వికీపీడియా

వికీపీడియా:వికీప్రాజెక్టు/తెవికీ-ఐఐఐటి/నమూనా వ్యాసాలు/ఎక్రీషన్

< వికీపీడియా:వికీప్రాజెక్టు | తెవికీ-ఐఐఐటి
HL టౌరీ అనే ఒక ప్రోటోప్లానెటరీ చక్రపు చిత్రం,

ఖగోళ భౌతిక శాస్త్రంలో, ఎక్రీషన్ అంటే పదార్థ కణాలు ఒకదానితో ఒకటి చేరి గురుత్వాకర్షణతో మరిన్ని కణాలను చేర్చుకుంటూ పెద్ద వస్తువుగా తయారయ్యే ప్రక్రియ. ఈ కణాలు సాధారణంగా వాయు పదార్థ కణాలై ఉంటాయి. [1][2]గెలాక్సీలు, నక్షత్రాలు, గ్రహాల వంటి చాలా ఖగోళ వస్తువులు ఎక్రీషన్ ప్రక్రియ ద్వారానే ఏర్పడతాయి.

అవలోకనం

మార్చు

భూమి వంటి రాతి గ్రహాలు ఉల్క పదార్థం నుండి ఎక్రీషన్ ద్వారా ఏర్పడ్డాయనే మోడల్‌ను 1944లో ఒట్టో ష్మిత్ ప్రతిపాదించాడు. ఆ తర్వాత విలియం మెక్‌క్రియా (1960) ప్రోటోప్లానెట్ సిద్ధాంతాన్ని, చివరిగా మైఖేల్ వూల్ఫ్సన్ సంగ్రహ సిద్ధాంతాన్నీ ప్రతిపాదించారు. [3] 1978లో, ఆండ్రూ ప్రెంటిస్ గ్రహాల నిర్మాణం గురించిన ప్రారంభ లాప్లాసియన్ ఆలోచనలను పునరుజ్జీవింపజేసాడు. ఆధునిక లాప్లాసియన్ సిద్ధాంతాన్ని అభివృద్ధి చేశాడు. [3] ఈ నమూనాలు ఏవీ పూర్తిగా విజయవంతం కాలేదు. అనేక ప్రతిపాదిత సిద్ధాంతాలు వివరణాత్మకమైనవి.

ఒట్టో ష్మిత్ 1944 లో చెప్పిన ఎక్రీషన్ మోడల్‌ను 1969లో విక్టర్ సఫ్రోనోవ్ పరిమాణాత్మకంగా అభివృద్ధి చేశాడు. [4] అతను రాతి గ్రహాల నిర్మాణంలో ఉన్న వివిధ దశలను వివరంగా లెక్కించాడు. [5][6] అప్పటి నుండి, గ్రహాణువుల (ప్లానెటిసిమల్) సంచితాన్ని అధ్యయనం చేయడానికి, ఇంటెన్సివ్ న్యూమరికల్ సిమ్యులేషన్‌లను ఉపయోగించి ఈ మోడల్‌ను మరింత అభివృద్ధి చేసారు. ఇంటర్స్టెల్లార్ గ్యాస్ యొక్క గురుత్వాకర్షణ పతనం ద్వారా నక్షత్రాలు ఏర్పడతాయని ఇప్పుడు అందరూ అంగీకరించిన సంగతే. కూలిపోవడానికి ముందు, ఈ వాయువు ఎక్కువగా ఓరియన్ నెబ్యులా వంటి అణు మేఘాల రూపంలో ఉంటుంది. మేఘం కూలిపోవడంతో, అది స్థితిశక్తిని కోల్పోయి, వేడెక్కి, గతి శక్తిని పొందుతుంది. కోణీయ ద్రవ్యవేగం నిత్యత్వం కారణంగా మేఘం చదునైన చక్రంగా ఏర్పడుతుంది- అదే ఎక్రీషన్ చక్రం .

