Перейти до вмісту

Формування та еволюція Сонячної системи

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Протопланетний диск в уяві художника

Формування Сонячної системи розпочалося близько 4,6 млрд років тому внаслідок гравітаційного колапсу невеликої частини гігантської молекулярної хмари[1]. Більша частина речовини, що колапсувала, зосередилася в центрі, утворивши Сонце, тоді як решта сплющилася в протопланетний диск, з якого сформувалися планети, супутники, астероїди та інші малі тіла Сонячної системи.

Цю модель, звану небулярною гіпотезою, уперше розробили у XVIII столітті Еммануїл Сведенборг, Іммануїл Кант і П'єр-Сімон Лаплас. Подальший розвиток моделі об'єднав досягнення багатьох наукових дисциплін, зокрема астрономії, хімії, геології, фізики та планетології. Від початку космічної ери у 1950-х роках і після відкриття екзопланет у 1990-х роках модель неодноразово переглядали й уточнювали для пояснення нових спостережень.

Від часу свого формування Сонячна система зазнала значних змін. Багато супутників утворилися з навколопланетних газово-пилових дисків, тоді як інші, імовірно, сформувалися незалежно, а згодом були захоплені своїми планетами. Ще інші, зокрема Місяць, могли виникнути внаслідок гігантських зіткнень. Зіткнення між тілами безперервно відбувалися протягом усієї історії Сонячної системи й відіграли ключову роль у її еволюції. За межами Нептуна сформувалося багато транснептунових об'єктів, менших за планети. На відміну від планет, більшість із них рухається витягнутими орбітами, нахиленими до площини орбіт планет. Положення планет могло змінюватися внаслідок гравітаційних взаємодій[2]. Процес міграції планет пояснює окремі особливості сучасної будови Сонячної системи[3].

Приблизно через п'ять мільярдів років поверхня Сонця охолоне, оскільки в його ядрі припиниться термоядерний синтез водню в гелій. Сонце перетвориться на субгігант, а протягом наступних 2,5–3 мільярдів років розшириться до розмірів, що в багато разів перевищуватимуть його нинішній діаметр, опинившись на гілці червоних гігантів, а потім на асимптотичній гілці гігантів. Після цього Сонце скине зовнішні шари, утворивши планетарну туманність, а його залишком стане білий карлик. У далекому майбутньому гравітаційні збурення від зір, що проходитимуть повз Сонячну систему, поступово зменшить кількість планет, пов'язаних із Сонцем. Частина планет буде зруйнована, а інші викинуті в міжзоряний простір. Зрештою, протягом десятків мільярдів років, імовірно, навколо Сонця не залишиться жодної з планет, що нині обертаються навколо нього[4].

Історія

[ред. | ред. код]
П'єр-Симон Лаплас — один із творців небулярної гіпотези

Уявлення про походження та майбутню долю світу сягають найдавніших відомих письмових джерел. Проте майже протягом усієї історії людства ніхто не намагався пов'язати такі теорії з існуванням «Сонячної системи», оскільки саме існування Сонячної системи в сучасному розумінні не вважали загальновизнаним. Першим кроком до створення теорії формування та еволюції Сонячної системи стало загальне визнання геліоцентризму, який розмістив Сонце в центрі системи, а Землю — на орбіті навколо нього. Цей процес започаткував Миколай Коперник у 1543 році, і він тривав протягом Наукової революції. Перше зафіксоване використання терміна «Сонячна система» датується 1704 роком[5].

Сучасна загальноприйнята теорія формування Сонячної системи — небулярна гіпотеза — неодноразово втрачала й знову здобувала підтримку від часу її створення Еммануїлом Сведенборгом, Іммануїлом Кантом і П'єром-Сімоном Лапласом у XVIII столітті. Найсерйознішою критикою гіпотези була її нездатність пояснити відносно малий момент імпульсу Сонця порівняно з планетами[6]. Проте від початку 1980-х років дослідження молодих зір показали, що їх оточують холодні диски пилу й газу саме так, як передбачає небулярна гіпотеза, що сприяло її повторному визнанню[7].

Щоб зрозуміти подальшу еволюцію Сонця, необхідно було з'ясувати джерело його енергії. Підтвердження Артуром Еддінгтоном теорії відносності Альберта Айнштайна привело його до висновку, що енергія Сонця походить від реакцій термоядерного синтезу в його ядрі, де водень перетворюється на гелій[8]. 1935 року Еддінгтон пішов далі й припустив, що всередині зір можуть утворюватися й інші хімічні елементи[9]. Фред Гойл розвинув цю ідею, стверджуючи, що зорі на стадії червоного гіганта в процесі зоряного нуклеосинтезу створюють у своїх ядрах багато елементів, важчих за водень і гелій. Коли червоний гігант зрештою скидає свої зовнішні оболонки, ці елементи повертаються до міжзоряного середовища й надалі беруть участь у формуванні нових зоряних систем[9].

Формування

[ред. | ред. код]

Досонячна туманність

[ред. | ред. код]

Згідно з небулярною гіпотезою, Сонячна система утворилася внаслідок гравітаційного колапсу фрагмента гігантської молекулярної хмари, найімовірніше на краю бульбашки Вольфа—Рає[10]. Однак колапс не був безпосереднім, оскільки внутрішній тиск утримував хмару від стискання. Його мали спричинити внутрішні або зовнішні чинники, наприклад біполярні потоки від молодих зір або вибухи наднових[11]. Хмара мала розмір близько 20 парсеків[11], тоді як її фрагменти мали розміри близько 1 пк[12]. Подальший колапс цих фрагментів привів до утворення щільних ядер розміром 0,01–0,1 парсека (2 000–20 000 а. о.)[11][13] Один із таких фрагментів, що колапсував (відомий як «досонячна туманність», англ. presolar nebula), утворив майбутню Сонячну систему[14]. Склад цієї області, маса якої лише трохи перевищувала масу Сонця (M☉), був приблизно таким самим, як і сучасний склад Сонця: близько 98 % маси становили водень, гелій та слідові кількості літію, утворені під час первинного нуклеосинтезу. Решта 2 % припадали на важчі елементи, які виникли внаслідок нуклеосинтезу в попередніх поколіннях зір[15]. Наприкінці свого життя ці зорі викинули важчі елементи в міжзоряне середовище[16]. Гіпотетичну зорю, яка вибухнула як наднова і створила досонячну туманність, деякі дослідники називають Коатлікуе.

За статистичними оцінками, Сонце найімовірніше народилося разом із багатьма іншими зорями в зоряному скупченні, яке налічувало від кількох десятків до кількох тисяч зір. Існують два типи скупчень, у яких могло утворитися Сонце: багаті та бідні. Багаті скупчення, подібні до туманності Оріона, містять багато гарячих масивних зір, які випромінюють інтенсивне ультрафіолетове та рентгенівське випромінювання. Бідні скупчення розташовані глибоко всередині молекулярних хмар і не містять поруч із собою масивних зір. Якби Сонце утворилося в багатому скупченні, його протопланетний диск був би обрізаний на радіусі близько 50 а. о., якщо тільки Сонце не перебувало на периферії скупчення. Однак у Сонячній системі є далекі об'єкти, такі як карликова планета Седна, що робить цей сценарій малоймовірним[11].

Знімок телескопа «Габбл», на якому видно протопланетні диски в Туманності Оріона — регіоні зореутворення розміром близько 25 світлових років, який вважають подібним до первісної туманності, з якої утворилося Сонце

Найдавніші включення, знайдені в метеоритах, які вважають слідами першої твердої речовини, сформуваної в досонячній туманності, мають вік 4 568,2 млн років, і це є одним із визначень віку Сонячної системи[1]. Дослідження давніх метеоритів виявили сліди стабільних дочірніх ядер короткоживучих ізотопів, таких як залізо-60, які утворюються лише у вибухах короткоживучих масивних зір. Це свідчить про те, що поблизу відбувся один або кілька вибухів наднових. Ударна хвиля від наднової могла спричинити утворення Сонця, створивши в хмарі відносно щільні області, які згодом колапсували[17][18]. Надзвичайно однорідний розподіл заліза-60 у Сонячній системі свідчить про те, що ця наднова вибухнула і викинула залізо-60 задовго до акреції пилу туманності в планетні тіла[19]. Оскільки наднові утворюються лише з масивних короткоживучих зір, Сонце мало сформуватися у великій області зореутворення, де народжувалися масивні зорі, можливо, подібній до Туманності Оріона[20][21]. Дослідження структури поясу Койпера та аномальних матеріалів у ньому свідчать, що Сонце сформувалося в скупченні з 1 000–10 000 зір діаметром 6,5–19,5 світлового року та сумарною масою 3000 M☉. Це скупчення почало розпадатися через 135–535 мільйонів років після свого утворення[22][23]. Кілька моделювань взаємодії молодого Сонця із зорями, що проходили поблизу протягом перших 100 мільйонів років його існування, відтворили аномальні орбіти, які нині спостерігаються у зовнішній Сонячній системі, зокрема орбіти відокремлених об'єктів[24]. Недавнє дослідження показує, що така зоря, яка пройшла поблизу модої Сонячної системи, могла вплинути не лише на орбіти відокремлених об'єктів, а й на формування гарячої та холодної популяцій поясу Койпера, об'єктів типу Седни, екстремальних транснептунових об'єктів та ретроградних транснептунових об'єктів[25].

Закон збереження моменту імпульсу зумовив те, що туманність оберталася дедалі швидше в міру свого стискання. Коли речовина всередині туманності ущільнювалася, її температура зростала. Центр, де зосередилася більша частина маси, нагрівався значно сильніше за навколишній диск[12]. Приблизно за 100 000 років[11] взаємодія гравітації, тиску газу, магнітних полів і обертання сплющила туманність у протопланетний диск діаметром близько 200 а. о.[12] і сформувала в центрі гарячу щільну протозорю (зорю, в якій ще не розпочався термоядерний синтез водню)[26]. Оскільки близько половини всіх відомих зір входять до складу кратних зоряних систем, а Юпітер складається з тих самих елементів, що й Сонце (водню та гелію), було висловлено припущення, що на ранньому етапі формування Сонячна система могла бути системою з двох протозір, друга з яких утворила Юпітер, так і не ставши повноцінною зорею, бо маса газового гіганта Юпітера занадто мала, щоб запустити термоядерний синтез у його ядрі. Юпітер молодший за Сонце і є найстарішою планетою Сонячної системи[27][28].

На цьому етапі еволюції Сонце, ймовірно, було зорею типу Т Тельця[29]. Дослідження зір типу Т Тельця показують, що їх часто оточують диски допланетної речовини масою 0,001–0,1 M☉[30]. Такі диски простягаються на кілька сотень астрономічних одиниць. Телескоп «Габбл» спостерігав протопланетні диски діаметром до 1000 а. о. в регіонах зореутворення, таких як туманність Оріона[31], і вони є досить холодними: навіть у найгарячіших ділянках температура їхньої поверхні сягає лише близько 1000 К[32].

