Небулярная гипотеза о формировании Солнечной системы

Введение

Астрономическая теория о Солнечной системе

Небулярная гипотеза является наиболее общепринятой моделью в области космогонии для объяснения образования и эволюции Солнечной системы (а также других планетных систем). Она предполагает, что Солнечная система сформировалась из газа и пыли, вращающихся вокруг Солнца, которые объединялись, образуя планеты. Теория была разработана Иммануилом Кантом и опубликована в его «Всеобщей истории природы и теории небес» (1755), а затем модифицирована в 1796 году Пьером Лапласом. Первоначально применявшаяся к Солнечной системе, идея формирования планетных систем теперь считается действующей во всей Вселенной. Широко признанным современным вариантом небулярной теории является модель солнечного небулярного диска (SNDM) или солнечная небулярная модель. Изначально очень горячий, диск впоследствии охлаждается на так называемой стадии звезды Т Тельца, где возможно образование небольших пылевых зерен из камней и льда. Зерна со временем могут коагулировать в планетезималы размером в километр. Если диск достаточно массивен, начинаются неудержимые аккреции, приводящие к быстрому – за 100 000–300 000 лет – формированию планетарных зародышей размером с Луну и Марс. Вблизи звезды планетарные зародыши проходят стадию бурных слияний, в результате чего образуется несколько планет земной группы. Последняя стадия занимает приблизительно от 100 миллионов до миллиарда лет. Накопление газа ядром изначально является медленным процессом, продолжающимся несколько миллионов лет, но после того как формирующаяся протопланета достигает примерно 30 масс Земли, оно ускоряется и происходит лавинообразно. Считается, что планеты, подобные Юпитеру и Сатурну, накапливают основную часть своей массы всего за 10 000 лет. Аккреция прекращается, когда газ исчерпывается. Сформированные планеты могут мигрировать на большие расстояния во время или после своего формирования. Ледяные гиганты, такие как Уран и Нептун, предположительно являются неудавшимися ядрами, которые сформировались слишком поздно, когда диск почти рассеялся. Иммануил Кант, знакомый с работами Сведенборга, развил теорию дальше в 1755 году, опубликовав свою «Всеобщую историю природы и теорию небес», в которой утверждал, что газообразные облака (туманности) медленно вращаются, постепенно коллапсируют и сплющиваются под действием гравитации, в конечном итоге формируя звезды и планеты. Пьер Симон Лаплас независимо разработал и предложил аналогичную модель в 1796 году. Однако дальнейшие исследования показали, что и критика, и приписывание Максвеллу были ошибочными, а первоначальную ошибку допустил Джордж Гамов в некоторых популярных публикациях, которые с тех пор постоянно распространялись. Астроном сэр Дэвид Брюстер также отверг Лапласа, написав в 1876 году, что «те, кто верит в небулярную теорию, считают достоверным, что наша Земля получила свою твердую материю и атмосферу из кольца, выброшенного из солнечной атмосферы, которое затем сжалось в твердую земную сферу, из которой Луна была выброшена тем же процессом». Он утверждал, что с такой точки зрения «Луна должна была унести воду и воздух из водных и воздушных частей Земли и должна иметь атмосферу». Брюстер утверждал, что религиозные убеждения сэра Исаака Ньютона ранее рассматривали небулярные идеи как тяготеющие к атеизму, и процитировал его слова о том, что «рост новых систем из старых, без посредничества Божественной силы, казался ему явно абсурдным». Воспринимаемые недостатки лапласовской модели побудили ученых искать ей замену. В течение 20-го века многие теории рассматривали этот вопрос, включая планетезимальную теорию Томаса Чемберлина и Фореста Моултона (1901), приливную модель Джеймса Джинса (1917), аккреционную модель Отто Шмидта (1944), теорию протопланет Уильяма МакКреа (1960) и, наконец, теорию захвата Майкла Вулфсона. Его книга 1969 года «Эволюция протопланетного облака и формирование Земли и планет», переведенная на английский язык в 1972 году, оказала длительное влияние на то, как ученые думают о формировании планет. В этой книге были сформулированы почти все основные проблемы процесса формирования планет, и некоторые из них были решены. Идеи Сафронова были развиты в работах Джорджа Уэзерилла, который открыл неудержимую аккрецию.

