the watery and aerial parts of the Earth and must have an atmosphere". Brewster claimed that Sir Isaac Newton's religious beliefs had previously considered nebular ideas as tending to atheism, and quoted him as saying that "the growth of new systems out of old ones, without the mediation of a Divine power, seemed to him apparently absurd". The perceived deficiencies of the Laplacian model stimulated scientists to find a replacement for it. During the 20th century many theories addressed the issue, including the planetesimal theory of Thomas Chamberlin and Forest Moulton (1901), the tidal model of James Jeans (1917), the accretion model of Otto Schmidt (1944), the protoplanet theory of William McCrea (1960) and finally the capture theory of Michael Woolfson. His 1969 book Evolution of the protoplanetary cloud and formation of the Earth and the planets, which was translated to English in 1972, had a long lasting effect on the way scientists think about the formation of the planets. In this book almost all major problems of the planetary formation process were formulated and some of them solved. Safronov's ideas were further developed in the works of George Wetherill, who discovered runaway accretion.

Жетістіктер

Жұлдыз пайда болу процесі табиғи түрде жас жұлдыздық нысандардың айналасында аккрециялық дисктердің пайда болуына алып келеді. Иілгіштік макроскопиялық турбуленциямен туындайды, бірақ осы турбуленцияны тудыратын нақты механизм әлі толыққанды түсініксіз. Бұрыштық импульсті жоғалтудың тағы бір мүмкін процесі – магниттік тежеу, онда жұлдыздың айналуы оның магнит өрісі арқылы қоршаған дискке беріледі. Дискідегі газдың жоғалуына жауапты негізгі процестер – иілгіш диффузия және фотобулану. Планеталық денелердің қалыптасуы – бұлтты диск моделіндегі ең үлкен шешілмеген мәселе. 1 см өлшемді бөлшектердің 1 км өлшемді планеталарға қалай бірігуі – құпия. Осы механизм кейбір жұлдыздарда планеталардың болуын, ал басқаларында олардың айналасында тіпті шаң белдеулерінің болмауын түсіндіруге көмектеседі. Алғашқы алып планеталардың қалыптасуының тағы бір әлеуетті мәселесі – олардың орбиталық жылжуы. Кейбір есептеулер көрсеткендей, дискпен өзара әрекеттесу планетаның жылдам ішкі жылжуына әкелуі мүмкін, егер тоқтатылмаса, планета "орталық аймаққа әлі де Юпитерден кішкентай нысан ретінде" жетеді. Жақындағы есептеулер көрсеткендей, жылжу кезінде дискінің эволюциясы осы мәселені азайтуы мүмкін.

Алғашқы жұлдыздар

Жұлдыздардың суық молекулалық сутектен тұратын алып бұлттардың ішінде қалыптасатыны болжанады. Бұл бұлттардың массасы Күн массасынан шамамен 300 000 есе артық, ал диаметрі 20 парсектей болады. Миллиондаған жылдар бойы алып молекулалық бұлттар ыдырауға және фрагментацияға бейім. Бұл фрагменттерден кішкентай, тығыз ядролар пайда болады, олар өз кезегінде жұлдыздарға айналады. Күн массасы бар протожұлдыздық тұмандықтың бастапқы ыдырауы шамамен 100 000 жылға созылады. Ыдырау көбінесе екіполярлы ағындармен – сәулелермен бірге жүреді, олар түзілген дискінің айналу осі бойымен шығады. Сәулелер жұлдыз пайда болатын аймақтарда жиі байқалады (Herbig–Haro (HH) нысандарына қараңыз). 