Протягом 50 мільйонів років температура й тиск у ядрі Сонця зросли настільки, що розпочався термоядерний синтез водню. Це створило внутрішнє джерело енергії, яке протидіяло гравітаційному стисканню, доки не встановилася гідростатична рівновага[33]. Це ознаменувало вступ Сонця до основного етапу його еволюції — головної послідовності. Зорі головної послідовності отримують енергію завдяки синтезу водню в гелій у своїх ядрах. Сонце залишається зорею головної послідовності дотепер[34].

У міру подальшої еволюції рання Сонячна система зрештою віддалилася від своїх «родичів» в регіонгі зореутворення та продовжила самостійно обертатися навколо центру Чумацького Шляху. Імовірно, Сонце змінило свою початкову відстань від центру Галактики. Хімічна історія Сонця свідчить, що воно могло сформуватися на відстані на 3 кпк ближче до галактичного центра, ніж перебуває нині[35].

Середовище народження Сонячної системи

[ред. | ред. код]

Подібно до більшості зір, Сонце, ймовірно, сформувалося не ізольовано, а в складі молодого зоряного скупчення[36]. Існує кілька ознак, які вказують на те, що середовище такого скупчення вплинуло на молоду Сонячну систему, яка ще формувалася. Наприклад, зменшення маси за орбітою Нептуна та надзвичайно витягнута орбіта Седни можуть бути наслідком впливу середовища, у якому народилася Сонячна система. Питання про те, чи можна вважати наявність ізотопів заліза-60 та алюмінію-26 свідченням існування в цьому скупченні масивних зір, досі залишається дискусійним. Якщо Сонце справді входило до складу зоряного скупчення, на нього могли впливати близькі прольоти інших зір, потужне випромінювання сусідніх масивних зір та викиди речовини від близьких вибухів наднових.

Важливе значення має також тип скупчення, у якому могло утворитися Сонце. Крайніми варіантами є багате й бідне на зорі скупчення. У багатому зоряному скупченні, подібному до тих, що спостерігаються в туманності Оріона, середовище насичене гарячими масивними зорями, які випромінюють інтенсивне ультрафіолетове та рентгенівське випромінювання. Таке випромінювання обрізає диски навколо менш масивних зір, зокрема й подібних до Сонця. Якби Сонце перебувало в такому скупченні, його диск міг би скоротитися до приблизно 50 а. о. Уникнути цього можна було б лише за умови, що Сонце містилося на околиці скупчення. У бідному зоряному скупченні, подібному до тих, що спостерігаються в комплексі молекулярних хмар Ро Змієносця, Сонце було б занурене глибоко в молекулярну хмару, де немає масивних зір. За таких умов диски можуть зберігати великі розміри. Одним з аргументів проти народження Сонця в багатому скупченні є існування далеких карликових планет, таких як Седна[11].

Формування планет

[ред. | ред. код]
Ілюстрація протопланетного диска, який оточував Сонце.

Вважають, що різні планети сформувалися із сонячної туманності — дископодібної хмари газу й пилу, яка залишилася після утворення Сонця[37]. Згідно із загальноприйнятою моделлю, планети виникли шляхом акреції. Спочатку вони були пиловими частинками, що оберталися навколо центральної протозорі. Унаслідок безпосередніх зіткнень і процесів самоорганізації ці частинки об'єднувалися в грудки діаметром до 200 м, які згодом, стикаючись між собою, утворювали більші тіла — планетезималі — розміром близько 10 км. Протягом наступних кількох мільйонів років вони поступово збільшувалися внаслідок нових зіткнень, зростаючи зі швидкістю кілька сантиметрів на рік[38].

Внутрішня Сонячна система, частина Сонячної системи в межах 4 а. о., була надто гарячою для конденсації летких молекул, таких як вода та метан. Тому планетезималі, що формувалися тут, могли складатися лише зі сполук із високою температурою плавлення — металів (таких як залізо, нікель і алюміній) та силікатних порід[12]. Із цих кам'янистих тіл згодом утворилися планети земної групи (Меркурій, Венера, Земля та Марс). Такі сполуки є доволі рідкісними у Всесвіті й становлять лише близько 0,6 % маси туманності, тому планети земної групи не могли вирости дуже великими[12]. Їхні зародки досягли маси близько 0,05 мас Землі (M🜨) і приблизно через 100 000 років після утворення Сонця припинили накопичувати речовину. Подальші зіткнення та злиття між цими тілами планетних розмірів дали змогу планетам земної групи зрости до сучасних розмірів[39].

Під час формування планети земної групи залишалися зануреними в газово-пиловий диск. Газ частково підтримувався тиском і тому обертався навколо Сонця повільніше, ніж планети. Унаслідок утвореного опору, а ще важливіше — через гравітаційну взаємодію з навколишньою речовиною, відбувався перенос моменту імпульсу, через що планети поступово переходили на нові орбіти. Моделі показують, що густина та температура диска визначали швидкість цієї міграції[40][41], однак загальною тенденцією була поступова міграція внутрішніх планет до Сонця в міру розсіювання диска. У результаті планети опинилися на своїх сучасних орбітах[42].

Планети-гіганти (Юпітер, Сатурн, Уран і Нептун) сформувалися далі від Сонця, за межами снігової лінії — області між орбітами Марса та Юпітера, де температура достатньо низька, щоб леткі крижані сполуки залишалися твердими. Льоди, з яких утворилися планети-гіганти, були значно поширенішими, ніж метали та силікати, що сформували планети земної групи. Завдяки цьому планети-гіганти змогли наростити масу, достатню для захоплення водню й гелію — найлегших і найпоширеніших хімічних елементів[12]. Планетезималі за сніговою лінією накопичили масу до 4 M🜨 приблизно за 3 мільйони років[39]. Нині чотири планети-гіганти містять трохи менше 99 % усієї маси, що обертається навколо Сонця[a]. Теоретики вважають невипадковим те, що Юпітер розташований саме за сніговою лінією. Оскільки в цій області через випаровування крижаного матеріалу накопичувалася велика кількість води, тут сформувалася зона зниженого тиску, яка збільшувала швидкість руху пилових частинок і зупиняла їхнє переміщення до Сонця. Таким чином, снігова лінія діяла як бар'єр, що сприяв швидкому накопиченню речовини на відстані близько 5 а. о. від Сонця. Надлишок речовини об'єднався у великий зародок (ядро) масою близько 10 M🜨, який почав нарощувати газову оболонку шляхом акреції речовини з навколишнього диска зі щораз більшою швидкістю[43][44]. Коли маса оболонки стала приблизно дорівнювати масі твердого ядра, ріст різко прискорився: приблизно через ~105 років маса досягла близько 150 мас Землі, а згодом зросла до 318 M🜨[45]. Значно менша маса Сатурна, імовірно, пояснюється тим, що він сформувався на кілька мільйонів років пізніше за Юпітер, коли навколо вже залишалося менше газу для акреції[39][46].

Зорі типу Т Тельця, подібні до молодого Сонця, мають набагато потужніші зоряні вітри, ніж старіші й стабільніші зорі. Вважають, що Уран і Нептун сформувалися після Юпітера та Сатурна, коли сильний сонячний вітер уже видув значну частину речовини диска. Унаслідок цього ці планети накопичили дуже мало водню й гелію — не більш як по 1 M🜨 кожна. Уран і Нептун іноді називають «невдалими ядрами»[47]. Основна проблема теорій їхнього формування полягає в часових масштабах процесу. На їхніх сучасних відстанях від Сонця акреція ядер тривала б мільйони років[46]. Це означає, що Уран і Нептун могли сформуватися ближче до Сонця — поблизу Юпітера й Сатурна або навіть між ними, — а вже потім мігрувати назовні чи бути викинутими на віддаленіші орбіти завдяки міграції планет або гравітаційним збуренням[47][3]. У добу планетезималей рух речовини відбувався не лише в напрямку Сонця. Доставлені апаратом «Стардаст» зразки з комети Вільда 2 свідчать, що речовина з тепліших внутрішніх ділянок ранньої Сонячної системи мігрувала до поясу Койпера[48].

Через 3-10 мільйонів років[39] сонячний вітер розвіяв увесь газ і пил протопланетного диска, видувши їх у міжзоряний простір. Це поклало край подальшому росту планет[49][50].

Подальша еволюція

[ред. | ред. код]

Спочатку вважали, що планети сформувалися на своїх нинішніх орбітах або поблизу них. Проте протягом останніх 20 років це уявлення зазнало суттєвого перегляду. Нині багато планетологів вважають, що після початкового формування Сонячна система могла мати зовсім інший вигляд: у внутрішній частині Сонячної системи могли існувати кілька об'єктів щонайменше з масою Меркурія, зовнішня частина Сонячної системи могла бути значно компактнішою, ніж тепер, а пояс Койпера міг розташовуватися набагато ближче до Сонця[51].

Планети земної групи

[ред. | ред. код]

Наприкінці епохи формування планет внутрішню частину Сонячної системи населяли 50–100 протопланет розміром з Місяць або Марс[52][53]. Подальше зростання стало можливим лише завдяки зіткненням і злиттям цих тіл, що тривало менш ніж 100 мільйонів років. Ці об'єкти гравітаційно взаємодіяли між собою, збурюючи орбіти один одного, зіштовхуючись і зростаючи, з часом утворивши нинішні 4 планети земної групи[39]. Вважають, що одне з таких гігантських зіткнень утворило Місяць, а інше зірвало зовнішню оболонку молодого Меркурія[54].

Однією з невирішених проблем цієї моделі є те, що вона не пояснює, як початкові орбіти протопланет земної групи, які мали бути дуже ексцентричними для забезпечення зіткнень, зрештою перетворилися на нинішні надзвичайно стабільні й майже колові орбіти[52]. Одна з гіпотез щодо такого «згасання ексцентриситету» припускає, що планети земної групи формувалися в газовому диску, який Сонце ще не встигло розсіяти. Динамічне тертя об цей залишковий газ зрештою зменшило енергію планет і згладило їхні орбіти[53]. Однак такий газ, якби він існував, від початку не дозволив би орбітам планет земної групи стати настільки ексцентричними[39]. Інша гіпотеза припускає, що гравітаційний опір виникав не між планетами й залишковим газом, а між планетами та численними дрібними тілами. Коли великі тіла рухалися крізь скупчення менших об'єктів, позаду великих тіл під дією їхньої гравітації утворювалася область підвищеної щільності малих тіл — «гравітаційний слід». Підвищене тяжіння цього сліду поступово сповільнювало великі тіла та переводило їх на регулярніші орбіти[55].

Пояс астероїдів

[ред. | ред. код]

Зовнішній край області планет земної групи, розташований між 2 і 4 а. о. від Сонця, називають поясом астероїдів. Спочатку пояс астероїдів містив достатньо речовини для утворення 2–3 планет земного типу, і справді там сформувалася велика кількість планетезималей. Як і у випадку з планетами земної групи, планетезималі в цій області згодом зливалися між собою та утворили 20–30 зародків планет розміром від Місяця до Марса[56]. Однак близькість Юпітера призвела до того, що після формування цієї планети, приблизно через 3 мільйони років після виникнення Сонця, структура цього регіону різко змінилася[52]. Орбітальні резонанси з Юпітером і Сатурном особливо сильні в поясі астероїдів, а гравітаційна взаємодія з масивнішими зародками розсіювала багато планетезималей у ці резонансні області. Гравітація Юпітера збільшувала швидкість об'єктів у резонансах, через що вони руйнувалися у зіткненнях з іншими тілами, а не нарощували масу[57].

