Wikipedia

Tokokan (astrofizik)

Dalam astrofizik, tokokan (Jawi: ‏توکوقن‎‎; juga akresi, penokokan atau pengakretan) adalah pengumpulan zarah menjadi objek besar oleh graviti yang menarik lebih banyak jirim, biasanya jirim bergas, kepada cakera tokokan.[1][2] Kebanyakan objek astronomi, seperti galaksi, bintang dan planet, terbentuk oleh proses tokokan.

Imej HL Tauri dari Atacama Large Millimeter Array, cakera protoplanet

Keseluruhan

sunting

Idea yang dicadangkan dalam abad ke-19 bahawa Bumi dan planet bumian lain terbentuk daripada bahan meteor telah dibangunkan dengan kaedah kuantitatif pada tahun 1969 oleh Viktor Safronov. Beliau mengira, secara terperinci, peringkat-peringkat pembentukan planet bumian.[3][4] Sejak itu, teori ini telah dimajukan lagi menggunakan simulasi berangka intensif untuk belajar pengumpulan planetisimal.

Bintang terbentuk oleh keruntuhan graviti gas antara najam. Sebelum runtuh, gas ini kebanyakannya dalam bentuk awan molekul, seperti Nebula Orion. Sebagai awan meruntuh dan kehilangan tenaga keupayaan, ia memanas, mendapat tenaga kinetik dan keabadian momentum sudut, memastikan awan membentuk cakera bertingkat - cakera tokokan.

Tokokan galaksi

sunting
Rencana utama: Protogalaksi

Beberapa ratus ribu tahun selepas Letupan Besar, alam semesta menyejuk ke takat di mana atom boleh membentuk. Ketika alam semesta terus mengembang dan menyejuk, atom kehilangan tenaga kinetik, dan jirim gelap bergabung secukupnya, untuk membentuk protogalaksi. Apabila tokokan semakin berlaku, galaksi terbentuk.[5] Bukti tidak langsung adalah banyak.[5] Galaksi membesar melalui penggabungan dan tokokan gas. Tokokan juga berlaku di dalam galaksi, membentuk bintang.

Tokokan bintang

sunting
Rencana utama: Protobintang
 
Pandangan cahaya yang boleh dilihat (kiri) dan inframerah (kanan) bagi Nebula Trifid, awan gas dan debu yang membentuk bintang gergasi terletak 5,400 light-year (1,700 pc) jauh dalam buruj Sagittarius

Bintang dianggap terbentuk di dalam awan gergasi molekul hidrogen sejuk—awan molekul gergasi secara kasar berdiameter 300,000 M☉ dan 65 light-year (20 pc).[6][7] Lebih berjuta-juta tahun, awan molekul gergasi terdedah kepada runtuhan dan pemecahan.[8] Serpihan ini kemudian membentuk teras padat kecil yang seterusnya runtuh ke dalam bintang.[7] Teras mempunyai julat jisim dalam pecahan beberapa kali ganda daripada Matahari dan dipanggil nebula protonajam (protosuria).[6] Mereka mempunyai diameter 2,000–20,000 astronomical unit (0.01–0.1 pc) dan ketumpatan bilangan zarah lebih kurang 10,000 ke 100,000/cm3. Bandingkan dengan ketumpatan bilangan zarah udara di paras laut—2.8x1019/cm3.[7][9]

Runtuhan awal nebula protonajam berjisim suria mengambil masa lebih kurang 100,000 tahun.[6][7] Setiap nebula bermula dengan jumlah momentum sudut yang tertentu. Gas di bahagian tengah nebula, dengan momentum sudut yang rendah, mengalami mampatan cepat dan membentuk teras hidrostatik panas (bukan menguncup) yang mengandungi sebahagian kecil daripada jisim nebula asal. Teras ini membentuk benih apa yang akan menjadi bintang.[6] Apabila runtuhan masih berterusan, keabadian momentum sudut menetapkan bahawa putaran lapisan luar yang jatuh semakin cepat, yang akhirnya membentuk cakera.