0 класты протожұлдыздардың жарқырауы жоғары – Күн массасы бар протожұлдыз 100 есе Күннің жарқырауына дейін сәуле шығара алады. Бұл жаңа жұлдыздың пайда болуы ыдырау басталғаннан кейін шамамен 100 000 жыл өткен соң болады. Кейбіреулерінің аккрециялық дискілері бар және олар спектрінде күшті эмиссиялық сызықтармен көрінетін ыстық газды жинақтауды жалғастырады. Ал енді біреулерінде аккрециялық дискілер жоқ. Классикалық T Tauri жұлдыздары әлсіз сызықты T Tauri жұлдыздарына эволюциялайды. Бұл шамамен 1 миллион жылдан кейін болады. Көбінесе екіполярлы сәулелер де болады. Эмиссиялық сызықтар, шын мәнінде, жиналған газ жұлдыздың "бетіне" соққанда пайда болады, бұл оның магниттік полюстерінің маңында болады. Нәтижесінде жас жұлдыз әлсіз сызықты T Tauri жұлдызына айналады, ол жүздеген миллион жылдар бойы баяу дамып, Күнге ұқсас жұлдызға айналады. Белгілі бір жағдайларда, қазір протопланеталық деп аталатын диск планеталық жүйе тудыруы мүмкін. Олар жұлдыздың қалыптасуының басынан бері бар, бірақ алғашқы кезеңдерде айналадағы қаптаманың мөлдір еместігіне байланысты байқау мүмкін емес. Дискінің қызуына негізінен оның ішіндегі турбуленттіліктің ыстық ыдырауы және тұманнан газдың түсуі себеп болады. Бұл процестің нәтижесі протожұлдыздың да, диск радиусының да өсуі болып табылады, егер тұмандылықтың бастапқы бұрыштық импульсі жеткілікті болса, ол 1000 АЕ-ге жете алады. Аккрециялық дискілердің өмір сүру мерзімі шамамен 10 миллион жылды құрайды. Жастық дискілердің инфрақызыл спектрінде шаңның өңделуі мен агрегациясының белгілері байқалады. Әрі қарай агрегация 1 км немесе одан да үлкен диаметрлі планеталардың пайда болуына әкелуі мүмкін, олар планеталардың құрылыс блоктары болып табылады. Алайда, газ дискісінің және ортаңғы жазықтықтың жанындағы қатты заттардың әртүрлі жылдамдықтары турбулентті тудырады, бұл қабаттың гравитациялық тұрақсыздыққа байланысты фрагментацияға түсуі үшін жеткілікті жұқа болуына кедергі келтіреді. Бұл гравитациялық тұрақсыздық арқылы планеталық заттардың пайда болуын дискідегі қатты заттардың концентрациясы жоғары нақты орындармен шектеуі мүмкін. Планетазималдардың пайда болуының тағы бір мүмкін механизмі – ағындық тұрақсыздық, онда газ арқылы айналып өтетін бөлшектердің сезінетін соққысы жергілікті концентрациялардың өсуіне себеп болатын кері байланыс әсерін тудырады. Бұл жергілікті концентрациялар газды кері итеріп, бөлшектердің қарсы жел сезінетін аймағын жасайды. Концентрация осылайша орбитада жылдам жүреді және радиалды дрейфтен азады. Оқшауланған бөлшектер бұл концентрацияларға қосылады, өйткені олар оларды жетеді немесе ішкі жағына қарай дрейфтейді, бұл олардың массасын арттырады. Соңында бұл концентрациялар ірі жіптерді құрайды, олар фрагментацияланып, гравитациялық құлдырауға түседі, нәтижесінде үлкен астероидтардың мөлшеріндегі планетазималдар пайда болады. Планеталардың пайда болуы дискідегі гравитациялық тұрақсыздықтан туындауы мүмкін, бұл оның түйіршіктерге бөлінуіне әкеледі. Егер бұл түйірлер құлау барысында ішкі жағына қарай жылса, жұлдыздың тасқын күштері массаның жоғалуына және кішірек денедің қалуына әкелуі мүмкін. Алайда, бұл тек массивті дискілерде ғана мүмкін. Типикалық дискінің массасымен салыстырғанда, массивті дискілер сирек кездесетіндіктен, бұл планеталардың пайда болу механизмі сирек деп есептеледі. Екінші жағынан, ол қоңыр жұлдыздардың қалыптасуында маңызды рөл атқаруы мүмкін. Протопланеталық дискілердің түпкілікті ыдырауы бірнеше түрлі механизмдермен іске қосылады. Дискінің ішкі бөлігі жұлдызға жиналады немесе екіполярлы сәулелермен шығарылады, ал сыртқы бөлігі T Tauri кезеңінде жұлдыздың күшті УФ-сәулесімен немесе жақын орналасқан жұлдыздармен буланып кетеді.