Коли після свого формування Юпітер мігрував усередину, резонанси рухалися через пояс астероїдів, збурюючи його населення та збільшуючи взаємні швидкості тіл[58]. Сукупна дія резонансів і зародків планет або викидала планетезималі з поясу астероїдів, або збільшувала їхні нахили орбіт та ексцентриситети[56][59]. Деякі з цих масивних зародків також були викинуті Юпітером, тоді як інші могли мігрувати до внутрішньої Сонячної системи та відіграти роль у завершенні утворення планет земної групи[56][60][61]. Під час цього основного етапу збіднення поясу астероїдів вплив планет-гігантів і зародків планет зменшив його сумарну масу до менш ніж 1 % маси Землі, причому він складався переважно з дрібних планетезималей[59]. Це все ще у 10–20 разів більше за сучасну масу головного поясу, яка нині становить приблизно 0.0005 M🜨[62]. Вважають, що після цього настав другий етап збіднення, який зменшив масу поясу астероїдів майже до сучасного значення, коли Юпітер і Сатурн увійшли в тимчасовий орбітальний резонанс 2:1 (так звана гіпотеза великого оверштагу).

Період гігантських зіткнень у внутрішній Сонячній системі, ймовірно, відіграв важливу роль у надходженні на Землю її сучасного запасу води (~6 × 1021 кг) з раннього поясу астероїдів. Вода є надто леткою речовиною, щоб бути присутньою під час формування Землі, тому вона мала прийти пізніше з віддаленіших і холодніших регіонів Сонячної системи[63]. Найімовірніше, воду принесли зародки планет та дрібні планетезималі, які Юпітер викинув із поясу астероїдів[60]. Як можливе джерело земної води також розглядають популяцію комет головного поясу, відкриту 2006 року[63][64]. Натомість комети з поясу Койпера або ще віддаленіших областей доставили не більш як близько 6 % земної води[2][65]. Згідно з гіпотезою панспермії, таким самим шляхом на Землю могло потрапити й саме життя, хоча ця ідея не має широкого визнання[66].

Міграція планет

[ред. | ред. код]

Згідно з небулярною гіпотезою, дві зовнішні планети можуть перебувати «не на своєму місці». Уран і Нептун (так звані «крижані гіганти») розташовані в області, де знижена густина сонячної туманності та триваліші орбітальні періоди робили б їхнє формування малоймовірним[67]. Натомість вважають, що обидві планети сформувалися на орбітах поблизу Юпітера й Сатурна (так званих «газових гігантів»), де було більше матеріалу, а потім протягом сотень мільйонів років мігрували назовні до своїх сучасних положень[47].

Моделювання, що показує зовнішні планети та пояс Койпера[2]:
a) До входження Юпітера й Сатурна в резонанс 2:1
b) Розсіювання об'єктів поясу Койпера по Сонячній системі після зміщення орбіти Нептуна
c) Після викидання тіл поясу Койпера Юпітером
                     Орбіта Юпітера                     Орбіта Сатурна                     Орбіта Урана                     Орбіта Нептуна

Міграція зовнішніх планет також необхідна для пояснення існування та властивостей найвіддаленіших областей Сонячної системи[3]. За Нептуном Сонячна система продовжується поясом Койпера, розсіяним диском і хмарою Оорта — трьома розрідженими популяціями малих крижаних тіл, які вважають джерелом більшості спостережуваних комет. На такій відстані від Сонця акреція відбувалася надто повільно, щоб планети могли сформуватися до розсіювання сонячної туманності, тому початковий диск не мав достатньої густини для утворення планет[67]. Пояс Койпера простягається від 30 до 55 а. о. від Сонця, тоді як віддаленіший розсіяний диск сягає понад 100 а. о.[3], а хмара Оорта простягається ще далі[68]. Однак спочатку пояс Койпера був значно щільнішим і розташовувався ближче до Сонця, із зовнішньою межею приблизно на відстані 30 а. о. Його внутрішній край лежав одразу за нинішніми орбітами Урана й Нептуна, утім під час формування ці дві планети перебували значно ближче до Сонця (найімовірніше, в межах 15–20 а. о.), причому в 50 % моделювань вони зрештою мінялися місцями, так що початково Уран міг розташовуватися далі від Сонця, ніж Нептун[69][2][3].

Згідно з моделлю Ніцци, після формування Сонячної системи орбіти всіх планет-гігантів продовжували повільно змінюватися під впливом взаємодії з тими планетезималями, що ще залишилися після їх утворення. Через 500—600 мільйонів років (близько 4 мільярдів років тому) Юпітер і Сатурн увійшли в резонанс 2:1: Сатурн здійснював один оберт навколо Сонця на кожні два оберти Юпітера[3]. Цей резонанс сильно збурив орбіти зовнішніх планет, що, можливо, змусило Нептун пройти повз Уран і врізатися в давній пояс Койпера[69]. Планети розсіяли більшість малих крижаних тіл у напрямку внутрішньої Сонячної системи, водночас самі зміщуючись назовні. Ці планетезималі потім аналогічним чином розсіювалися наступною планетою, яку зустрічали на шляху, відсуваючи орбіти планет назовні, тоді як самі рухалися всередину[3]. Цей процес тривав доти, доки планетезималі не починали взаємодіяти з Юпітером, чия величезна гравітація переводила їх на дуже витягнуті орбіти або навіть повністю викидала із Сонячної системи. Через це Юпітер трохи змістився до Сонця[b]. Тіла, які Юпітер розсіяв на дуже витягнуті орбіти, утворили хмару Оорта[3]; тіла, які мігруючий Нептун розсіяв меншою мірою, сформували сучасні пояс Койпера та розсіяний диск[3]. Цей сценарій пояснює сучасну малу масу поясу Койпера та розсіяного диска. Частина розсіяних об'єктів, зокрема Плутон, виявилася гравітаційно пов'язаною з орбітою Нептуна, що змусило їх увійти до орбітальних резонансів середнього руху[70]. Зрештою динамічне тертя об диск планетезималей знову зробило орбіти Урана й Нептуна майже круговими[3][71].

На відміну від зовнішніх планет, внутрішні планети, як вважають, не зазнали значної міграції протягом історії Сонячної системи, оскільки їхні орбіти залишалися стабільними після епохи гігантських зіткнень[39].

Ще одне питання полягає в тому, чому Марс виявився таким малим порівняно із Землею. Гіпотеза великого оверштага припускає, що Юпітер міг мігрувати всередину до відстані 1,5 а. о. Після формування Сатурна, його міграції всередину та встановлення резонансу середнього руху 2:3 з Юпітером, згідно з цією моделлю, обидві планети повернулися на свої сучасні орбіти. Таким чином Юпітер міг поглинути значну частину матеріалу, з якого інакше сформувався б більший Марс. Ті самі моделювання також відтворюють характеристики сучасного поясу астероїдів, що містить і збіднені на воду астероїди, і багаті на воду об'єкти, подібні до комет[72][73]. Проте незрозуміло, чи дозволяли умови в сонячній туманності Юпітеру й Сатурну повернутися на сучасні орбіти, і за сучасними оцінками така можливість видається малоймовірною[74]. Крім того, існують альтернативні пояснення малої маси Марса[75][76][77].

Пізнє важке бомбардування й подальша еволюція

[ред. | ред. код]
Аризонський метеоритний кратер, утворений 50 000 років тому ударником діаметром близько 50 м, демонструє, що акреція в Сонячній системі досі не завершилася.

Гравітаційні збурення, спричинені міграцією зовнішніх планет, мали б спрямувати велику кількість астероїдів до внутрішньої Сонячної системи, суттєво виснаживши первісний пояс астероїдів до його нинішньої дуже малої маси[59]. Ця подія могла спричинити пізнє важке бомбардування, яке, ймовірно, відбулося приблизно 4 мільярди років тому, через 500—600 мільйонів років після формування Сонячної системи[2][78], і тривало кілька сотень мільйонів років. Його сліди видно у кратерах, що збереглися на геологічно неактивних тілах внутрішньої Сонячної системи, таких як Місяць і Меркурій[2][79], хоча деякі дослідники ставлять його реальність під питання[80]. Найдавніші відомі свідчення існування життя на Землі датують 3,8 мільярда років тому — майже одразу після завершення пізнього важкого бомбардування[81].

Нині зіткнення більш рідкісні, ніж на початку існування Сонячної системи, але продовжують відбуватися, що підтверджують зіткнення комети Шумейкерів — Леві 9 з Юпітером у 1994 році, надіння небесного тіла на Юпітер 2009 року, Тунгуська подія, Челябінський метеорит та удар, що утворив Аризонський метеоритний кратер. Отже, процес акреції не завершився й досі може становити загрозу для життя на Землі[82][83].

Протягом еволюції Сонячної системи комети під дією гравітації планет-гігантів викидалися з внутрішньої Сонячної системи на тисячі астрономічних одиниць від Сонця, утворивши хмару Оорта — сферичне зовнішнє скупчення ядер комет на межі гравітаційного впливу Сонця. Зрештою, приблизно через 800 мільйонів років, гравітаційні збурення від галактичних припливних сил, пролітаючих зір і гігантських молекулярних хмар почали виснажувати цю хмару, спрямовуючи комети назад у внутрішню Сонячну систему[84]. На еволюцію зовнішньої Сонячної системи, імовірно, також впливало космічне вивітрювання, спричинене сонячним вітром, мікрометеоритами та міжзоряним середовищем[85].

Еволюція поясу астероїдів після пізнього важкого бомбардування головним чином визначалася зіткненнями[86]. Масивні об'єкти мають достатньо сильну гравітацію, щоб утримувати речовину, викинуту під час потужних зіткнень. У поясі астероїдів це зазвичай не так. Унаслідок цього багато великих тіл було роздроблено, а іноді менш руйнівні зіткнення призводили до формування нових об'єктів з уламків старих[86]. Супутники деяких астероїдів нині можна пояснити лише скупченням матеріалу, викинутого з батьківського тіла зі швидкістю, недостатньою для повного подолання його гравітації[87].

Формування супутників

[ред. | ред. код]

Супутники існують навколо більшості планет і багатьох інших тіл Сонячної системи. Ці супутники виникли одним із трьох можливих механізмів:

  • спільне формування з навколопланетного диска (лише у випадку планет-гігантів);
  • утворення з уламків після зіткнення (за достатньо потужного удару під малим кутом);
  • захоплення об'єкта, що пролітав повз планету.
Уявлення художника про гігантське зіткнення, яке, ймовірно, призвело до утворення Місяця

Юпітер і Сатурн мають кілька великих супутників, таких як Іо, Європа, Ганімед і Титан, які могли сформуватися з дисків навколо кожної з цих планет-гігантів приблизно так само, як планети утворилися з диска навколо Сонця[88][89][90]. На таке походження вказують великі розміри цих супутників і їхня близькість до планети. Таких характеристик неможливо досягти шляхом захоплення, а газова природа центральних тіл також робить малоймовірним утворення з уламків зіткнення. Зовнішні супутники планет-гігантів зазвичай є малими та мають ексцентричні орбіти з довільними нахилами. Саме такі характеристики очікують для захоплених тіл[91][92]. Більшість таких супутників обертається в напрямку, протилежному обертанню своєї планети. Найбільшим неправильним супутником є супутник Нептуна Тритон, який, як вважають, є захопленим об'єктом поясу Койпера[83].