 
Imej inframerah menunjukkan aliran keluar molekul daripada bintang yang baru lahir HH 46/47

Ketika bahan runtuh dari cakera masih berterusan, lapisan sampul akhirnya menjadi nipis dan telus dan objek najam muda (YSO) menjadi boleh diperhatikan, pada mulanya dalam cahaya inframerah jauh dan kemudian dalam cahaya tampak.[9] Pada masa ini protobintang mula melakur deuterium. Jika protobintang adalah cukup besar (di atas 80 MJ), pelakuran hidrogen akan turut serta. Jika tidak, jika jisimnya adalah terlalu rendah, objek itu menjadi kerdil perang.[10] Kelahiran bintang baru ini berlaku kira-kira 100,000 tahun selepas keruntuhan bermula.[6] Objek pada peringkat ini dikenali sebagai protobintang Kelas I, yang juga dipanggil bintang T Tauri muda, protobintang yang sudah berkembang, atau objek najam muda. Pada masa ini, bintang yang terbentuk telah ditokok lebih daripada jisimnya; jumlah jisim sampul cakera dan selebihnya tidak melebihi 10–20% daripada jisim pusat YSO.[9]

 
Apabila bintang jisim yang lebih rendah dalam sistem binari memasuki satu fasa pengembangan, atmosfera luarnya boleh jatuh ke bintang padat, membentuk cakera tokokan

Pada peringkat seterusnya, sampul hilang sepenuhnya, setelah dikumpulkan oleh cakera, dan protobintang menjadi bintang T Tauri klasik.[11] Yang kemudian mempunyai cakera tokokan dan terus menokok gas panas, yang ditunjukkan oleh oleh garis-garis pancaran kuat dalam spektrum mereka. Yang sebelum tidak mempunyai cakera tokokan. Bintang T Tauri klasik berkembang menjadi bintang T Tauri dengan garis lemah.[12] Ini berlaku selepas kira-kira 1 juta tahun.[6] Jisim cakera di sekitar bintang T Tauri klasik is about 1–3% jisim najam, dan ia ditokok pada kadar 10−7 ke 10−9 M☉ setiap tahun.[13] Sepasang jet dwikutub biasanya hadir juga. Tokokan ini menerangkan semua sifat-sifat ganjil bintang T Tauri klasik: fluks kuat dalam garis pancaran (sehingga 100% daripada kilauan intrinsik bintang), aktiviti magnet, kebolehubahan fotometri dan jet.[14] Garis pancaran sebenarnya terbentuk apabila gas yang ditokok mengena "permukaan" bintang, yang berlaku di sekeliling kutub magnet.[14] Jet adalah hasil sampingan tokokan: mereka mengangkut momentum sudut berlebihan. Peringkat T Tauri klasik berlangsung kira-kira 10 juta tahun.[6] Cakera akhirnya hilang disebabkan oleh tokokan ke atas bintang tengah, pembentukan planet, lentingan oleh jet, dan foto penyejatan oleh radiasi ultralembayung daripada bintang tengah dan bintang berdekatan.[15] Hasilnya, bintang muda menjadi bintang T Tauri garis lemah, yang, lebih ratusan juta tahun, berkembang menjadi bintang seperti Matahari biasa, bergantung kepada jisim awal.

Tokokan planet

sunting
Rencana utama: cakera protoplanet
 
gambaran artis daripada cakera protoplanet menunjukkan bintang muda di tengah-tengahnya

Debu kosmik menokok sendiri mempercepatkan perkembangan zarah ke dalam batu bersaiz planetisimal. Planetisimal yang lebih besar menokok yang lebih kecil, manakala yang lain pecah dalam perlanggaran. Cakera tokokan adalah biasa sekitar bintang kecil, atau sisa-sisa najam dalam dedua rapat, atau lubang hitam dikelilingi oleh bahan, seperti mereka yang berada di pusat-pusat galaksi. Beberapa dinamik dalam cakera, seperti geseran dinamik, yang perlu untuk membolehkan mengorbit gas untuk kehilangan momentum sudut dan jatuh ke objek besar pusat. Kadang-kadang, ini boleh menyebabkan pelakuran permukaan najam (lihat tokokan Bondi).