Stars are thought to form inside giant clouds of cold molecular hydrogen—giant molecular clouds roughly 300,000 times the mass of the Sun and 20 parsecs in diameter. Over millions of years, giant molecular clouds are prone to collapse and fragmentation. These fragments then form small, dense cores, which in turn collapse into stars. The initial collapse of a solar mass protostellar nebula takes around 100,000 years. The core gradually grows in mass until it becomes a young hot protostar. The collapse is often accompanied by bipolar outflows—jets—that emanate along the rotational axis of the inferred disk. The jets are frequently observed in star forming regions (see Herbig–Haro (HH) objects). The luminosity of the Class 0 protostars is high — a solar mass protostar may radiate at up to 100 solar luminosities. This birth of a new star occurs approximately 100,000 years after the collapse begins. The latter have accretion disks and continue to accrete hot gas, which manifests itself by strong emission lines in their spectrum. The former do not possess accretion disks. Classical T Tauri stars evolve into weakly lined T Tauri stars. This happens after about 1 million years. A pair of bipolar jets is usually present as well. The emission lines actually form as the accreted gas hits the "surface" of the star, which happens around its magnetic poles. As a result, the young star becomes a weakly lined T Tauri star, which slowly, over hundreds of millions of years, evolves into an ordinary Sun like star.]] Under certain circumstances the disk, which can now be called protoplanetary, may give birth to a planetary system. They exist from the beginning of a star's formation, but at the earliest stages are unobservable due to the opacity of the surrounding envelope. The heating of the disk is primarily caused by the viscous dissipation of turbulence in it and by the infall of the gas from the nebula. The result of this process is the growth of both the protostar and of the disk radius, which can reach 1,000 AU if the initial angular momentum of the nebula is large enough. The lifespan of the accretion disks is about 10 million years. The signatures of the dust processing and coagulation are observed in the infrared spectra of the young disks. Further aggregation can lead to the formation of planetesimals measuring 1 km across or larger, which are the building blocks of planets. However, the differing velocities of the gas disk and the solids near the mid plane can generate turbulence which prevents the layer from becoming thin enough to fragment due to gravitational instability. This may limit the formation of planetesimals via gravitational instabilities to specific locations in the disk where the concentration of solids is enhanced. Another possible mechanism for the formation of planetesimals is the streaming instability in which the drag felt by particles orbiting through gas creates a feedback effect causing the growth of local concentrations. These local concentrations push back on the gas creating a region where the headwind felt by the particles is smaller. The concentration is thus able to orbit faster and undergoes less radial drift. Isolated particles join these concentrations as they are overtaken or as they drift inward causing it to grow in mass. Eventually these concentrations form massive filaments which fragment and undergo gravitational collapse forming planetesimals the size of the larger asteroids. Planetary formation can also be triggered by gravitational instability within the disk itself, which leads to its fragmentation into clumps. Some of them, if they are dense enough, will collapse, If these clumps migrate inward as the collapse proceeds tidal forces from the star can result in a significant mass loss leaving behind a smaller body. However it is only possible in massive disks—more massive than In comparison, typical disk masses are Because the massive disks are rare, this mechanism of planet formation is thought to be infrequent. On the other hand, it may play a major role in the formation of brown dwarfs. The ultimate dissipation of protoplanetary disks is triggered by a number of different mechanisms. The inner part of the disk is either accreted by the star or ejected by the bipolar jets, whereas the outer part can evaporate under the star's powerful UV radiation during the T Tauri stage or by nearby stars.