Супутники твердих тіл Сонячної системи виникли як унаслідок зіткнень, так і через захоплення. Вважають, що два малі супутники Марса — Деймос і Фобос — є захопленими астероїдами[93], а земний Місяць утворився внаслідок одного великого лобового зіткнення[94][95]. Тіло-ударник імовірно мало масу, співставну з масою Марса, а саме зіткнення, найімовірніше, сталося наприкінці періоду гігантських зіткнень. Унаслідок удару частина мантії тіла-ударника була викинута на орбіту, де згодом злилася в Місяць[94]. Імовірно, це зіткнення було останнім у серії злиттів, які сформували Землю. Також висували гіпотезу, що об'єкт розміром із Марс міг утворитися в одній зі стабільних точок Лагранжа системи Земля—Сонце (або L4, або L5), а потім зміститися зі свого положення[96]. Супутники транснептунових об'єктів Плутона (Харон) та Орка (Вант) також могли утворитися внаслідок великого зіткнення: системи Плутон—Харон, Орк—Вант і Земля—Місяць є незвичайними для Сонячної системи, оскільки маса супутника становить понад 1 % маси більшого тіла[97][98].

Майбутнє

[ред. | ред. код]

Астрономи оцінюють, що сучасний стан Сонячної системи не зазнає істотних змін, доки Сонце не перетворить майже весь водень у своєму ядрі на гелій, розпочавши перехід від головної послідовності на діаграмі Герцшпрунга — Рассела на гілку червоних гігантів. Зрештою Сонце, ймовірно, розшириться настільки, що поглине внутрішні планети (Меркурій, Венеру і, можливо, Землю), але не зачепить зовнішні, зокрема Юпітер і Сатурн. Після цього Сонце стиснеться в білий карлик, а зовнішні планети та їхні супутники й далі обертатимуться навколо цього компактного залишку.

Довготривала стійкість

[ред. | ред. код]

Сонячна система є хаотичною на масштабах мільйонів і мільярдів років[99], тому орбіти планет зазнають довготривалих змін. Показовий приклад — система Нептун — Плутон, яка перебуває у співвідношенні 3:2 орбітального резонансу. Хоча сам резонанс залишається стійким, передбачити положення Плутона з будь-якою точністю більш ніж на 10–20 млн років (тобто на час Ляпунова) у майбутнє неможливо[100]. Орбіти зовнішніх планет також хаотичні з часом Ляпунова в межах 2–230 млн років[101]. У всіх випадках це означає, що положення планети на її орбіті зрештою стає неможливо передбачити з упевненістю (наприклад, час настання зими та літа стає невизначеним). Водночас самі орбіти інколи можуть істотно змінюватися. Такий хаос найсильніше проявляється у змінах ексцентриситету, коли орбіти деяких планет стають значно більш або менш еліптичними[102].

Зрештою Сонячна система залишається стабільною в тому сенсі, що протягом наступних кількох мільярдів років жодна з планет, імовірно, не зіткнеться з іншою й не буде викинута за межі системи[101]. Проте приблизно через п’ять мільярдів років ексцентриситет орбіти Марса може зрости до близько 0,2, унаслідок чого його орбіта перетинатиме земну, що створює можливість зіткнення. У той самий період ексцентриситет Меркурія може зрости ще більше, і тісне зближення з Венерою теоретично може або викинути його із Сонячної системи, або спрямувати на курс зіткнення з Венерою чи Землею[99]. Інші варіанти майбутнього Меркурія включають можливість, що він упаде на Сонце або так дестабілізує орбіти інших планет, що вони зіткнуться одна з одною[103].

Супутники й кільця

[ред. | ред. код]

Орбіти супутників планет поступово змінюються під впливом припливних сил. Супутники, які обертаються орбітою в тому ж напрямку, що й осьове обертання планети, але повільг=ніше за це осьове обертання, отримують від планети момент імпульсу. Через це, наприклад, Місяць поступово віддаляється від Землі, а Земля поступово сповільнює своє обертання. Іншими подібними прикладами є Галілеєві супутники Юпітера (а також багато менших супутників Юпітера)[104] та більшість великих супутників Сатурна[105].

Нептун і його супутник Тритон, знімок, зроблений Вояджером-2. Орбіта Тритона з часом перетне межу Роша Нептуна, що призведе до його руйнування й, можливо, утворення нової системи кілець.

Інший сценарій виникає, коли супутник або обертається навколо планети тіла швидше, ніж воно обертається навколо своєї осі, або рухається у напрямку, протилежному обертанню планети. Тоді припливний горб відстає від орбітального руху супутника на його орбіті, й орбіта супутника стискається, наближаючись до головного тіла, доки він не зіткнеться з поверхнею чи атмосферою планети або не перетне межу Роша, де припливні сили зруйнують його, що може призвести до утворення системи планетних кілець. Така доля очікує на супутник Марса Фобос (через 30–50 мільйонів років)[106], супутник Нептуна Тритон (через 28 мільярдів років)[107], а також щонайменше 16 малих супутників Урана й Нептуна. Супутник Урана Дездемона може навіть зіткнутися з одним із сусідніх супутників[108].

Якщо ж головне тіло та супутник перебувають у стані взаємного припливного захоплення, то припливний горб залишається безпосередньо під супутником, передача моменту імпульсу не відбувається, а орбітальний період не змінюється. Прикладом такої конфігурації є Плутон і Харон[109].

Щодо механізму утворення кілець Сатурна єдиного погляду не існує. Хоча теоретичні моделі вказували, що кільця, найімовірніше, сформувалися на ранніх етапах історії Сонячної системи[110], дані космічного апарата Кассіні — Гюйгенс свідчать, що вони утворилися відносно недавно[111].

Майбутнє Сонця

[ред. | ред. код]

Наразі Сонце витратило близько половини водню — палива, що дає енергію для життя зорі. В даний час точно визначено, що вміст водню в масі Сонця становить 36,3 %, замість 70,6 %, які складали його масу на період народження з протосонячної хмари.

Перебіг термоядерних реакцій у його центральних областях відбувається за температур 15—16 млн градусів.[112][113] У центрі Сонця наявний величезний тиск (~ 100 млрд атм.) і це дозволяє зберегти рівновагу зорі в протистоянні з силами гравітації. Процеси боротьби гравітації й тиску, збалансовані протягом мільярдів років, так чи інакше закінчаться перемогою гравітації внаслідок вичерпання термоядерної енергії в його надрах. Області, в яких відбувається термоядерний синтез на Сонці, постійно розширюються і, відповідно, неминуче зростає загальна світність Сонця. За розрахунками наступні 6,5 мільярда років його загальна світність буде рости прямо пропорційно часу і наприкінці становитиме 170 % від сучасної світності[114]. Коли в центрі Сонця термоядерні реакції припиняться, почнуться нові процеси протиборства між його ядром і зовнішніми шарами. У результаті стиснення його ядра підвищиться концентрація залишків водню, що ще не вступив у термоядерну реакцію, і почнеться новий бурхливий цикл реакцій, внаслідок чого ядро Сонця знову розшириться.

Після досягнення Сонцем віку в 7,5 мільярда років воно різко збільшиться в розмірах і перейде в фазу червоного гіганта[115]. Його діаметр стане більшим за нинішній приблизно в 160 разів (~ 225 млн км), що більше за розмірами, ніж діаметр орбіт Меркурія і Венери.[116] Оболонка цього Сонця матиме температуру близько 3000 °C. Поверхневі маси газів будуть досить швидко розсіюватися і, таким чином, буде втрачена значна маса. Така фаза існування Сонця триватиме кілька десятків мільйонів років. Центр Сонця буде являти щільну, розпечену кулю, яка порівняно швидко розігріється до 100 млн градусів, і рівень температур у його ядрі подолає поріг початку термоядерних реакцій гелію. Перетворення гелію на вуглець забезпечуватиме нашу зорю енергією протягом ще тривалого часу. На цій фазі Сонце перейде в стан білого карлика, і зменшившись в 10 разів в розмірах, збільшить свою світність у 40—50 разів[джерело?]. Фаза «випалювання» гелію триватиме приблизно 100—150 млн років.

У той момент, коли запаси гелію і залишків водню закінчаться, повториться бурхливе розширення Сонця, і воно знову стане червоним гігантом. Зона горіння гелію пересунеться ближче до периферії. Світило, в яке перетвориться Сонце, втратить стабільність: почнуться окремі спалахи, що відбуваються від того, що в ядерну реакцію включаться не порушені раніше залишки гелію. Світність буде то різко зростати, то падати — таке показують спостереження за іншими зорями. В окремих випадках світність буде зростати більш ніж у 5000 разів від сучасного рівня. Це прикінцевий акт вмирання малих і середніх за розміром зір.[117] Надалі буде посилюватися сонячний вітер (розсіювання газів зоряної оболонки).

Через кілька тисяч років від червоного гіганта залишиться лише маленьке гаряче ядро, і приблизно через 75 000 років наша зоря знову буде в стадії білого карлика, який поступово остигає. Залишок маси становитиме близько 50 % від тієї, що Сонце має зараз, а його діаметр зменшиться до 80 000 кілометрів (менше діаметра Сатурна). Густина речовини на Сонці досягне двох мільйонів тонн в кожному кубічному сантиметрі. Вся історія нашого Сонця займе період часу 12,4 мільярда років. Протягом наступних двох мільярдів років, внаслідок охолодження білого карлика, на який перетвориться Сонце, вуглець у його ядрі кристалізується, перетворюючись на велетенський алмаз[118][відсутнє в джерелі]. Врешті, білий карлик, повільно охолоджуючись за мільярди і трильйони років, припинить випромінювати в космічний простір світло, потім інфрачервоне випромінювання і радіохвилі.

Хронологія

[ред. | ред. код]

Часові межі формування Сонячної системи визначено за допомогою радіометричного датування. Для оцінки її віку вчені використовують метеорити, що сформувалися на початку конденсації сонячної туманності. За сучасними оцінками, вік Сонячної системи становить від 4,567 до 4,568 млрд років[119][120][121][122][123][124].

Найдавніші відомі мінерали на Землі мають вік близько 4,4 млрд років[125]. Такі давні породи трапляються рідко, оскільки поверхню Землі постійно змінюють процеси ерозії, вулканізму та тектоніки плит.

Дослідження дисків навколо інших зір також допомогли уточнити часові межі формування Сонячної системи. У зір віком від 1 до 3 млн років спостерігають багаті на газ диски, тоді як у зір старших за 10 млн років газу майже немає, що свідчить про завершення формування планет-гігантів[39].