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.

Достижения

Процесс звездообразования естественным образом приводит к образованию аккреционных дисков вокруг молодых звёздных объектов. Вязкость генерируется макроскопической турбулентностью, однако точный механизм, порождающий эту турбулентность, до конца не выяснен. Другим возможным способом сброса углового момента является магнитное торможение, при котором вращение звезды передаётся окружающему диску через магнитное поле звезды. Основными процессами, ответственными за рассеяние газа в дисках, являются вязкая диффузия и фотоиспарение. Формирование планетезималей – самая большая нерешённая проблема в модели протопланетного диска. То, как частицы размером 1 см объединяются в планетезимали размером 1 км, остаётся загадкой. Этот механизм, по-видимому, является ключом к пониманию того, почему у одних звёзд есть планеты, а у других – ничего, даже пылевых поясов. Ещё одна потенциальная проблема в формировании гигантских планет – их орбитальная миграция. Некоторые расчёты показывают, что взаимодействие с диском может вызывать быструю миграцию к звезде, которая, если её не остановить, приведёт к тому, что планета достигнет центральных областей, оставаясь при этом субъюпитеровым объектом. Более поздние расчёты указывают на то, что эволюция диска во время миграции может смягчить эту проблему.

Протозвезды

Считается, что звезды формируются внутри гигантских облаков холодного молекулярного водорода — гигантских молекулярных облаков, масса которых примерно в 300 000 раз превышает массу Солнца, а диаметр составляет 20 парсек. За миллионы лет гигантские молекулярные облака склонны к коллапсу и фрагментации. Эти фрагменты затем формируют небольшие, плотные ядра, которые, в свою очередь, коллапсируют в звезды. Начальный коллапс протозвездной туманности солнечной массы занимает около 100 000 лет. Ядро постепенно увеличивается в массе, пока не превратится в молодую горячую протозвезду. Коллапс часто сопровождается биполярными выбросами — струями — которые исходят вдоль оси вращения предполагаемого диска. Струи часто наблюдаются в областях звездообразования (см. объекты Хербига — Харо (HH)). Светимость протозвезд класса 0 высока — протозвезда солнечной массы может излучать до 100 солнечных светимостей. Рождение новой звезды происходит примерно через 100 000 лет после начала коллапса. Эти объекты имеют аккреционные диски и продолжают аккрецировать горячий газ, что проявляется в виде сильных эмиссионных линий в их спектре. Другие не обладают аккреционными дисками. Классические звезды Т Тельца эволюционируют в звезды Т Тельца со слабыми линиями эмиссии. Это происходит примерно через 1 миллион лет. Обычно присутствует пара биполярных струй. Линии излучения фактически формируются, когда аккрецированный газ сталкивается с "поверхностью" звезды, что происходит вблизи ее магнитных полюсов. В результате молодая звезда становится звездой Т Тельца со слабыми линиями эмиссии, которая медленно, в течение сотен миллионов лет, эволюционирует в обычную звезду, подобную Солнцу. При определенных обстоятельствах диск, который теперь можно назвать протопланетным, может дать начало планетной системе. Они существуют с самого начала формирования звезды, но на самых ранних стадиях они не наблюдаются из-за непрозрачности окружающей оболочки. Нагрев диска в основном вызван вязким рассеянием турбулентности в нем и падением газа из туманности. Результатом этого процесса является рост как протозвезды, так и радиуса диска, который может достигать 1000 а.е., если начальный угловой момент туманности достаточно велик. Продолжительность жизни аккреционных дисков составляет около 10 миллионов лет. Признаки обработки пыли и коагуляции наблюдаются в инфракрасном спектре молодых дисков. Дальнейшая агрегация может привести к образованию планетезималей диаметром 1 км или больше, которые являются строительными блоками планет. Однако различные скорости газового диска и твердых частиц вблизи средней плоскости могут создавать турбулентность, которая препятствует тому, чтобы слой стал достаточно тонким для фрагментации из-за гравитационной нестабильности. Это может ограничить образование планетезималей посредством гравитационной нестабильности определенными областями диска, где повышена концентрация твердых частиц. Другим возможным механизмом образования планетезималей является стриминговая нестабильность, при которой сопротивление, испытываемое частицами, вращающимися по орбите в газе, создает эффект обратной связи, вызывающий рост локальных концентраций. Эти локальные концентрации оказывают давление на газ, создавая область, где встречный ветер, испытываемый частицами, меньше. Таким образом, концентрация может вращаться по орбите быстрее и меньше подвергается радиальному дрейфу. Изолированные частицы присоединяются к этим концентрациям, когда они обгоняют их или дрейфуют внутрь, что приводит к увеличению массы. В конечном итоге эти концентрации образуют массивные нити, которые фрагментируются и подвергаются гравитационному коллапсу, формируя планетезимали размером с крупные астероиды. Планетарное образование также может быть вызвано гравитационной нестабильностью внутри самого диска, что приводит к его фрагментации на комки. Некоторые из них, если они достаточно плотные, коллапсируют. Если эти комки мигрируют внутрь по мере продолжения коллапса, приливные силы звезды могут привести к значительной потере массы, оставив после себя меньшее тело. Однако это возможно только в массивных дисках — более массивных, чем типичные массы дисков. Поскольку массивные диски редки, считается, что этот механизм формирования планет встречается редко. С другой стороны, он может играть важную роль в образовании коричневых карликов. Окончательное рассеяние протопланетных дисков вызывается рядом различных механизмов. Внутренняя часть диска либо аккрецируется звездой, либо выбрасывается биполярными струями, в то время как внешняя часть может испаряться под мощным ультрафиолетовым излучением звезды во время стадии Т Тельца или под воздействием близлежащих звезд.