Тасты планеталар

Күн тұмандық дискісінің моделі бойынша, тасты планеталар протопланеталық дискінің ішкі бөлігінде, мұз сызығының ішінде, температурасы су мұздары мен басқа да заттардың түйіршіктерге конденсациялануына жол бермейтіндей жоғары температурада қалыптасады. Бұл тас түйіршіктерінің бірігуіне және кейіннен тасты планетазималдардың пайда болуына әкеледі. Күннен 2,5–4 а.б. қашықтықтағы жер планетасы аймағының сыртқы шетіне жақын планетазималдар белгілі бір мөлшерде мұз жинауы мүмкін. Дегенмен, тас-жұмыс әлі де басым болады, мысалы, Күн жүйесінің сыртқы негізгі белдеуіндегідей. Аккрецияның баяулауы қалған планетазималдарға ірі денелердің гравитациялық бұзылыстарынан туындайды. Бұл кезеңде планеталық ұрықтар қалған планетазималдарды шығарып, бір-бірімен соқтығысады. Бұл процесс 10–100 миллион жылға созылады, нәтижесінде Жер сияқты денелер пайда болады. Модельдеулер көрсеткендей, тірі қалған планеталардың саны орташа есеппен 2–5 аралығында болады. Екі әдіс те қоңыр ергежейлілердің қалыптасуына әкелуі мүмкін. 2011 жылғы іздеулер ядролық аккрецияның басым қалыптасу механизмі екенін көрсетті. Гипотезалар планеталық жүйелердің сыртқы бөлігінде планеталық ұрықтар арасындағы соқтығысу ықтималдығының төмендігіне байланысты бірігу сатысын болжамайды. Жоғарыда айтылған идеялардың кейбір үйлесімдері Юпитер және тіпті Сатурн сияқты газды алып планеталардың ядроларының қалыптасуын түсіндіре алады. Тағы бір мүмкін шешім – алып планеталардың ядроларының қиыршық тас арқылы өсуі. Қиыршық тас аккрециясында сантиметрден метрге дейінгі диаметрі бар денелер үлкен денеге қарай құлай келе газдың тартылысымен баяулап, спираль бойынша оған қарай жылжып, аккрецияланады. Қиыршық тас арқылы өсу планетазималдардың аккрециясына қарағанда 1000 есе жылдам болуы мүмкін. Ядролар жеткілікті массаға ие болғаннан кейін олар қоршаған дискіден газ жинай бастайды. Бұл модельде мұз алыптары – Уран мен Нептун – газдың жинақталуын тым кеш бастаған, газдың көбісі жоғалғаннан кейін пайда болған ядролар. Газдың қоқыссыз жинақталу кезеңінен кейінгі кезең жаңадан пайда болған алып планеталардың көшіп кетуімен және газдың баяу жинақталуымен сипатталады. Егер алып планеталар тым ерте пайда болса, олар ішкі планеталардың жиналуын баяулатуы немесе тоқтатуы мүмкін. Егер олар олигархиялық кезеңнің соңына таман пайда болса, Күн жүйесінде болғандай, олар планеталық ұрықтардың бірігуіне әсер етеді, оларды күштірек етеді. Сонымен қатар, жүйенің мөлшері кішірейеді, себебі жер планеталары орталық жұлдызға жақын қалыптасады. Күн жүйесіндегі алып планеталардың, әсіресе Юпитердің әсері шектеулі деп есептеледі, өйткені олар жер планеталарынан салыстырмалы түрде алыс орналасқан. Бұл планеталардың және планеталар жүйелерінің орбиталары Күн жүйесіндегі планеталардан едәуір ерекшеленеді. Алынған экзопланеталардың арасында ыстық Юпитерлер, жылы Юпитерлер, супер Жерлер және тығыз орналасқан ішкі планеталар жүйесі бар. Ыстық Юпитерлер мен жылы Юпитерлер қалыптасу кезінде немесе одан кейін қазіргі орбиталарына көшіп келді деп есептеледі. Бұл көшірудің бірнеше мүмкін механизмдері ұсынылды. I немесе II типті көші-қон планета орбитасының жартылай үлкен осьін бірте-бірте азайтып, жылы немесе ыстық Юпитерге әкелуі мүмкін. Басқа планеталардың жұлдыздың маңындағы перигелийі бар эксцентрикалық орбиталарға таралуы, содан кейін жұлдызбен өзара әрекеттесуден пайда болған орбитасының шеңберленуі планетаны жақын орбитада қалдыра алады. Юпитер көлеміндегі көптеген планеталардың эксцентрикалық орбиталары бар, бұл планеталар арасында гравитациялық кездесулер болғанын білдіруі мүмкін, бірақ резонанста болған кездегі көші-қон эксцентрикалықты қозғай алады. Сондай-ақ, жақын орбитадағы супер Жерлерден ыстық Юпитерлердің ин-ситу өсуі де ұсынылды. Бұл гипотезадағы ядролар жергілікті немесе үлкен қашықтықта пайда болып, жұлдызға жақын жерлерге көшіп кетуі мүмкін. Супер Жерлер мен басқа да жақын орбиталық планеталар немесе ин-ситу немесе экс-ситу болып қалыптасқан, яғни бастапқы орналасуынан ішкі жағына көшіп кеткен деп есептеледі. Жақын орбитада айналып жүрген супер Жерлердің қалыптасуы үшін үлкен