Dalam pembentukan planet bumian atau teras planet, beberapa peringkat boleh dipertimbangkan. Pertama, apabila gas dan debu berlanggar, mereka menggumpal oleh proses mikrofizikal seperti daya van der Waals dan daya elektromagnet, membentuk zarah bersaiz mikrometer; pada peringkat ini, mekanisme pengumpulan sebahagian besarnya bukan graviti dalam alam semula jadi.[16] Walau bagaimanapun, pembentukan planetisimal dalam lingkungan sentimeter ke meter tidak difahami dengan baik, dan tiada penjelasan meyakinkan yang diberikan mengapa ketulan itu akan bergumpal dan bukannya melantun semula.[16]:341 Khususnya, ia masih tidak jelas bagaimana objek ini berkembang menjadi planetesimal bersaiz 0.1–1 km (0.06–0.6 bt);[3][17] masalah ini dikenali sebagai "halangan bersaiz meter":[18] Semakin habuk berkembang dengan penggumpalan, mereka memperoleh halaju relatif yang semakin besar terhadap zarah lain di kawasan persekitarannya, serta halaju hanyutan dalaman sistematik, yang membawa kepada perlanggaran yang memusnahkan, dan dengan itu mengehadkan pertumbuhan agregat kepada beberapa saiz maksimum.[19] Ward (1996) mencadangkan bahawa apabila butiran yang bergerak perlahan berlanggar, graviti butiran yang sangat rendah, namun bukan sifar, yang berlanggar menghalang mereka daripada terlepas.[16]:341 Ia juga menyangka bahawa pemecahan butiran bukan sahaja memainkan peranan yang penting menambahkan semula butiran kecil dan mengekalkan cakera tebal, tetapi juga dalam mengekalkan lambakan pepejal pelbagai saiz.[19]

Beberapa mekanisme telah dicadangkan untuk melepasi halangan 'bersaiz meter'. Tumpuan kerikil tempatan boleh terbentuk, yang kemudiannya secara graviti runtuh ke dalam asteroid besar bersaiz planetesimal. Tumpuan ini boleh berlaku secara pasif kerana struktur cakera gas, sebagai contoh, antara pusaran, pada bonjolan tekanan, di pinggir jurang dicipta oleh sebuah planet gergasi, atau di sempadan wilayah cakera yang bergolak.[20] Atau, zarah boleh mengambil peranan aktif dalam kepekatan mereka melalui mekanisme maklum balas yang dikenali sebagai ketidakstabilan aliran. Dalam aliran ketidakstabilan, interaksi antara pepejal dan gas dalam cakera protoplanet menghasilkan pertumbuhan kepekatan tempatan, apabila zarah baru berkumpul di tengah kepekatan yang kecil, menyebabkan mereka membesar menjadi filamen besar.[20] Sebagai alternatif, jika butiran yang membentuk disebabkan oleh pengelompokan debu yang sangat berliang, pertumbuhan mereka boleh berterusan sehingga mereka menjadi cukup besar untuk runtuh disebabkan oleh graviti mereka sendiri. Ketumpatan rendah objek-objek ini membolehkan mereka untuk kekal kuat ditambah pula dengan gas, dengan itu mengelakkan perlanggaran halaju tinggi yang boleh menyebabkan hakisan atau pemecahan mereka.[21]

Bijian akhirnya tetap bersama-sama untuk membentuk jasad gunung bersaiz (atau lebih besar) dipanggil planetesimal. Perlanggaran dan interaksi graviti antara planetesimal bergabung untuk menghasilkan embrio planet bersaiz Bulan (protoplanet) lebih kurang 0.1–1 juta tahun. Akhir sekali, embrio planet berlanggar untuk membentuk planet lebih 10-100 juta tahun.[17] Planetisimal adalah cukup besar sehinggakan interaksi graviti saling adalah cukup penting yang perlu diambil kira apabila mengira evolusi mereka.[3] Perkembangan dibantu oleh kerosakan orbit jasad lebih kecil kerana seretan gas, yang menghalang mereka daripada terkandas di antara orbit embrio.[22][23] Perlanggaran dan pengumpulan lanjut membawa kepada planet bumian atau teras planet gergasi.