గెలాక్సీల ఎక్రీషన్

మార్చు

బిగ్ బ్యాంగ్ జరిగిన కొన్ని లక్షల సంవత్సరాల తర్వాత, పరమాణువులు రూపుదిద్దుకునే స్థాయికి విశ్వం చల్లబడింది. విశ్వం విస్తరించడం, చల్లబరచడం కొనసాగడంతో, పరమాణువులు తగినంత గతి శక్తిని కోల్పోయాయి. డార్క్ మ్యాటర్ తగినంతగా అతుక్కుపోయి ఐక్యమై, ఆదిమ గాలక్సీలు ఏర్పడ్డాయి. ఎక్రీషన్ మరింత కొనసాగి, గాలక్సీలు ఏర్పడ్డాయి. [7] పరోక్ష సాక్ష్యాలు విస్తృతంగా ఉన్నాయి. [7] గెలాక్సీలు విలీనాలు, మృదువైన గ్యాస్ ఎక్రీషన్ ద్వారా వృద్ధి చెందాయి. గెలాక్సీల లోపల కూడా ఎక్రీషన్ జరిగి నక్షత్రాలు ఏర్పడతాయి.

నక్షత్రాల ఎక్రీషన్

మార్చు

నక్షత్రాలు చల్లటి అణు హైడ్రోజన్ మేఘాల లోపల ఏర్పడతాయని భావిస్తున్నారు. ఈ మేఘాలు దాదాపు 300,000 M☉ తో, 65 కాంతిసంవత్సరాల వ్యాసంతో ఉంటాయి. [8][9] మిలియన్ల సంవత్సరాల కాలంలో, భారీ అణు మేఘాలు కూలిపోవడం, విచ్ఛిన్నం కావడం జరుగుతుంది. [10] ఈ శకలాలు చిన్న, దట్టమైన కోర్‌లను ఏర్పరుస్తాయి. అవే తరువాత కూలిపోయి నక్షత్రాలు అవుతాయి. కోర్‌ల ద్రవ్యరాశి సూర్యుడిలో కొన్ని వంతుల నుండి సూర్యుని కంటే అనేక రెట్లు ఎక్కువ వరకూ ఉంటుంది. వాటిని ప్రోటోస్టెల్లార్ (ప్రోటోసోలార్) నెబ్యులాలు అంటారు. [8] వాటి వ్యాసం 2,000–20,000 astronomical units (0.01–0.1 pc), కణాల సంఖ్యా సాంద్రత దాదాపు 10,000 నుండి 100,000/cమీ3 (160,000 నుండి 1,600,000/cu in) వరకూ ఉంటుంది. పోలిక కోసం చూస్తే, సముద్ర మట్టం వద్ద గాలి కణాల సంఖ్యా సాంద్రత 2.8×1019/cమీ3 (4.6×1020/cu in) ఉంటుంది.[9][11]

ఒక సౌర ద్రవ్యరాశి ఉన్న ప్రోటోస్టెల్లార్ నెబ్యులా పతనం మొదలవడానికి దాదాపు 1,00,000 సంవత్సరాలు పడుతుంది. [8][9] ప్రతి నెబ్యులా కొంత కోణీయ ద్రవ్యవేగంతో మొదలౌతుంది. నెబ్యులా మధ్య భాగంలో వాయువులు, సాపేక్షంగా తక్కువ కోణీయ ద్రవ్యవేగం ఉండటాన, అది వేగంగా కుంచించుకు పోతూ, అసలు నెబ్యులా ద్రవ్యరాశిలో ఓ చిన్న భాగం మాత్రమే ఉండే వేడి హైడ్రోస్టాటిక్ (కాంట్రాక్టింగ్) కోర్‌ను ఏర్పరుస్తుంది. ఈ కోరే కాబోయే నక్షత్రానికి విత్తనమౌతుంది. [8] పతనం కొనసాగుతున్నప్పుడు, కోణీయ ద్రవ్యవేగం నిత్యత్వ నియమం కారణంగా లోపలికి పడిపోయే ఎన్వలప్ భ్రమణవేగం పెరుగుతుంది. ఇది చివరికి చక్రాన్ని ఏర్పరుస్తుంది.