Хронологія еволюції Сонячної системи

[ред. | ред. код]

Примітка: усі дати й час у цій хронології є приблизними і слугують лише орієнтирами порядку величин.

Хронологія формування та еволюції Сонячної системи
ФазаЧас від утворення СонцяЧас відносно сучасності (приблизно)Подія
До формування Сонячної системи Мільярди років до формування Сонячної системи Понад 4,6 млрд років тому Попередні покоління зір народжуються й гинуть, збагачуючи міжзоряне середовище важкими елементами, з яких згодом сформувалася Сонячна система[16].
~ 50 мільйонів років до формування Сонячної системи 4,6 млрд років тому Якщо Сонячна система виникла в області зореутворення, подібній до туманності Оріона, наймасивніші зорі швидко формуються, еволюціонують і вибухають як наднові. Одна з таких подій, так звана «первинна наднова» (Коатлікуе), імовірно, ініціювала формування Сонячної системи[20][21].
Формування Сонця 0–100 000 років 4,6 млрд років тому Утворюється досонячна туманність і починає колапсувати; формується Сонце[39].
100 000 – 50 мільйонів років 4,6 млрд років тому Сонце є протозорею типу T Тельця[11].
100 000 – 10 мільйонів років 4,6 млрд років тому Приблизно через 10 млн років газ у протопланетному диску розсіюється; формування зовнішніх планет, імовірно, завершується[39].
10 мільйонів – 100 мільйонів років 4,5–4,6 млрд років тому Формуються планети земної групи. Відбувається гігантське зіткнення, унаслідок якого утворюється Місяць. Триває фаза великих зіткнень; на Землю потрапляє вода[2].
Головна послідовність 50 мільйонів років 4,5 млрд років тому Сонце стає зорею головної послідовності[33].
200 мільйонів років 4,4 млрд років тому Формуються найдавніші відомі породи Землі[125][126].
500–600 мільйонів років 4,0–4,1 млрд років тому Орбітальний резонанс між Юпітером і Сатурном зміщує Нептун до поясу Койпера. У внутрішній частині Сонячної системи відбувається пізнє важке бомбардування[2].
800 мільйонів років 3,8 млрд років тому З’являються найдавніші відомі форми життя на Землі[81][126]. Хмара Оорта досягає максимальної маси[84].
4,6 мільярда років Нині Сонце залишається зорею головної послідовності[114].
6 мільярдів років Через 1,4 млрд років Зона, придатна для життя зміщується за орбіту Землі, можливо, до орбіти Марса[127].
7 мільярдів років Через 2,4 млрд років Чумацький Шлях і Галактика Андромеди починають зіткнення. Існує невелика ймовірність, що Сонячна система буде захоплена Андромедою до повного злиття галактик[128].
Після головної послідовності 10–12 мільярдів років Через 5–7 млрд років Сонце вичерпує водень у ядрі та починає спалювати його в оболонці, завершуючи фазу головної послідовності. Воно переходить на гілку червоних гігантів на діаграмі Герцшпрунга — Рассела, стаючи значно яскравішим (у ~2700 разів), більшим (радіус зростає у ~250 разів) і холоднішим (до ~2600 K). Меркурій, Венера і, ймовірно, Земля будуть поглинуті Сонцем[112][113]. У цей період зона, придатна для життя, розшириться до 49,4–71,4 а.о., сягаючи поясу Койпера[112].
~ 12 мільярдів років ~ Через 7 млрд років Сонце проходить стадії горіння гелію на горизонтальній гілці та асимптотичній гілці гігантів, втрачаючи загалом близько 30% маси. Після цього воно скидає зовнішні оболонки, утворюючи планетарну туманність, а його ядро стає білим карликом[112][129].
Залишок Сонця ~ 1 квадрильйон років (1015 років) ~ Через 1 квадрильйон років Сонце охолоджується до 5 K[130]. Гравітаційні збурення від зір, які пролітають повз Сонце, уводять планети з їхніх орбіт. Сонячна система припиняє існування[4].

Див. також

[ред. | ред. код]

Коментарі

[ред. | ред. код]
  1. ↑ Маса Юпітера, Сатурна, Урана та Нептуна разом становить 445,6 M🜨. Маса решти матеріалу становить приблизно 5,26 M🜨, або 1,1 % (див. Список об'єктів Сонячної системи за розміром)
  2. ↑ The reason that Saturn, Uranus and Neptune all moved outward whereas Jupiter moved inward is that Jupiter is massive enough to eject planetesimals from the Solar System, while the other three outer planets are not. To eject an object from the Solar System, Jupiter transfers energy to it, and so loses some of its own orbital energy and moves inwards. When Neptune, Uranus and Saturn perturb planetesimals outwards, those planetesimals end up in highly eccentric but still bound orbits, and so can return to the perturbing planet and possibly return its lost energy. On the other hand, when Neptune, Uranus and Saturn perturb objects inwards, those planets gain energy by doing so and therefore move outwards. More importantly, an object being perturbed inwards stands a greater chance of encountering Jupiter and being ejected from the Solar System, in which case the energy gains of Neptune, Uranus and Saturn obtained from their inwards deflections of the ejected object become permanent.