Jika planetesimal terbentuk melalui keruntuhan graviti bagi tumpuan kerikil tempatan, pertumbuhan mereka menjadi embrio planet dan teras planet gergasi adalah dikuasai oleh tokokan lanjut kerikil. Tokokan kerikil dibantu oleh seretan gas yang dirasai oleh objek apabila mereka memecut ke arah jasad besar. Seretan gas melambatkan batu-batu kecil di bawah halaju lepas jasad besar yang menyebabkan mereka untuk berlingkar-lingkar ke arahnya dan akan ditokok olehnya. Tokokan kerikil boleh mempercepatkan pembentukan planet dengan faktor 1000 berbanding dengan tokokan planetesimal, membolehkan planet gergasi terbentuk sebelum pelesapan cakera gas.[24][25] Namun, pertumbuhan teras melalui tokokan kerikil nampaknya tidak sesuai dengan jisim akhir dan komposisi Uranus dan Neptun.[26]

Pembentukan planet bumian berbeza daripada yang planet gas gergasi, juga dikenali sebagai planet Jovian. Zarah yang membentuk planet bumian diperbuat daripada logam dan batu yang terpeluwap di bahagian dalaman Sistem Suria. Walau bagaimanapun, planet Jovian bermula sebagai planetesimal berais besar yang kemudiannya menangkap gas hidrogen dan helium dari nebula suria.[27] Perbezaan antara dua kelas planetesimal timbul disebabkan oleh garis fros nebula suria.[28]

Tokokan asteroid

sunting
 
Kondrul dalam sebuah meteorit kondrit. Skala milimeter ditunjukkan.

Meteorit mengandungi rekod tokokan dan kesan semasa semua asal usul dan evolusi peringkat asteroid; bagaimanapun, mekanisme tokokan asteroid dan pertumbuhan tidak difahami dengan baik.[29] Bukti menunjukkan pertumbuhan utama asteroid boleh disebabkan oleh tokokan gas dibantu daripada kondrul, sferul bersaiz milimeter yang terbentuk seperti titisan luluhan (atau sebahagian lebur) di angkasa sebelum ditokok ke asteroid induk.[29] Dalam Sistem Suria dalaman, kondrul kelihatan seperti tidak penting bagi memulakan tokokan.[30] Jisim kecil asteroid mungkin sebahagiannya disebabkan oleh pembentukan kondrul tidak cekap di luar 2 AU, atau penyampaian kondrul yang kurang cekap dari berhampiran protobintang.[30] Juga, Impak mengawal pembentukan dan kemusnahan asteroid, dan dipercayai menjadi faktor utama dalam evolusi geologi mereka.[30]

Kondrul, butiran logam, dan komponen lain mungkin terbentu dalam nebula suria. Ini ditokok bersama-sama membentuk asteroid induk. Beberapa jasad-jasad ini kemudiannya cair, membentuk teras logam dan mantel yang kaya olivin; yang lain berubah secara akueus.[30] Selepas asteroid telah sejuk, mereka telah terhakis oleh hentaman selama 4.5 bilion tahun.[31]

Untuk tokokan berlaku, halaju hentaman mestilah tidak kurang daripada dua kali ganda halaju lepasan, iaitu kira-kira 140 m/s (460 ft/s) untuk asteroid berjejari 100 km (60 bt).[30] Model mudah untuk tokokan dalam lingkaran asteroid umumnya menganggap butiran debu bersaiz mikrometer melekat bersama-sama dan tinggal di satah pertengahan nebula untuk membentuk satu lapisan tebal debu, yang, kerana kuasa-kuasa graviti, telah ditukar menjadi sebuah cakera planetesimal bersaiz kilometer. Tetapi, beberapa hujah-hujah mencadangkan bahawa asteroid mungkin tidak ditokok dengan cara ini.[30]