 
దాచిన నవజాత నక్షత్రం HH 46/47 నుండి పరమాణు ప్రవాహం యొక్క పరారుణ చిత్రం

చక్రం నుండి పదార్థం లోపలికి పడిపోవడం కొనసాగుతున్నందున, ఎన్వలప్ చివరికి సన్నగాను, పారదర్శకంగానూ మారుతుంది. దాంతో యంగ్ స్టెల్లార్ ఆబ్జెక్ట్ (YSO) ను మొదట దూర-పరారుణ కాంతి లోను, ఆ తరువాత దృగ్గోచర కాంతిలోనూ చూసే వీలు కలుగుతుంది. [11] ఈ సమయంలో ప్రోటోస్టార్ డ్యూటెరియంను సంలీనం చెయ్యడం ప్రారంభిస్తుంది. దాని తరువాత, ప్రోటోస్టార్ పరిమాణం తగినంత భారీగా ఉంటే ( 80 MJ కి పైగా), హైడ్రోజన్ సంలీనం మొదలౌతుంది. లేకపోతే, దాని ద్రవ్యరాశి చాలా తక్కువగా ఉంటే, వస్తువు గోధుమ మరగుజ్జు (బ్రౌన్ డ్వార్ఫ్) అవుతుంది. [12] కొత్త నక్షత్రపు ఈ జనన క్రమం, పతనం మొదలైన సుమారు 1,00,000 సంవత్సరాల తరువాత సంభవిస్తుంది. ఈ దశలో ఉన్న వస్తువులను క్లాస్ I ప్రోటోస్టార్స్ అని పిలుస్తారు, వీటిని యంగ్ టి టౌరీ స్టార్స్, ఎవాల్వ్డ్ ప్రోటోస్టార్స్ లేదా యంగ్ స్టెల్లార్ ఆబ్జెక్ట్స్ అని కూడా పిలుస్తారు. ఈ సమయానికి, ఏర్పడే నక్షత్రం దాని ద్రవ్యరాశిలో చాలా వరకు ఎక్రీషన్ ద్వారా సాధించేస్తుంది; చక్రం లోను, మిగిలిన ఎన్వలప్ లోనూ మిగిలి ఉన్న మొత్తం ద్రవ్యరాశి, కేంద్రం లోని కొత్త నక్షత్ర ద్రవ్యరాశిలో 10-20% కంటే మించదు. [11]

 
బైనరీ సిస్టమ్‌లోని తక్కువ ద్రవ్యరాశి నక్షత్రం వ్యాకోచ దశలోకి ప్రవేశించినప్పుడు, దాని బాహ్య వాతావరణం కాంపాక్ట్ స్టార్‌పై పడవచ్చు, ఇది ఎక్రీషన్ డిస్క్‌ను ఏర్పరుస్తుంది.