Примітки

[ред. | ред. код]
  1. 1 2 Audrey Bouvier; Meenakshi Wadhwa (2010). The age of the solar system redefined by the oldest Pb-Pb age of a meteoritic inclusion. Nature Geoscience. 3 (9): 637—641. Bibcode:2010NatGe...3..637B. doi:10.1038/NGEO941.
  2. 1 2 3 4 5 6 7 8 Gomes, R.; Levison, Harold F.; Tsiganis, K.; Morbidelli, Alessandro (2005). Origin of the cataclysmic Late Heavy Bombardment period of the terrestrial planets. Nature. 435 (7041): 466—9. Bibcode:2005Natur.435..466G. doi:10.1038/nature03676. PMID 15917802.
  3. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Levison, Harold F.; Morbidelli, Alessandro; Van Laerhoven, Christa та ін. (2007). Origin of the Structure of the Kuiper Belt during a Dynamical Instability in the Orbits of Uranus and Neptune. Icarus. 196 (1): 258—273. arXiv:0712.0553. Bibcode:2008Icar..196..258L. doi:10.1016/j.icarus.2007.11.035. S2CID 7035885.
  4. 1 2 Freeman Dyson (Липень 1979). Time Without End: Physics and Biology in an open universe. Reviews of Modern Physics. Institute for Advanced Study, Princeton New Jersey. 51 (3): 447—460. Bibcode:1979RvMP...51..447D. doi:10.1103/RevModPhys.51.447.
  5. ↑ Solar system. Merriam Webster Online Dictionary. 2008. Процитовано 15 квітня 2008.
  6. ↑ Michael Mark Woolfson (1984). Rotation in the Solar System. Philosophical Transactions of the Royal Society. 313 (1524): 5—18. Bibcode:1984RSPTA.313....5W. doi:10.1098/rsta.1984.0078. S2CID 120193937.
  7. ↑ Nigel Henbest (1991). Birth of the planets: The Earth and its fellow planets may be survivors from a time when planets ricocheted around the Sun like ball bearings on a pinball table. New Scientist. Процитовано 18 квітня 2008.
  8. ↑ David Whitehouse (2005). The Sun: A Biography. John Wiley and Sons. ISBN 978-0-470-09297-2.
  9. 1 2 Simon Mitton (2005). Origin of the Chemical Elements. Fred Hoyle: A Life in Science. Aurum. с. 197—222. ISBN 978-1-85410-961-3.
  10. ↑ Dwarkadas, Vikram V.; Dauphas, Nicolas; Meyer, Bradley; Boyajian, Peter; Bojazi, Michael (22 грудня 2017). Triggered Star Formation inside the Shell of a Wolf–Rayet Bubble as the Origin of the Solar System. The Astrophysical Journal. 852 (2): 147. arXiv:1712.10053. Bibcode:2017ApJ...851..147D. doi:10.3847/1538-4357/aa992e. PMC 6430574. PMID 30905969.
  11. 1 2 3 4 5 6 7 Thierry Montmerle; Jean-Charles Augereau; Marc Chaussidon (2006). Solar System Formation and Early Evolution: the First 100 Million Years. Earth, Moon, and Planets. Springer. 98 (1—4): 39—95. Bibcode:2006EM&P...98...39M. doi:10.1007/s11038-006-9087-5. S2CID 120504344.
  12. 1 2 3 4 5 6 Ann Zabludoff (Весна 2003). Lecture 13: The Nebular Theory of the origin of the Solar System. Процитовано 27 грудня 2006.[недоступне посилання з 01.05.2026]
  13. ↑ J. J. Rawal (1986). Further Considerations on Contracting Solar Nebula. Earth, Moon, and Planets. Nehru Planetarium, Bombay India: Springer Netherlands. 34 (1): 93—100. Bibcode:1986EM&P...34...93R. doi:10.1007/BF00054038. S2CID 121914773.
  14. ↑ W. M. Irvine (1983). The chemical composition of the pre-solar nebula. У T. I. Gombosi (ред.). Cometary Exploration. Т. 1. с. 3—12. Bibcode:1983coex....1....3I.
  15. ↑ Zeilik та Gregory, 1998, p. 207.
  16. 1 2 Charles H. Lineweaver (2001). An Estimate of the Age Distribution of Terrestrial Planets in the Universe: Quantifying Metallicity as a Selection Effect. Icarus. 151 (2): 307—313. arXiv:astro-ph/0012399. Bibcode:2001Icar..151..307L. doi:10.1006/icar.2001.6607. S2CID 14077895.
  17. ↑ Cameron, A. G. W.; Truran, J. W. (Березень 1977). The supernova trigger for formation of the solar system. Icarus. 30 (3): 447—461. Bibcode:1977Icar...30..447C. doi:10.1016/0019-1035(77)90101-4. Процитовано 12 листопада 2022.
  18. ↑ Williams, J. (2010). The astrophysical environment of the solar birthplace. Contemporary Physics. 51 (5): 381—396. arXiv:1008.2973. Bibcode:2010ConPh..51..381W. doi:10.1080/00107511003764725. S2CID 118354201.
  19. ↑ Dauphas, Nicolas; Cook, D. L.; Sacarabany, A.; Fröhlich, C.; Davis, A. M.; Wadhwa, M.; Pourmand, A.; Rauscher, T.; Gallino, A. (10 жовтня 2008). Iron 60 Evidence for Early Injection and Efficient Mixing of Stellar Debris in the Protosolar Nebula. The Astrophysical Journal. 686 (1): 560—569. arXiv:0805.2607. Bibcode:2008ApJ...686..560D. doi:10.1086/589959. S2CID 15771704. Процитовано 12 листопада 2022.
  20. 1 2 J. Jeff Hester; Steven J. Desch; Kevin R. Healy; Laurie A. Leshin (21 травня 2004). The Cradle of the Solar System (PDF). Science. 304 (5674): 1116—1117. Bibcode:2004Sci...304.1116H. doi:10.1126/science.1096808. PMID 15155936. S2CID 117722734. Архів оригіналу (PDF) за 13 лютого 2020.
  21. 1 2 Martin Bizzarro; David Ulfbeck; Anne Trinquier; Kristine Thrane; James N. Connelly; Bradley S. Meyer (2007). Evidence for a Late Supernova Injection of 60Fe into the Protoplanetary Disk. Science. 316 (5828): 1178—1181. Bibcode:2007Sci...316.1178B. doi:10.1126/science.1141040. PMID 17525336. S2CID 19242845.
  22. ↑ Morgan Kelly. Slow-Moving Rocks Better Odds That Life Crashed to Earth from Space. News at Princeton. Процитовано 24 вересня 2012.
  23. ↑ Simon F. Portegies Zwart (2009). The Lost Siblings of the Sun. Astrophysical Journal. 696 (L13—L16): L13—L16. arXiv:0903.0237. Bibcode:2009ApJ...696L..13P. doi:10.1088/0004-637X/696/1/L13. S2CID 17168366.
  24. ↑ Nathan A. Kaib; Thomas Quinn (2008). The formation of the Oort cloud in open cluster environments. Icarus. 197 (1): 221—238. arXiv:0707.4515. Bibcode:2008Icar..197..221K. doi:10.1016/j.icarus.2008.03.020. S2CID 14342946.
  25. ↑ Pfalzner, Susanne; Govind, Amith; Portegies Zwart, Simon (4 вересня 2024). Trajectory of the stellar flyby that shaped the outer Solar System. Nature Astronomy (англ.). 8 (11): 1380—1386. arXiv:2409.03342. Bibcode:2024NatAs...8.1380P. doi:10.1038/s41550-024-02349-x. ISSN 2397-3366.
  26. ↑ Jane S. Greaves (2005). Disks Around Stars and the Growth of Planetary Systems. Science. 307 (5706): 68—71. Bibcode:2005Sci...307...68G. doi:10.1126/science.1101979. PMID 15637266. S2CID 27720602.
  27. ↑ I have heard people call Jupiter a "failed star" that just did not get big enough to shine. Does that make our sun a kind of double star? And why didn't Jupiter become a real star?. Scientific American. 21 жовтня 1999. Процитовано 5 грудня 2023.
  28. ↑ DROBYSHEVSKI, E. M. (1974). Was Jupiter the protosun's core?. Nature. Springer Science and Business Media LLC. 250 (5461): 35—36. Bibcode:1974Natur.250...35D. doi:10.1038/250035a0. ISSN 0028-0836.
  29. ↑ Caffe, M. W.; Hohenberg, C. M.; Swindle, T. D.; Goswami, J. N. (1 лютого 1987). Evidence in meteorites for an active early sun. Astrophysical Journal Letters. 313: L31—L35. Bibcode:1987ApJ...313L..31C. doi:10.1086/184826. hdl:2060/19850018239.
  30. ↑ M. Momose; Y. Kitamura; S. Yokogawa; R. Kawabe; M. Tamura; S. Ida (2003). Investigation of the Physical Properties of Protoplanetary Disks around T Tauri Stars by a High-resolution Imaging Survey at lambda = 2 mm. У Ikeuchi, S.; Hearnshaw, J.; Hanawa, T. (ред.). The Proceedings of the IAU 8th Asian-Pacific Regional Meeting, Volume I. The Proceedings of the IAU 8th Asian-Pacific Regional Meeting. Т. 289. Astronomical Society of the Pacific Conference Series. с. 85. Bibcode:2003ASPC..289...85M.
  31. ↑ Deborah L. Padgett; Wolfgang Brandner; Karl R. Stapelfeldt та ін. (Березень 1999). Hubble Space Telescope/NICMOS Imaging of Disks and Envelopes around Very Young Stars. The Astronomical Journal. 117 (3): 1490—1504. arXiv:astro-ph/9902101. Bibcode:1999AJ....117.1490P. doi:10.1086/300781. S2CID 16498360.
  32. ↑ M. Küker; T. Henning; G. Rüdiger (2003). Magnetic Star-Disk Coupling in Classical T Tauri Systems (PDF). Astrophysical Journal. 589 (1): 397—409. Bibcode:2003ApJ...589..397K. doi:10.1086/374408. S2CID 54039084. Архів оригіналу (PDF) за 12 квітня 2020.
  33. 1 2 Sukyoung Yi; Pierre Demarque; Yong-Cheol Kim; Young-Wook Lee; Chang H. Ree; Thibault Lejeune; Sydney Barnes (2001). Toward Better Age Estimates for Stellar Populations: The Isochrones for Solar Mixture. Astrophysical Journal Supplement. 136 (2): 417—437. arXiv:astro-ph/0104292. Bibcode:2001ApJS..136..417Y. doi:10.1086/321795. S2CID 118940644.
  34. ↑ Zeilik та Gregory, 1998, p. 320
  35. ↑ Frankel, Neige; Sanders, Jason; Ting, Yuan-Sen; Rix, Hans-Walter (Червень 2020). Keeping It Cool: Much Orbit Migration, yet Little Heating, in the Galactic Disk. The Astrophysical Journal. 896 (1): 15. arXiv:2002.04622. Bibcode:2020ApJ...896...15F. doi:10.3847/1538-4357/ab910c. S2CID 211082559. 15. See §6.4.
  36. ↑ Adams, Fred C. (1 серпня 2010). The Birth Environment of the Solar System. Annual Review of Astronomy and Astrophysics (англ.). 48 (1): 47—85. arXiv:1001.5444. Bibcode:2010ARA&A..48...47A. doi:10.1146/annurev-astro-081309-130830. ISSN 0066-4146. S2CID 119281082.
  37. ↑ A. P. Boss; R. H. Durisen (2005). Chondrule-forming Shock Fronts in the Solar Nebula: A Possible Unified Scenario for Planet and Chondrite Formation. The Astrophysical Journal. 621 (2): L137—L140. arXiv:astro-ph/0501592. Bibcode:2005ApJ...621L.137B. doi:10.1086/429160. S2CID 15244154.
  38. ↑ P. Goldreich; W. R. Ward (1973). The Formation of Planetesimals. Astrophysical Journal. 183: 1051. Bibcode:1973ApJ...183.1051G. doi:10.1086/152291.
  39. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Douglas N. C. Lin (Травень 2008). The Genesis of Planets (fee required). Scientific American. 298 (5): 50—59. Bibcode:2008SciAm.298e..50C. doi:10.1038/scientificamerican0508-50 (неактивний 24 May 2026). PMID 18444325.{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із неактивним DOI станом на травень 2026 (посилання)
  40. ↑ D'Angelo, G.; Lubow, S. H. (2010). Three-dimensional Disk-Planet Torques in a Locally Isothermal Disk. The Astrophysical Journal. 724 (1): 730—747. arXiv:1009.4148. Bibcode:2010ApJ...724..730D. doi:10.1088/0004-637X/724/1/730. S2CID 119204765.
  41. ↑ Lubow, S. H.; Ida, S. (2011). Planet Migration. У S. Seager. (ред.). Exoplanets. University of Arizona Press, Tucson, AZ. с. 347—371. arXiv:1004.4137. Bibcode:2010exop.book..347L.
  42. ↑ Staff (12 січня 2010). How Earth Survived Birth. Astrobiology Magazine. Архів оригіналу за 12 квітня 2010. Процитовано 4 лютого 2010.