Tokokan komet

sunting
 
Nebula Helix mempunyai komet Awan Oort

Komet, atau penghasut mereka, terbentuk di Sistem Suria luaran, mungkin berjuta tahun sebelum pembentukan planet.[32] Bagaimana dan bila komet terbentuk masih dibahaskan, dengan implikasi yang berbeza untuk pembentukan, dinamik, dan geologi Sistem Suria. Simulasi komputer tiga dimensi menunjukkan ciri-ciri struktur utama diperhatikan pada nukleus komet dapat dijelaskan oleh tokokan halaju berpasangan rendah kometesimal lemah.[33][34] Mekanisme pembentukan kini lebih dipilih ialah hipotesis nebula, yang menyatakan bahawa komet mungkin sisa asal "blok binaan" planetisimal dari mana planet berkembang.[35][36][37]

Ahli astronomi berfikir bahawa komet berasal dari kedua-dua awan Oort dan cakera berselerak.[38] Cakera berselerak telah dicipta apabila Neptun berhijrah keluar ke dalam lingkaran Kuiper proto, yang pada masa itu adalah lebih dekat dengan Matahari, dan meninggalkan kesan populasi objek dinamik stabil yang tidak boleh dipengaruhi oleh orbitnya (lingkaran Kuiper), dan populasi yang perihelianya cukup dekat hinggakan Neptun masih boleh mengganggu mereka kerana ia bergerak mengelilingi Matahari (cakera berselerak). Disebabkan cakera berselerak aktif secara dinamik dan lingkaran Kuiper yang agak stabil secara dinamik, cakera berselerak kini dilihat sebagai titik yang paling mungkin bagi asal untuk komet berkala.[38] Teori awan Oort klasik menyatakan bahawa awan Oort, sfera yang jejarinya berukuran kira-kira 50,000 AU (0.24 pc), terbentuk pada masa yang sama dengan nebula suria dan kadang-kadang melepaskan komet ke dalam Sistem Suria dalaman sebagai planet atau bintang gergasi berlalu berhampiran dan menyebabkan gangguan graviti.[39] Contoh awan komet itu mungkin telah dilihat dalam Nebula Helix.[40]

Misi Rosetta ke komet 67P/Churyumov–Gerasimenko ditetapkan pada tahun 2015 bahawa apabila haba Matahari menembusi permukaan, ia mencetuskan penyejatan (pemejalwapan) ais yang tertanam. Walaupun sebahagian daripada wap air yang terhasil boleh terlepas daripada nukleus, 80% memeluwap semula ke dalam lapisan bawah permukaan.[41] Pemerhatian ini menunjukkan bahawa lapisan nipis yang kaya ais yang terdedah dekat dengan permukaan boleh menjadi kesan aktiviti dan evolusi komet, dan lapisan global tidak semestinya berlaku pada awal sejarah pembentukan komet.[41][42] Walaupun kebanyakan ahli-ahli sains berpendapat bahawa semua bukti yang menunjukkan bahawa struktur nukleus komet ialah timbunan puing diproses daripada planetesimal ais yang lebih kecil daripada generasi sebelumnya,[43] misi Rosetta menafikan idea bahawa komet adalah "timbunan puing" bahan yang berbeza.[44][45]