диск, планеталық ұрықтардың көшіп кетуі, содан кейін соқтығысулар мен бірігулер немесе дискінің алыс жерлерінен кішкентай қатты денелердің радиалды дрейфі қажет болады. Супер Жерлердің көшіп кетуі немесе оларды құраған ұрықтардың көшіп кетуі, олардың кішкентай массасына байланысты, I типті болуы мүмкін. Экзопланеталар жүйелерінің кейбір резонанстық орбиталары бұл жүйелерде көші-қон болғанын көрсетеді, ал резонанста емес көптеген басқа жүйелердегі орбиталардың арақашықтығы олардың газ дискісі тарағаннан кейін тұрақсыздық болғанын көрсетеді. Күн жүйесіндегі Супер Жерлер мен жақын орбиталық планеталардың болмауы Юпитердің олардың ішкі жаққа көшіп кетуіне бөгет болған бұрынғы қалыптасуымен байланысты болуы мүмкін. Супер Жердің газ мөлшері, ин-ситу қалыптасқан жағдайда, планеталық ұрықтардың бірігуі газ дискісінің таралуына қатысты болған уақытқа байланысты болуы мүмкін. Егер бірігулер газ дискісі тарағаннан кейін болса, жер планеталары қалыптасады, егер өтпелі дискіде болса, массасының бірнеше пайызын құрайтын газ қабығы бар супер Жер қалыптасуы мүмкін. Егер бірігулер тым ерте болса, газдың қоқыссыз жинақталуы болуы мүмкін, нәтижесінде газды алып планета қалыптасады. Бірігулер газ дискісінің динамикалық үйкелісі соқтығыстарды болдырмау үшін жеткілікті болмағанда басталады, бұл жоғары металлдар дискісінде ертерек басталады. Балама ретінде, газ аккрециясы қабық гидростатикалық тепе-теңдікте болмауына байланысты шектелуі мүмкін, газ қабық арқылы ағып, оның өсуін баяулатып, ядроның массасы 15 Жер массасына жеткенше газдың қоқыссыз жинақталуының басталуын кешіктіреді.

According to the solar nebular disk model, rocky planets form in the inner part of the protoplanetary disk, within the frost line, where the temperature is high enough to prevent condensation of water ice and other substances into grains. This results in coagulation of purely rocky grains and later in the formation of rocky planetesimals. Refn|group=lower alpha|The planetesimals near the outer edge of the terrestrial planet region—2.5 to 4 AU from the Sun—may accumulate some amount of ice. However the rocks will still dominate, like in the outer main belt in the Solar System. Slowing of the accretion is caused by gravitational perturbations by large bodies on the remaining planetesimals. During this stage embryos expel remaining planetesimals, and collide with each other. The result of this process, which lasts for 10 to 100 million years, is the formation of a limited number of Earth sized bodies. Simulations show that the number of surviving planets is on average from 2 to 5. Either method may also lead to the creation of brown dwarfs. Searches as of 2011 have found that core accretion is likely the dominant formation mechanism. Hypotheses do not predict a merger stage, due to the low probability of collisions between planetary embryos in the outer part of planetary systems. Some combination of the above mentioned ideas may explain the formation of the cores of gas giant planets such as Jupiter and perhaps even Saturn. Another possible solution is the growth of the cores of the giant planets via pebble accretion. In pebble accretion objects between a cm and a meter in diameter falling toward a massive body are slowed enough by gas drag for them to spiral toward it and be accreted. Growth via pebble accretion may be as much as 1000 times faster than by the accretion of planetesimals. Once the cores are of sufficient mass , they begin to gather gas from the surrounding disk. In this model ice giants—Uranus and Neptune—are failed cores that began gas accretion too late, when almost all gas had already disappeared. The post runaway gas accretion stage is characterized by migration of the newly formed giant planets and continued slow gas accretion. If giant planets form too early, they can slow or prevent inner planet accretion. If they form near the end of the oligarchic stage, as is thought to have happened in the Solar System, they will influence the merges of planetary embryos, making them more violent. In addition, the size of the system will shrink, because terrestrial