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.

Каменистые планеты

Согласно модели солнечной туманной дисковой структуры, скалистые планеты формируются во внутренней части протопланетного диска, внутри линии снеговой границы, где температура достаточно высока, чтобы предотвратить конденсацию водяного льда и других веществ в зерна. Это приводит к коагуляции чисто скалистых зерен и последующему образованию скалистых планетезималей. Планетезимали вблизи внешнего края области формирования каменистых планет – на расстоянии от 2,5 до 4 а.е. от Солнца – могут аккумулировать некоторое количество льда. Однако скальные породы все равно будут преобладать, как и во внешнем главном поясе Солнечной системы. Замедление аккреции вызвано гравитационными возмущениями со стороны крупных тел на оставшиеся планетезимали. На этой стадии зародыши планет вытесняют оставшиеся планетезимали и сталкиваются друг с другом. Результатом этого процесса, длящегося от 10 до 100 миллионов лет, является формирование ограниченного числа тел размером с Землю. Моделирование показывает, что в среднем выживает от 2 до 5 планет. Любой из этих методов также может привести к образованию коричневых карликов. Поиски, проведенные по состоянию на 2011 год, показали, что аккреция ядра, вероятно, является доминирующим механизмом формирования. Гипотезы не предсказывают стадии слияния из-за низкой вероятности столкновений между планетарными зародышами во внешней части планетарных систем. Некоторые комбинации вышеупомянутых идей могут объяснить формирование ядер газовых гигантов, таких как Юпитер и, возможно, даже Сатурн. Другим возможным решением является рост ядра гигантских планет посредством аккреции гальки. При аккреции гальки объекты диаметром от сантиметра до метра, падающие к массивному телу, замедляются газовым сопротивлением настолько, что спирально движутся к нему и аккрецируются. Рост посредством аккреции гальки может быть в 1000 раз быстрее, чем при аккреции планетезималей. Как только ядра достигают достаточной массы, они начинают собирать газ из окружающего диска. В этой модели ледяные гиганты – Уран и Нептун – являются ядрами, не сумевшими завершить аккрецию газа, начавшими этот процесс слишком поздно, когда почти весь газ уже рассеялся. Пост-рывочная стадия аккреции газа характеризуется миграцией новообразованных гигантских планет и продолжающимся медленным аккретированием газа. Если гигантские планеты формируются слишком рано, они могут замедлить или предотвратить аккрецию внутренних планет. Если они формируются в конце олигархической стадии, как считается, что произошло в Солнечной системе, они будут влиять на слияния планетарных зародышей, делая их более интенсивными. Кроме того, размер системы уменьшится, поскольку каменистые планеты будут формироваться ближе к центральной звезде. Влияние гигантских планет в Солнечной системе, особенно Юпитера, считается ограниченным из-за их относительной удаленности от каменистых планет. Орбиты многих из этих планет и планетных систем значительно отличаются от орбит планет Солнечной системы. Среди обнаруженных экзопланет – горячие юпитеры, теплые юпитеры, суперземли и системы плотно упакованных внутренних планет. Считается, что горячие и теплые юпитеры мигрировали на свои нынешние орбиты во время или после своего формирования. Было предложено несколько возможных механизмов для этой миграции. Миграция типа I или типа II может плавно уменьшить большую полуось орбиты планеты, приводя к образованию теплого или горячего юпитера. Гравитационное рассеяние другими планетами на эксцентрические