Lihat juga

sunting

Rujukan

sunting
  1. ^ "Science with the VLTI". European Southern Observatory. 8 August 2008. Diarkibkan daripada yang asal pada 24 May 2011. Dicapai pada 11 April 2011. Unknown parameter |deadurl= ignored (bantuan)
  2. ^ Masters, Harris (26 August 2010). "Transcript of The Accretion of Galaxies and Stars". Prezi. Dicapai pada 8 January 2016.
  3. ^ a b c Papaloizou, John C. B.; Terquem, Caroline (28 November 2005). "Planet formation and migration" (PDF). CERN. Dicapai pada 21 October 2015.
  4. ^ Safronov, Viktor S. (1972) [1969]. Evolution of the Protoplanetary Cloud and Formation of the Earth and the Planets. Jerusalem: Israel Program for Scientific Translations. ISBN 0-7065-1225-1. NASA Technical Translation F-677.
  5. ^ a b Kereš, Dušan; Davé, Romeel; Fardal, Mark; Faucher-Giguere, C.-A.; Hernquist, Lars; Hopkins, Phil; Katz, Neal; Ma, Chung-Pei et al. (2010). "Gas Accretion in Galaxies". Massive Galaxies Over Cosmic Time 3. 8–10 November 2010. Tucson, Arizona.. National Optical Astronomy Observatory. https://www.noao.edu/meetings/mgct3/files/mgct3_keres.pdf.
  6. ^ a b c d e f g Montmerle, Thierry; Augereau, Jean-Charles; Chaussidon, Marc; Counelle, Mathieu; Marty, Bernard; dll. (June 2006). "Solar System Formation and Early Evolution: the First 100 Million Years". Earth, Moon, and Planets. 98 (1–4): 39–95. Bibcode:2006EM&P...98...39M. doi:10.1007/s11038-006-9087-5.
  7. ^ a b c d Pudritz, Ralph E. (January 2002). "Clustered Star Formation and the Origin of Stellar Masses". Science. 295 (5552): 68–75. Bibcode:2002Sci...295...68P. doi:10.1126/science.1068298. PMID 11778037.
  8. ^ Clark, Paul C.; Bonnell, Ian A. (July 2005). "The onset of collapse in turbulently supported molecular clouds". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 361 (1): 2–16. Bibcode:2005MNRAS.361....2C. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09105.x.
  9. ^ a b c Motte, F.; Andre, P.; Neri, R. (August 1998). "The initial conditions of star formation in the ρ Ophiuchi main cloud: wide-field millimeter continuum mapping". Astronomy and Astrophysics. 336: 150–172. Bibcode:1998A&A...336..150M.
  10. ^ Stahler, Steven W. (September 1988). "Deuterium and the Stellar Birthline". The Astrophysical Journal. 332: 804–825. Bibcode:1988ApJ...332..804S. doi:10.1086/166694.
  11. ^ Mohanty, Subhanjoy; Jayawardhana, Ray; Basri, Gibor (June 2005). "The T Tauri Phase down to Nearly Planetary Masses: Echelle Spectra of 82 Very Low Mass Stars and Brown Dwarfs". The Astrophysical Journal. 626 (1): 498–522. arXiv:astro-ph/0502155. Bibcode:2005ApJ...626..498M. doi:10.1086/429794.
  12. ^ Martin, E. L.; Rebolo, R.; Magazzu, A.; Pavlenko, Ya. V. (February 1994). "Pre-main sequence lithium burning". Astronomy and Astrophysics. 282: 503–517. arXiv:astro-ph/9308047. Bibcode:1994A&A...282..503M.
  13. ^ Hartmann, Lee; Calvet, Nuria; Gullbring, Eric; D'Alessio, Paula (March 1998). "Accretion and the evolution of T Tauri disks". The Astrophysical Journal. 495 (1): 385–400. Bibcode:1998ApJ...495..385H. doi:10.1086/305277.
  14. ^ a b Muzerolle, James; Calvet, Nuria; Hartmann, Lee (April 2001). "Emission-line diagnostics of T Tauri magnetospheric accretion. II. Improved model tests and insights into accretion physics". The Astrophysical Journal. 550 (2): 944–961. Bibcode:2001ApJ...550..944M. doi:10.1086/319779.