తదుపరి దశలో ఎన్వలప్‌ను చక్రం లాగేసుకుంటుంది. ఎన్వలప్‌ పూర్తిగా అదృశ్యమై పోతుంది. ప్రోటోస్టార్, క్లాసికల్ T టౌరీ నక్షత్రంగా మారుతుంది. [13] ఈ T టౌరీ నక్షత్రానికి ఎక్రీషన్ చక్రాలుంటాయి. వాటినుండి వేడి వాయువును సంగ్రహించడం కొనసాగిస్తుంది. వాటి స్పెక్ట్రంలో ఉండే బలమైన ఉద్గార రేఖల ద్వారా ఇది కనిపిస్తుంది. ప్రోటోస్టార్‌కు ఎక్రీషన్ చక్రాలు ఉండవు. క్లాసికల్ టి టౌరీ నక్షత్రాలు బలహీనంగా ఉన్న టి టౌరీ నక్షత్రాలుగా పరిణామం చెందుతాయి. [14] ఇది దాదాపు 10 లక్షల సంవత్సరాల తర్వాత జరుగుతుంది.[8] క్లాసికల్ T టౌరీ నక్షత్రం చుట్టూ ఉన్న చక్రపు ద్రవ్యరాశి, నక్షత్ర ద్రవ్యరాశిలో దాదాపు 1-3% ఉంటుంది. ఎక్రీషన్‌ కారణంగా దీని ద్రవ్యరాశి సంవత్సరానికి 10 -7 నుండి 10−9 M☉ వంతున హరించుకు పోతూ ఉంటుంది. [15] సాధారణంగా ఒక జత బైపోలార్ జెట్‌లు కూడా దీన్నుండి వెలువడుతూ ఉంటాయి. ఉద్గార రేఖలలో బలమైన ఫ్లక్స్ (నక్షత్రపు అంతర్గత ప్రకాశంలో 100% వరకు), అయస్కాంత చర్య, ఫోటోమెట్రిక్ వేరియబిలిటీ, జెట్‌లు వంటి క్లాసికల్ T టౌరీ నక్షత్రాల ప్రత్యేక లక్షణాలన్నిటినీ ఎక్రీషన్ వివరిస్తుంది. ఉద్గార రేఖలు వాస్తవానికి, వాయువు నక్షత్రపు "ఉపరితలాన్ని" తాకినప్పుడు ఏర్పడుతాయి. ఇది దాని అయస్కాంత ధ్రువాల చుట్టూ జరుగుతుంది. [16] జెట్‌లు ఎక్రీషన్ కారణంగా ఏర్పడే ఉపఉత్పత్తులు. అవి అదనంగా ఉన్న కోణీయ ద్రవ్యవేగాన్ని తీసేస్తాయి. క్లాసికల్ టి టౌరీ దశ సుమారు 1 కోటి సంవత్సరాల వరకు ఉంటుంది. [8] 2 కోట్ల సంవత్సరాల పాటు ఎక్రీషన్ జరిగిన ఉదాహరణలు - పీటర్ పాన్ డిస్క్ అనేవి - కొన్ని మాత్రమే ఉన్నాయి. [17] కేంద్రంలో ఉన్న నక్షత్రం పైకి ఎక్రీషనవడం, గ్రహాలు ఏర్పడటం, జెట్‌ల ద్వారా ఎగజిమ్మడం, కేంద్ర నక్షత్ర సమీపంలోని నక్షత్రాల నుండి అతినీలలోహిత వికిరణం ద్వారా ఫోటో-ఇవాపొరేషన్ అవడం వగైరా కారణాల వల్ల చివరికి ఎక్రీషన్‌ చక్రం అదృశ్యమవుతుంది. [18] ఫలితంగా, యువ నక్షత్రం బలహీన రేఖలుండే T టౌరీ నక్షత్రంగా మారుతుంది. దాని ప్రారంభ ద్రవ్యరాశి ఎంత అనేదాన్ని బట్టి కొన్ని పదుల కోట్ల సంవత్సరాలలో, మామూలు సూర్యుని వంటి నక్షత్రంగా పరిణామం చెందుతుంది.

గ్రహాల ఎక్రీషన్

మార్చు
 
మధ్యలో, కొత్తగా ఏర్పడిన ఒక యువ నక్షత్రంతో ప్రోటోప్లానెటరీ డిస్క్. చిత్రకారుని ఊహ.

కాస్మిక్ ధూళి, స్వీయ-ఎక్రీషన్ కారణంగా చిన్నపాటి కణాలు పెరిగి పెరిగి బండరాయి పరిమాణం లోని సూక్ష్మగ్రహాలుగా ఏర్పడతాయి. భారీ సూక్ష్మగ్రహాలు చిన్న చిన్న సూక్ష్మగ్రహాలను తినేస్తాయి (ఎక్రీషన్ చేస్తాయి). మరికొన్ని ఢీకొట్టుకుని పగిలిపోతాయి. చిన్న నక్షత్రాలు, బైనరీలోని నక్షత్ర అవశేషాలు, పదార్థంతో చుట్టుముట్టబడిన బ్లాక్ హోల్స్ (గెలాక్సీల కేంద్రాలలో వంటివి) చుట్టూ ఎక్రీషన్ చక్రాలుండడం సాధారణం. చక్రం లోని డైనమిక్ రాపిడి వంటి కొన్ని డైనమిక్‌లు, కక్ష్యలో ఉన్న వాయువు కోణీయ ద్రవ్యవేగం కోల్పోవడానికీ, కేంద్రం లోని భారీ వస్తువుపై పడేలా చేయడానికీ ఆవశ్యకం. అప్పుడప్పుడు, ఇది నక్షత్ర ఉపరితల సంయోగానికి దారి తీస్తుంది.