  43. ↑ Ayliffe, B.; Bate, M. R. (2009). Gas accretion on to planetary cores: three-dimensional self-gravitating radiation hydrodynamical calculations. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 393 (1): 49—64. arXiv:0811.1259. Bibcode:2009MNRAS.393...49A. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.14184.x. S2CID 15124882.
  44. ↑ D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. (2013). Three-dimensional Radiation-hydrodynamics Calculations of the Envelopes of Young Planets Embedded in Protoplanetary Disks. The Astrophysical Journal. 778 (1): 77 (29 pp.). arXiv:1310.2211. Bibcode:2013ApJ...778...77D. doi:10.1088/0004-637X/778/1/77. S2CID 118522228.
  45. ↑ Lissauer, J. J.; Hubickyj, O.; D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. (2009). Models of Jupiter's growth incorporating thermal and hydrodynamic constraints. Icarus. 199 (2): 338—350. arXiv:0810.5186. Bibcode:2009Icar..199..338L. doi:10.1016/j.icarus.2008.10.004. S2CID 18964068.
  46. 1 2 D'Angelo, Gennaro; Durisen, Richard H.; Lissauer, Jack J. (Грудень 2010). Giant Planet Formation. У Seager, Sara (ред.). Exoplanets. University of Arizona Press. с. 319–346. arXiv:1006.5486. Bibcode:2010exop.book..319D. ISBN 978-0-8165-2945-2.
  47. 1 2 3 Thommes, E. W.; Duncan, M. J.; Levison, Harold F. (2002). The Formation of Uranus and Neptune among Jupiter and Saturn. Astronomical Journal. 123 (5): 2862—2883. arXiv:astro-ph/0111290. Bibcode:2002AJ....123.2862T. doi:10.1086/339975. S2CID 17510705.
  48. ↑ Emily Lakdawalla (2006). Stardust Results in a Nutshell: The Solar Nebula was Like a Blender. The Planetary Society. Процитовано 2 січня 2007.
  49. ↑ B. G. Elmegreen (1979). On the disruption of a protoplanetary disc nebula by a T Tauri like solar wind. Astronomy & Astrophysics. 80 (1): 77. Bibcode:1979A&A....80...77E.
  50. ↑ Heng Hao (24 листопада 2004). Disc-Protoplanet interactions (PDF). Harvard University. Архів оригіналу (PDF) за 7 вересня 2006. Процитовано 19 листопада 2006.
  51. ↑ Mike Brown. Dysnomia, the moon of Eris. Personal web site. Процитовано 1 лютого 2008.
  52. 1 2 3 Petit, Jean-Marc; Morbidelli, Alessandro (2001). The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt (PDF). Icarus. 153 (2): 338—347. Bibcode:2001Icar..153..338P. doi:10.1006/icar.2001.6702. Архів оригіналу (PDF) за 21 лютого 2007. Процитовано 19 листопада 2006.
  53. 1 2 Junko Kominami; Shigeru Ida (2001). The Effect of Tidal Interaction with a Gas Disk on Formation of Terrestrial Planets. Icarus. Department of Earth and Planetary Sciences, Tokyo Institute of Technology, Ookayama, Meguro-ku, Tokyo, Department of Earth and Planetary Sciences, Tokyo Institute of Technology, Ookayama, Meguro-ku, Tokyo. 157 (1): 43—56. Bibcode:2002Icar..157...43K. doi:10.1006/icar.2001.6811.
  54. ↑ Sean C. Solomon (2003). Mercury: the enigmatic innermost planet. Earth and Planetary Science Letters. 216 (4): 441—455. Bibcode:2003E&PSL.216..441S. doi:10.1016/S0012-821X(03)00546-6.
  55. ↑ Peter Goldreich; Yoram Lithwick; Re'em Sari (10 жовтня 2004). Final Stages of Planet Formation. The Astrophysical Journal. 614 (1): 497—507. arXiv:astro-ph/0404240. Bibcode:2004ApJ...614..497G. doi:10.1086/423612. S2CID 16419857.
  56. 1 2 3 Bottke, William F.; Durda, Daniel D.; Nesvorny, David та ін. (2005). Linking the collisional history of the main asteroid belt to its dynamical excitation and depletion (PDF). Icarus. 179 (1): 63—94. Bibcode:2005Icar..179...63B. doi:10.1016/j.icarus.2005.05.017.
  57. ↑ R. Edgar; P. Artymowicz (2004). Pumping of a Planetesimal Disc by a Rapidly Migrating Planet (PDF). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 354 (3): 769—772. arXiv:astro-ph/0409017. Bibcode:2004MNRAS.354..769E. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08238.x. S2CID 18355985. Процитовано 12 травня 2008.
  58. ↑ E. R. D. Scott (2006). Constraints on Jupiter's Age and Formation Mechanism and the Nebula Lifetime from Chondrites and Asteroids. Proceedings 37th Annual Lunar and Planetary Science Conference. League City, Texas: Lunar and Planetary Society. Bibcode:2006LPI....37.2367S.
  59. 1 2 3 O'Brien, David; Morbidelli, Alessandro; Bottke, William F. (2007). The primordial excitation and clearing of the asteroid belt—Revisited (PDF). Icarus. 191 (2): 434—452. Bibcode:2007Icar..191..434O. doi:10.1016/j.icarus.2007.05.005.
  60. 1 2 Raymond, Sean N.; Quinn, Thomas; Lunine, Jonathan I. (2007). High-resolution simulations of the final assembly of Earth-like planets 2: water delivery and planetary habitability. Astrobiology. 7 (1): 66—84. arXiv:astro-ph/0510285. Bibcode:2007AsBio...7...66R. doi:10.1089/ast.2006.06-0126. PMID 17407404. S2CID 10257401.
  61. ↑ Susan Watanabe (20 липня 2001). Mysteries of the Solar Nebula. NASA. Архів оригіналу за 17 січня 2012. Процитовано 2 квітня 2007.
  62. ↑ Georgij A. Krasinsky; Elena V. Pitjeva; M. V. Vasilyev; E. I. Yagudina (Липень 2002). Hidden Mass in the Asteroid Belt. Icarus. 158 (1): 98—105. Bibcode:2002Icar..158...98K. doi:10.1006/icar.2002.6837.
  63. 1 2 Henry H. Hsieh; David Jewitt (23 березня 2006). A Population of Comets in the Main Asteroid Belt (PDF). Science. 312 (5773): 561—563. Bibcode:2006Sci...312..561H. doi:10.1126/science.1125150. PMID 16556801. S2CID 29242874. Архів оригіналу (PDF) за 12 квітня 2020.
  64. ↑ Francis Reddy (2006). New comet class in Earth's backyard. astronomy.com. Процитовано 29 квітня 2008.
  65. ↑ Morbidelli, Alessandro; Chambers, J.; Lunine, Jonathan I.; Petit, Jean-Marc; Robert, F.; Valsecchi, Giovanni B.; Cyr, K. E. (2000). Source regions and timescales for the delivery of water to the Earth. Meteoritics & Planetary Science. 35 (6): 1309—1320. Bibcode:2000M&PS...35.1309M. doi:10.1111/j.1945-5100.2000.tb01518.x. ISSN 1086-9379.
  66. ↑ Florence Raulin-Cerceau; Marie-Christine Maurel; Jean Schneider (1998). From Panspermia to Bioastronomy, the Evolution of the Hypothesis of Universal Life. Origins of Life and Evolution of Biospheres. Springer Netherlands. 28 (4/6): 597—612. Bibcode:1998OLEB...28..597R. doi:10.1023/A:1006566518046. PMID 11536892. S2CID 7806411.
  67. 1 2 G. Jeffrey Taylor (21 серпня 2001). Uranus, Neptune, and the Mountains of the Moon. Planetary Science Research Discoveries. Hawaii Institute of Geophysics & Planetology. Процитовано 1 лютого 2008.
  68. ↑ Morbidelli, Alessandro (3 лютого 2008). Origin and dynamical evolution of comets and their reservoirs. arXiv:astro-ph/0512256.
  69. 1 2 Tsiganis, K.; Gomes, R.; Morbidelli, A.; F. Levison, H. (2005). Origin of the orbital architecture of the giant planets of the Solar System (PDF). Nature. 435 (7041): 459—461. Bibcode:2005Natur.435..459T. doi:10.1038/nature03539. PMID 15917800. S2CID 4430973.
  70. ↑ R. Malhotra (1995). The Origin of Pluto's Orbit: Implications for the Solar System Beyond Neptune. Astronomical Journal. 110: 420. arXiv:astro-ph/9504036. Bibcode:1995AJ....110..420M. doi:10.1086/117532. S2CID 10622344.
  71. ↑ M. J. Fogg; R. P. Nelson (2007). On the formation of terrestrial planets in hot-Jupiter systems. Astronomy & Astrophysics. 461 (3): 1195—1208. arXiv:astro-ph/0610314. Bibcode:2007A&A...461.1195F. doi:10.1051/0004-6361:20066171. S2CID 119476713.
  72. ↑ Jupiter may have robbed Mars of mass, new report indicates. Southwest Research Institute, San Antonio, Texas (Пресреліз). 6 червня 2011.
  73. ↑ Walsh, K. J.; Morbidelli, Alessandro; Raymond, S. N.; O'Brien, D. P.; Mandell, A. M. (2011). A low mass for Mars from Jupiter's early gas-driven migration. Nature. 475 (7355): 206—209. arXiv:1201.5177. Bibcode:2011Natur.475..206W. doi:10.1038/nature10201. PMID 21642961. S2CID 4431823.
  74. ↑ D'Angelo, G.; Marzari, F. (2012). Outward Migration of Jupiter and Saturn in Evolved Gaseous Disks. The Astrophysical Journal. 757 (1): 50 (23 pp.). arXiv:1207.2737. Bibcode:2012ApJ...757...50D. doi:10.1088/0004-637X/757/1/50. S2CID 118587166.
  75. ↑ Chambers, J. E. (2013). Late-stage planetary accretion including hit-and-run collisions and fragmentation. Icarus. 224 (1): 43—56. Bibcode:2013Icar..224...43C. doi:10.1016/j.icarus.2013.02.015.
  76. ↑ Izidoro, A.; Haghighipour, N.; Winter, O. C.; Tsuchida, M. (2014). Terrestrial Planet Formation in a Protoplanetary Disk with a Local Mass Depletion: A Successful Scenario for the Formation of Mars. The Astrophysical Journal. 782 (1): 31, (20 pp.). arXiv:1312.3959. Bibcode:2014ApJ...782...31I. doi:10.1088/0004-637X/782/1/31. S2CID 118419463.
  77. ↑ Fischer, R. A.; Ciesla, F. J. (2014). Dynamics of the terrestrial planets from a large number of N-body simulations. Earth and Planetary Science Letters. 392: 28—38. Bibcode:2014E&PSL.392...28F. doi:10.1016/j.epsl.2014.02.011.
  78. ↑ Kathryn Hansen (2005). Orbital shuffle for early solar system. Geotimes. Процитовано 22 червня 2006.
  79. ↑ Veverka, J. (Січень 1984). Chronology of Planetary surfaces. NASA History Division. Процитовано 13 березня 2008.
  80. ↑ Zellner, Nicolle E. B. (Вересень 2017). Cataclysm No More: New Views on the Timing and Delivery of Lunar Impactors. Origins of Life and Evolution of Biospheres (англ.). 47 (3): 261—280. arXiv:1704.06694. Bibcode:2017OLEB...47..261Z. doi:10.1007/s11084-017-9536-3. ISSN 0169-6149. PMC 5602003. PMID 28470374.
  81. 1 2 UCLA scientists strengthen case for life more than 3.8 billion years ago (Пресреліз). University of California-Los Angeles. 21 липня 2006. Архів оригіналу за 15 липня 2021. Процитовано 29 квітня 2008.
  82. ↑ Clark R. Chapman (1996). The Risk to Civilization From Extraterrestrial Objects and Implications of the Shoemaker-Levy 9 Comet Crash (PDF). Abhandlungen der Geologischen Bundeanstalt, Wien. 53: 51—54. ISSN 0016-7800. Архів оригіналу (PDF) за 10 вересня 2008. Процитовано 6 травня 2008.
  83. 1 2 Craig B. Agnor; Hamilton P. Douglas (2006). Neptune's capture of its moon Triton in a binary-planet gravitational encounter (PDF). Nature. 441 (7090): 192—194. Bibcode:2006Natur.441..192A. doi:10.1038/nature04792. PMID 16688170. S2CID 4420518. Архів оригіналу (PDF) за 21 червня 2007.
  84. 1 2 Morbidelli, Alessandro (3 лютого 2008). Origin and dynamical evolution of comets and their reservoirs. arXiv:astro-ph/0512256.