  15. ^ Adams, Fred C.; Hollenbach, David; Laughlin, Gregory; Gorti, Uma (August 2004). "Photoevaporation of circumstellar disks due to external far-ultraviolet radiation in stellar aggregates". The Astrophysical Journal. 611 (1): 360–379. arXiv:astro-ph/0404383. Bibcode:2004ApJ...611..360A. doi:10.1086/421989.
  16. ^ a b c Ward, William R. (1996). "Planetary Accretion". ASP Conference Series. Completing the Inventory of the Solar System. 107: 337–361. Bibcode:1996ASPC..107..337W.
  17. ^ a b Chambers, John E. (July 2004). "Planetary accretion in the inner Solar System". Earth and Planetary Science Letters. 233 (3–4): 241–252. Bibcode:2004E&PSL.223..241C. doi:10.1016/j.epsl.2004.04.031.
  18. ^ Küffmeier, Michael (3 April 2015). "What is the meter size barrier?". Astrobites. Dicapai pada 15 January 2015.
  19. ^ a b Birnstiel, T.; Dullemond, C. P.; Brauer, F. (August 2009). "Dust retention in protoplanetary disks". Astronomy and Astrophysics. 503 (1): L5–L8. arXiv:0907.0985. Bibcode:2009A&A...503L...5B. doi:10.1051/0004-6361/200912452.
  20. ^ a b Johansen, A.; Blum, J.; Tanaka, H.; Ormel, C.; Bizzarro, M.; Rickman, H. (2014). "The Multifaceted Planetesimal Formation Process". Dalam Beuther, H.; Klessen, R. S.; Dullemond, C. P.; Henning, T. (penyunting). Protostars and Planets VI. University of Arizona Press. m/s. 547–570. arXiv:1402.1344. Bibcode:2014prpl.conf..547J. doi:10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch024. ISBN 978-0-8165-3124-0.
  21. ^ Johansen, A.; Jacquet, E.; Cuzzi, J. N.; Morbidelli, A.; Gounelle, M. (2015). "New Paradigms For Asteroid Formation". Dalam Michel, P.; DeMeo, F.; Bottke, W. (penyunting). Asteroids IV. Space Science Series. University of Arizona Press. m/s. 471. arXiv:1505.02941. Bibcode:2015arXiv150502941J. ISBN 978-0-8165-3213-1.
  22. ^ Weidenschilling, S. J.; Spaute, D.; Davis, D. R.; Marzari, F.; Ohtsuki, K. (August 1997). "Accretional Evolution of a Planetesimal Swarm". Icarus. 128 (2): 429–455. Bibcode:1997Icar..128..429W. doi:10.1006/icar.1997.5747.
  23. ^ Kary, David M.; Lissauer, Jack; Greenzweig, Yuval (November 1993). "Nebular Gas Drag and Planetary Accretion". Icarus. 106: 288–307. Bibcode:1993Icar..106..288K. doi:10.1006/icar.1993.1172.
  24. ^ Lewin, Sarah (19 August 2015). "To Build a Gas Giant Planet, Just Add Pebbles". Space.com. Dicapai pada 22 November 2015.
  25. ^ Lambrechts, M.; Johansen, A. (August 2012). "Rapid growth of gas-giant cores by pebble accretion". Astronomy & Astrophysics. 544: A32. arXiv:1205.3030. Bibcode:2012A&A...544A..32L. doi:10.1051/0004-6361/201219127.
  26. ^ Helled, Ravit; Bodenheimer, Peter (July 2014). "The Formation of Uranus and Neptune: Challenges and Implications for Intermediate-mass Exoplanets". The Astrophysical Journal. 789 (1). 69. arXiv:1404.5018. Bibcode:2014ApJ...789...69H. doi:10.1088/0004-637X/789/1/69.
  27. ^ D'Angelo, Gennaro; Durisen, Richard H.; Lissauer, Jack J. (December 2010). "Giant Planet Formation". Dalam Seager, Sara (penyunting). Exoplanets. University of Arizona Press. m/s. 319–346. arXiv:1006.5486. Bibcode:2010exop.book..319D. ISBN 978-0-8165-2945-2.
  28. ^ Bennett, Jeffrey; Donahue, Megan; Schneider, Nicholas; Voit, Mark (2014). "Formation of the Solar System". The Cosmic Perspective (ed. 7th). San Francisco: Pearson. m/s. 136–169. ISBN 978-0-321-89384-0.
  29. ^ a b Johansen, Anders (April 2015). "Growth of asteroids, planetary embryos, and Kuiper belt objects by chondrule accretion". Science Advances. 1 (3). arXiv:1503.07347. Bibcode:2015SciA....115109J. doi:10.1126/sciadv.1500109.