planets will form closer to the central star. The influence of giant planets in the Solar System, particularly that of Jupiter, is thought to have been limited because they are relatively remote from the terrestrial planets. The orbits of many of these planets and systems of planets differ significantly from the planets in the Solar System. The exoplanets discovered include hot Jupiters, warm Jupiters, super Earths, and systems of tightly packed inner planets. The hot Jupiters and warm Jupiters are thought to have migrated to their current orbits during or following their formation. A number of possible mechanisms for this migration have been proposed. Type I or Type II migration could smoothly decrease the semimajor axis of the planet's orbit resulting in a warm or hot Jupiter. Gravitational scattering by other planets onto eccentric orbits with a perihelion near the star followed by the circularization of its orbit due to tidal interactions with the star can leave a planet on a close orbit. If a massive companion planet or star on an inclined orbit was present an exchange of inclination for eccentricity via the Kozai mechanism raising eccentricities and lowering perihelion followed by circularization can also result in a close orbit. Many of the Jupiter sized planets have eccentric orbits which may indicate that gravitational encounters occurred between the planets, although migration while in resonance can also excite eccentricities. The in situ growth of hot Jupiters from closely orbiting super Earths has also been proposed. The cores in this hypothesis could have formed locally or at a greater distance and migrated close to the star. Super Earths and other closely orbiting planets are thought to have either formed in situ or ex situ, that is, to have migrated inward from their initial locations. The in situ formation of closely orbiting super Earths would require a massive disk, the migration of planetary embryos followed by collisions and mergers, or the radial drift of small solids from farther out in the disk. The migration of the super Earths, or the embryos that collided to form them, is likely to have been Type I due to their smaller mass. The resonant orbits of some of the exoplanet systems indicates that some migration occurred in these systems, while the spacing of the orbits in many of the other systems not in resonance indicates that an instability likely occurred in those systems after the dissipation of the gas disk. The absence of Super Earths and closely orbiting planets in the Solar System may be due to the previous formation of Jupiter blocking their inward migration. The amount of gas a super Earth that formed in situ acquires may depend on when the planetary embryos merged due to giant impacts relative to the dissipation of the gas disk. If the mergers happen after the gas disk dissipates terrestrial planets can form, if in a transition disk a super Earth with a gas envelope containing a few percent of its mass may form. If the mergers happen too early runaway gas accretion may occur leading to the formation of a gas giant. The mergers begin when the dynamical friction due to the gas disk becomes insufficient to prevent collisions, a process that will begin earlier in a higher metallicity disk. Alternatively gas accretion may be limited due to the envelopes not being in hydrostatic equilibrium, instead gas may flow through the envelope slowing its growth and delaying the onset of runaway gas accretion until the mass of the core reaches 15 Earth masses.

Аккреция мағынасы

Протопланеталық диск үшін "аккрециялық диск" терминін қолдану планеталық аккреция процесін шатастыруға алып келеді. Протопланеталық диск кейде аккрециялық диск деп аталады, себебі жас Т-Тор сияқты протожұлдыз әлі де қысылып жатқанда, газ тәрізді материал оған түсіп, дискінің ішкі жиегінен оның бетіне аккрецияланып отыруы мүмкін. Тұтқындалған сутек пен гелийдің бұлттары қысылып, айналып, жалпақталып, әр алып протопланетаның бетіне газ жинақтады, ал сол дисктегі қатты денелер алып планетаның тұрақты серіктеріне аккрецияланды.