орбиты с перигелием вблизи звезды, за которым следует циркуляризация ее орбиты из-за приливных взаимодействий со звездой, может оставить планету на близкой орбите. Если присутствует массивная спутниковая планета или звезда на наклонной орбите, обмен наклоном на эксцентриситет посредством механизма Козая, увеличивающий эксцентриситет и уменьшающий перигелий, за которым следует циркуляризация, также может привести к близкой орбите. Многие из планет размером с Юпитер имеют эксцентричные орбиты, что может указывать на то, что между планетами происходили гравитационные взаимодействия, хотя миграция во время резонанса также может вызывать эксцентриситет. Также было предложено образование горячих юпитеров на месте из близко расположенных суперземель. Ядра в этой гипотезе могли сформироваться локально или на большем расстоянии и мигрировать близко к звезде. Считается, что суперземли и другие близко вращающиеся планеты сформировались либо in situ, либо ex situ, то есть мигрировали внутрь от своих первоначальных местоположений. Формирование суперземель in situ потребует массивного диска, миграции планетарных зародышей с последующими столкновениями и слияниями или радиального дрейфа мелких твердых частиц из более отдаленных областей диска. Миграция суперземель или зародышей, столкнувшихся для их формирования, вероятно, была миграцией типа I из-за их меньшей массы. Резонансные орбиты некоторых экзопланетных систем указывают на то, что в этих системах происходила некоторая миграция, в то время как расположение орбит во многих других нерезонансных системах указывает на то, что после рассеяния газового диска в этих системах, вероятно, произошла нестабильность. Отсутствие суперземель и близко расположенных планет в Солнечной системе может быть связано с предыдущим формированием Юпитера, блокирующим их внутреннюю миграцию. Количество газа, которое суперземля, сформировавшаяся in situ, приобретает, может зависеть от того, когда планетарные зародыши слились в результате гигантских ударов по отношению к рассеянию газового диска. Если слияния происходят после рассеяния газового диска, могут сформироваться каменистые планеты, если в переходном диске может сформироваться суперземля с газовой оболочкой, содержащей несколько процентов ее массы. Если слияния происходят слишком рано, может произойти рывочная аккреция газа, приводящая к образованию газового гиганта. Слияния начинаются, когда динамическое трение из-за газового диска становится недостаточным для предотвращения столкновений, процесс, который начнется раньше в диске с более высокой металличностью. В качестве альтернативы, аккреция газа может быть ограничена из-за того, что оболочки не находятся в гидростатическом равновесии, вместо этого газ может протекать через оболочку, замедляя ее рост и задерживая начало рывочной аккреции газа до тех пор, пока масса ядра не достигнет 15 масс Земли.

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.

Значение аккреции

Использование термина «аккреционный диск» по отношению к протопланетному диску может приводить к путанице относительно процесса планетной аккреции. Протопланетный диск иногда называют аккреционным диском, поскольку пока молодая протозвезда типа T Тельца продолжает сжиматься, газообразный материал все еще может падать на нее, аккрецируя на ее поверхности с внутреннего края диска. Облака захваченного водорода и гелия сжимались, раскручивались, уплощались и осаждали газ на поверхности каждой гигантской протопланеты, а твердые тела внутри этого диска аккрецировали, формируя регулярные спутники гигантской планеты.