  30. ^ a b c d e f Scott, Edward R. D. (2002). "Meteorite Evidence for the Accretion and Collisional Evolution of Asteroids". Dalam Bottke Jr., W. F.; Cellino, A.; Paolicchi, P.; Binzel, R. P. (penyunting). Asteroids III. University of Arizona Press. m/s. 697–709. Bibcode:2002aste.conf..697S. ISBN 978-0-8165-2281-1. Unknown parameter |chapterurl= ignored (bantuan)
  31. ^ Shukolyukov, A.; Lugmair, G. W. (2002). "Chronology of Asteroid Accretion and Differentiation". Dalam Bottke Jr., W. F.; Cellino, A.; Paolicchi, P.; Binzel, R. P. (penyunting). Asteroids III. m/s. 687–695. Bibcode:2002aste.conf..687S. ISBN 978-0-8165-2281-1. Unknown parameter |chapterurl= ignored (bantuan)
  32. ^ "How comets were assembled". University of Bern via Phys.org. 29 May 2015. Dicapai pada 8 January 2016. Italic or bold markup not allowed in: |publisher= (bantuan)
  33. ^ Jutzi, M.; Asphaug, E. (June 2015). "The shape and structure of cometary nuclei as a result of low-velocity accretion". Science. 348 (6241): 1355–1358. Bibcode:2015Sci...348.1355J. doi:10.1126/science.aaa4747.
  34. ^ Weidenschilling, S. J. (June 1997). "The Origin of Comets in the Solar Nebula: A Unified Model". Icarus. 127 (2): 290–306. Bibcode:1997Icar..127..290W. doi:10.1006/icar.1997.5712.
  35. ^ Choi, Charles Q. (15 November 2014). "Comets: Facts About The 'Dirty Snowballs' of Space". Space.com. Dicapai pada 8 January 2016.
  36. ^ Nuth, Joseph A.; Hill, Hugh G. M.; Kletetschka, Gunther (20 July 2000). "Determining the ages of comets from the fraction of crystalline dust". Nature. 406 (6793): 275–276. Bibcode:2000Natur.406..275N. doi:10.1038/35018516.
  37. ^ "How Asteroids and Comets Formed". Science Clarified. Dicapai pada 16 January 2016.
  38. ^ a b Levison, Harold F.; Donnes, Luke (2007). "Comet Populations and Cometary Dynamics". Dalam McFadden, Lucy-Ann Adams; Weissman, Paul Robert; Johnson, Torrence V. (penyunting). Encyclopedia of the Solar System (ed. 2nd). Amsterdam: Academic Press. m/s. 575–588. ISBN 0-12-088589-1.
  39. ^ Greenberg, Richard (1985). "The Origin of Comets among the Accreting Outer Planets". Dalam Carusi, Andrea; Valsecchi, Giovanni B. (penyunting). Dynamics of Comets: Their Origin and Evolution. Astrophysics and Space Science Library, Volume 115. Springer Netherlands. m/s. 3–10. Bibcode:1985ASSL..115....3G. doi:10.1007/978-94-009-5400-7_1.
  40. ^ "Evaporation and Accretion of Extrasolar Comets Following White Dwarf Kicks". Cornell University Department of Astronomy. 2014. Dicapai pada 22 January 2016.
  41. ^ a b Filacchione, Gianrico; Capaccioni, Fabrizio; Taylor, Matt; Bauer, Markus (13 January 2016). "Exposed ice on Rosetta's comet confirmed as water" (Siaran akhbar). European Space Agency. Dicapai pada 14 January 2016.
  42. ^ Filacchione, G.; de Sanctis, M. C.; Capaccioni, F.; Raponi, A.; Tosi, F.; dll. (13 January 2016). "Exposed water ice on the nucleus of comet 67P/Churyumov–Gerasimenko". Nature. Bibcode:2016Natur.529..368F. doi:10.1038/nature16190.
  43. ^ Krishna Swamy, K. S. (May 1997). Physics of Comets. World Scientific Series in Astronomy and Astrophysics, Volume 2 (ed. 2nd). World Scientific. m/s. 364. ISBN 981-02-2632-2.
  44. ^ Khan, Amina (31 July 2015). "After a bounce, Rosetta". Los Angeles Times. Dicapai pada 22 January 2016.
  45. ^ "Rosetta's frequently asked questions". European Space Agency. 2015. Dicapai pada 22 January 2016.
Diambil daripada "https://ms.wikipedia.org/w/index.php?title=Tokokan_(astrofizik)&oldid=5805559"