రాతి గ్రహాలు లేదా గ్రహ కోర్ల ఏర్పాటులో, అనేక దశలుంటాయి. మొదట, వాయువు ధూళి రేణువులు ఢీకొన్నప్పుడు, అవి వాన్‌డెర్ వాల్స్ శక్తులు, విద్యుదయస్కాంత శక్తులు వంటి సూక్ష్మభౌతిక ప్రక్రియల కారణంగా సమ్మేళనమై, మైక్రోమీటర్-పరిమాణంలో ఉండే కణాలను ఏర్పరుస్తాయి. ఈ దశలో, సంచిత విధానాల్లో గురుత్వాకర్షణ స్వభావం పెద్దగా యుండదు. అయితే, సెంటీమీటర్ నుండి మీటర్ పరిధిలో సూక్ష్మ గ్రహాలు ఎలా ఏర్పడతాయో ఇంకా బాగా అర్థం కాలేదు. [5][19] ఆ పరిమాణంలో ఉండే కణాలు ఒకదాన్నొకటి డీకొని వెనక్కి పోకుండా ఎందుకు పేరుకుపోతాయనే దానిపై ఇంకా నమ్మకమైన వివరణేదీ రాలేదు. [20]: 341 మరీ ముఖ్యంగా, ఈ వస్తువులు 0.1–1 కి.మీ. (0.06–0.6 మై.) పరిమాణంలో ఉండే సూక్ష్మగ్రహాల స్థాయికి ఎలా పెరుగుతాయో ఇప్పటికీ స్పష్టంగా తెలియలేదు. [5][19] ఈ సమస్యను "మీటర్ సైజు అవరోధం" అని పిలుస్తారు. [21][22] ధూళి కణాలు ఒకదాన్నొకటి అతుక్కుని పెరిగేకొద్దీ, వాటి సమీపంలోని ఇతర కణాలతో పోలిస్తే అధిక వేగాలను పొందుతాయి. ఇది విధ్వంసకర ఘాతాలకు దారితీస్తుంది. తద్వారా ఈ సూక్ష్మగ్రహాల పరిమాణం ఒక గరిష్ట స్థాయిని మించకూడదు. [23] నెమ్మదిగా కదులుతున్న కణాలు ఢీకొన్నప్పుడు, ఢీకొనే కణాలకు ఉండే అతి తక్కువ గురుత్వాకర్షణ -మరీ సున్నా కాని గురుత్వాకర్షణ - వాటిని తప్పించుకు పోనీయకుండా బంధిస్తుంది అని వార్డ్ (1996) చెప్పాడు. : 341 చిన్నచిన్న కణాలను తిరిగి నింపడంలో, చక్రాన్ని మందంగా ఉంచడంలో ధాన్యం ఫ్రాగ్మెంటేషన్ ఒక ముఖ్యమైన పాత్ర పోషిస్తుందని భావిస్తున్నారు. అయితే అన్ని పరిమాణాల ఘనపదార్థాలూ సాపేక్షంగా అధిక సంఖ్యలో ఉండేలా నిర్వహించడంలో కూడా ఇది ముఖ్యమైన పాత్ర పోషిస్తుంది. [23]