  85. ↑ Beth E. Clark; Robert E. Johnson (1996). Interplanetary Weathering: Surface Erosion in Outer Space. Eos, Transactions, American Geophysical Union. 77 (15): 141. Bibcode:1996EOSTr..77Q.141C. doi:10.1029/96EO00094. Архів оригіналу за 6 березня 2008. Процитовано 13 березня 2008.
  86. 1 2 Bottke, William F.; Durba, D.; Nesvorny, D. та ін. (2005). The origin and evolution of stony meteorites (PDF). Proceedings of the International Astronomical Union. Dynamics of Populations of Planetary Systems. Т. 197. с. 357—374. doi:10.1017/S1743921304008865.
  87. ↑ H. Alfvén; G. Arrhenius (1976). The Small Bodies. SP–345 Evolution of the Solar System. NASA. Процитовано 12 квітня 2007.
  88. ↑ Canup, Robin M.; Ward, William R. (30 грудня 2008). Origin of Europa and the Galilean Satellites. University of Arizona Press. с. 59. arXiv:0812.4995. Bibcode:2009euro.book...59C. ISBN 978-0-8165-2844-8.
  89. ↑ D'Angelo, G.; Podolak, M. (2015). Capture and Evolution of Planetesimals in Circumjovian Disks. The Astrophysical Journal. 806 (1): 29pp. arXiv:1504.04364. Bibcode:2015ApJ...806..203D. doi:10.1088/0004-637X/806/2/203. S2CID 119216797.
  90. ↑ N. Takato; S. J. Bus та ін. (2004). Detection of a Deep 3-m Absorption Feature in the Spectrum of Amalthea (JV). Science. 306 (5705): 2224—7. Bibcode:2004Sci...306.2224T. doi:10.1126/science.1105427. PMID 15618511. S2CID 129845022.
    See also Fraser Cain (24 грудня 2004). Jovian Moon Was Probably Captured. Universe Today. Архів оригіналу за 30 січня 2008. Процитовано 3 квітня 2008.
  91. ↑ D. C. Jewitt; S. Sheppard; C. Porco (2004). Jupiter's outer satellites and Trojans (PDF). У Fran Bagenal; Timothy E. Dowling; William B. McKinnon (ред.). Jupiter. The Planet, Satellites and Magnetosphere. Cambridge University Press. с. 263—280. ISBN 0-521-81808-7. Архів оригіналу (PDF) за 14 червня 2007.
  92. ↑ Scott S. Sheppard. The Giant Planet Satellite and Moon Page. Personal web page. Архів оригіналу за 11 березня 2008. Процитовано 13 березня 2008.
  93. ↑ Zeilik та Gregory, 1998, pp. 118—120.
  94. 1 2 R. M. Canup; E. Asphaug (2001). Origin of the Moon in a giant impact near the end of the Earth's formation. Nature. 412 (6848): 708—12. Bibcode:2001Natur.412..708C. doi:10.1038/35089010. PMID 11507633. S2CID 4413525.
  95. ↑ D. J. Stevenson (1987). Origin of the moon – The collision hypothesis (PDF). Annual Review of Earth and Planetary Sciences. 15 (1): 271—315. Bibcode:1987AREPS..15..271S. doi:10.1146/annurev.ea.15.050187.001415. S2CID 53516498. Архів оригіналу (PDF) за 12 квітня 2020.
  96. ↑ G. Jeffrey Taylor (31 грудня 1998). Origin of the Earth and Moon. Planetary Science Research Discoveries. Hawaii Institute of Geophysics & Planetology. Процитовано 25 липня 2007.
  97. ↑ Robin M. Canup (28 січня 2005). A Giant Impact Origin of Pluto-Charon (PDF). Science. 307 (5709): 546—550. Bibcode:2005Sci...307..546C. doi:10.1126/science.1106818. PMID 15681378. S2CID 19558835.
  98. ↑ Brown, M. E.; Ragozzine, D.; Stansberry, J.; Fraser, W. C. (2010). The Size, Density, and Formation of the Orcus-Vanth System in the Kuiper Belt. The Astronomical Journal. 139 (6): 2700—2705. arXiv:0910.4784. Bibcode:2010AJ....139.2700B. doi:10.1088/0004-6256/139/6/2700. S2CID 8864460.
  99. 1 2 J. Laskar (1994). Large-scale chaos in the solar system. Astronomy and Astrophysics. 287: L9—L12. Bibcode:1994A&A...287L...9L.
  100. ↑ Gerald Jay Sussman; Jack Wisdom (1988). Numerical evidence that the motion of Pluto is chaotic (PDF). Science. 241 (4864): 433—437. Bibcode:1988Sci...241..433S. doi:10.1126/science.241.4864.433. hdl:1721.1/6038. PMID 17792606. S2CID 1398095.
  101. 1 2 Wayne B. Hayes (2007). Is the outer Solar System chaotic?. Nature Physics. 3 (10): 689—691. arXiv:astro-ph/0702179. Bibcode:2007NatPh...3..689H. doi:10.1038/nphys728. S2CID 18705038.
  102. ↑ Stewart, Ian (1997). Does God Play Dice? (вид. 2nd). Penguin Books. с. 246–249. ISBN 0-14-025602-4.
  103. ↑ Hayes, Wayne B. (2007). Is the outer Solar System chaotic?. Nature Physics. 3: 689—691.
  104. ↑ A. Gailitis (1980). Tidal Heating of Io and orbital evolution of the Jovian satellites. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 201 (2): 415—420. Bibcode:1982MNRAS.201..415G. doi:10.1093/mnras/201.2.415.
  105. ↑ R. Bevilacqua; O. Menchi; A. Milani та ін. (Квітень 1980). Resonances and close approaches. I. The Titan-Hyperion case. Earth, Moon, and Planets. 22 (2): 141—152. Bibcode:1980M&P....22..141B. doi:10.1007/BF00898423. S2CID 119442634.
  106. ↑ Bruce G. Bills; Gregory A. Neumann; David E. Smith; Maria T. Zuber (2006). Improved estimate of tidal dissipation within Mars from MOLA observations of the shadow of Phobos. Journal of Geophysical Research. 110 (E7): E07004. Bibcode:2005JGRE..110.7004B. doi:10.1029/2004JE002376. S2CID 6125538.
  107. ↑ Wang, K.; Zhang, H.; Li, Y.; Qiao, L. (18 лютого 2025). A Plausible Minimum Value of the Neptunian Tidal Dissipation Factor Estimated from Triton's Astrometric Observations. Solar System Research. 59 (1): 6—15. Bibcode:2025SoSyR..59....6W. doi:10.1134/S0038094624601440. Процитовано 12 травня 2026.
  108. ↑ Duncan та Lissauer, 1997.
  109. ↑ Marc Buie; William Grundy; Eliot Young; Leslie Young; Alan Stern (2006). Orbits and Photometry of Pluto's Satellites: Charon, S/2005 P1, and S/2005. The Astronomical Journal. 132 (1): 290—298. arXiv:astro-ph/0512491. Bibcode:2006AJ....132..290B. doi:10.1086/504422. S2CID 119386667.
  110. ↑ Tiscareno, M. S. (4 липня 2012). Planetary Rings. У Kalas, P.; French, L. (ред.). Planets, Stars and Stellar Systems. Springer. с. 61—63. arXiv:1112.3305v2. doi:10.1007/978-94-007-5606-9_7. ISBN 978-94-007-5605-2. S2CID 118494597. Архів оригіналу за 24 грудня 2019. Процитовано 5 жовтня 2012.
  111. ↑ Iess, L.; Militzer, B.; Kaspi, Y.; Nicholson, P.; Durante, D.; Racioppa, P.; Anabtawi, A.; Galanti, E.; Hubbard, W.; Mariani, M. J.; Tortora, P.; Wahl, S.; Zannoni, M. (2019). Measurement and implications of Saturn's gravity field and ring mass (PDF). Science. 364 (6445) eaat2965. Bibcode:2019Sci...364.2965I. doi:10.1126/science.aat2965. hdl:10150/633328. PMID 30655447. S2CID 58631177. Архів оригіналу (PDF) за 12 квітня 2020. Процитовано 3 липня 2026.
  112. 1 2 3 4 K. P. Schroder; Robert Connon Smith (2008). Distant future of the Sun and Earth revisited. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 386 (1): 155—163. arXiv:0801.4031. Bibcode:2008MNRAS.386..155S. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x. S2CID 10073988.
  113. 1 2 I. J. Sackmann; A. I. Boothroyd; K. E. Kraemer (1993). Our Sun. III. Present and Future. Astrophysical Journal. 418: 457. Bibcode:1993ApJ...418..457S. doi:10.1086/173407.
  114. 1 2 Jeff Hecht (2 квітня 1994). Science: Fiery future for planet Earth. New Scientist. № 1919. с. 14. Процитовано 29 жовтня 2007.
  115. ↑ Introduction to Cataclysmic Variables (CVs). NASA Goddard Space Center. 2006. Архів оригіналу за 8 червня 2012. Процитовано 29 грудня 2006.
  116. ↑ K. R. Rybicki; C. Denis (2001). On the Final Destiny of the Earth and the Solar System. Icarus. 151 (1): 130—137. Bibcode:2001Icar..151..130R. doi:10.1006/icar.2001.6591.
  117. ↑ Richard W. Pogge (1997). The Once & Future Sun. New Vistas in Astronomy. Архів оригіналу (lecture notes) за 27 травня 2005. Процитовано 7 грудня 2005.
  118. ↑ T. S. Metcalfe, M. H. Montgomery, A. Kanaan (2004). Testing White Dwarf Crystallization Theory with Asteroseismology of the Massive Pulsating DA Star BPM 37093. Astrophysical Journal. 605: L133. doi:10.1086/420884. arXiv:astro-ph/0402046.
  119. ↑ Connelly, J.N.; Bizzarro, M.; Krot, A.N.; Nordlund, Å.; Wielandt, D.; Ivanova, M.A. (2012). The absolute chronology and thermal processing of solids in the solar protoplanetary disk. Science. 338 (6107): 651—655. Bibcode:2012Sci...338..651C. doi:10.1126/science.1226919. PMID 23118187.
  120. ↑ Amelin, Y.; Kaltenbach, A.; Iizuka, T.; Stirling, C.H.; Ireland, T.R.; Petaev, M.; Jacobsen, S.B. (2010). U–Pb chronology of the Solar System's oldest solids with variable 238U/235U. Earth and Planetary Science Letters. 300 (3—4): 343—350. doi:10.1016/j.epsl.2010.10.015. hdl:1885/21305.
  121. ↑ Bouvier, A.; Wadhwa, M. (2010). The age of the Solar System redefined by the oldest Pb–Pb age of a meteoritic inclusion. Nature Geoscience. 3 (9): 637—641. Bibcode:2010NatGe...3..637B. doi:10.1038/ngeo941.
  122. ↑ Desch, S.J.; Dunlap, D.R.; Dunham, E.T.; Williams, C.D.; Mane, P. (2023). Statistical chronometry of meteorites. I. A test of 26Al homogeneity and the Pb-Pb age of the solar system's t=0. Icarus. 402 115607. doi:10.1016/j.icarus.2022.115607 (неактивний 24 May 2026).{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із неактивним DOI станом на травень 2026 (посилання)
  123. ↑ Piralla, M.; Villeneuve, J.; Schnuriger, N.; Bekaert, D.V.; Marrocchi, Y. (2023). A unified chronology of dust formation in the early solar system. Icarus. 394 115427. doi:10.1016/j.icarus.2022.115427 (неактивний 24 May 2026).{{cite journal}}: Обслуговування CS1: Сторінки із неактивним DOI станом на травень 2026 (посилання)
  124. ↑ Kruttasch, Pascal M.; Mezger, Klaus (2025). Time of proto-Earth reservoir formation and volatile element depletion from 53Mn-53Cr chronometry. Science Advances. 11 (31) eadw1280. Bibcode:2025SciA...11.1280K. doi:10.1126/sciadv.adw1280. PMC 12315982. PMID 40749068.
  125. 1 2 Simon A. Wilde; John W. Valley; William H. Peck; Colin M. Graham (2001). Evidence from detrital zircons for the existence of continental crust and oceans on the Earth 4.4 Gyr ago (PDF). Nature. 409 (6817): 175—8. Bibcode:2001Natur.409..175W. doi:10.1038/35051550. PMID 11196637. S2CID 4319774.
  126. 1 2 Courtland, Rachel (2 липня 2008). Did newborn Earth harbour life?. New Scientist. Процитовано 13 квітня 2014.
  127. ↑ Jeffrey Stuart Kargel (2004). Mars: A Warmer, Wetter Planet. Springer. ISBN 1-85233-568-8. Процитовано 29 жовтня 2007.
  128. ↑ Fraser Cain (2007). When Our Galaxy Smashes Into Andromeda, What Happens to the Sun?. Universe Today. Процитовано 16 травня 2007.
  129. ↑ Bruce Balick. Planetary nebulae and the future of the Solar System. Personal web site. Архів оригіналу за 19 грудня 2008. Процитовано 23 червня 2006.
  130. ↑ Шаблон:BarrowTipler1986

Література

[ред. | ред. код]

Посилання

[ред. | ред. код]
Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Формування_та_еволюція_Сонячної_системи&oldid=48888866