'మీటర్-సైజ్' అడ్డంకిని దాటడానికి అనేక యంత్రాంగాలను ప్రతిపాదించారు. స్థానికంగా గులకరాళ్ళ సాంద్రతలు ఏర్పడవచ్చు. గురుత్వాకర్షణ కారణంగా అవి పెద్ద గ్రహశకలాల పరిమాణంలో ఉండే సూక్ష్మగ్రహాల లోకి కూలిపోతాయి. వాయు చక్రం నిర్మాణం కారణంగా ఈ సాంద్రతలు అలజడులేమీ లేకుండా సంభవించవచ్చు, ఉదాహరణకు, ఎడ్డీల మధ్య, పీడన గడ్డల వద్ద, ఒక పెద్ద గ్రహం అంచుల వద్ద సృష్టించిన ఖాళీలో, లేదా చక్రపు కల్లోల ప్రాంతాల సరిహద్దుల వద్ద. [24] లేదా, స్ట్రీమింగ్ అస్థిరత అనబడే ఫీడ్‌బ్యాక్ మెకానిజం ద్వారా కణాలు వాటి సాంద్రతలో క్రియాశీల పాత్ర పోషిస్తాయి. స్ట్రీమింగ్ అస్థిరతలో ప్రోటోప్లానెటరీ డిస్క్‌లోని ఘనపదార్థాలు, వాయువుల మధ్య పరస్పర చర్య స్థానిక సాంద్రతల పెరుగుదలకు దారితీస్తుంది. ఎందుకంటే తక్కువ సాంద్రతల నేపథ్యంలో కొత్త కణాలు పేరుకుపోయి, భారీ తంతువులుగా పెరుగుతాయి. [24] లేదా, ధూళి సమ్మేళనం కారణంగా ఏర్పడే గింజలు మరీ డొల్లగా ఉంటే, వాటి స్వంత గురుత్వాకర్షణ కారణంగా కూలిపోయేంత పెద్దదిగా మారే వరకూ వాటి పెరుగుదల కొనసాగుతుంది. ఈ వస్తువుల తక్కువ సాంద్రత కారణంగా అవి వాయువుతో బలంగా కూడీ ఉంటాయి. దాంతో వాటి కోతకు లేదా ఫ్రాగ్మెంటేషన్‌కు దారితీసే స్థాయిలో అధిక వేగ ఘర్షణలు జరగవు. [25]

ధాన్యాలు చివరికి కలిసి అతుక్కొని పర్వత-పరిమాణ (లేదా పెద్ద) వస్తువులౌతాయి. వీటిని సూక్ష్మగ్రహాలు అని పిలుస్తారు. సూక్ష్మగ్రహాల మధ్య ఘర్షణలు, గురుత్వాకర్షణ పరస్పర చర్యల కారణంగా దాదాపు 1–10 లక్షల సంవత్సరాలలో చంద్రుని-పరిమాణంలో ఉండే గ్రహ పిండాలు ( ప్రోటోప్లానెట్స్) ఏర్పడతాయి. చివరగా, ఈ గ్రహపిండాలు 1-10 కోట్ల సంవత్సరాలలో గ్రహాలుగా ఏర్పడతాయి. సూక్ష్మగ్రహాల పరిణామాన్ని గణించేటప్పుడు వాటి పరస్పర గురుత్వాకర్షణ పరస్పర చర్యలను పరిగణనలోకి తీసుకోవలసినంత పెద్ద పరిమాణంలోనే ఉంటాయి. గ్యాస్ డ్రాగ్ కారణంగా చిన్న వస్తువుల కక్ష్యల్లో ఏర్పడే క్షయం వల్ల పెరుగుదల వేఘవంతమౌతుంది, పిండాల కక్ష్యల మధ్య ఈ చిన్న వస్తువులు చిక్కుకుపోకుండా నిరోధిస్తుంది. [26][27] మరిన్ని ఘర్షణలు, సంయోగాల కారణంగా రాతి గ్రహాలు, లేదా మహా గ్రహాల కోర్‌లూ రూపుదిద్దుకుంటాయి.

గులకరాళ్ళ స్థానిక సాంద్రతల గురుత్వాకర్షణ పతనం వలన సూక్ష్మగ్రహాలు ఏర్పడితే, ఈ గులకరాళ్ళ మరింత ఎక్రీషన్ వలన ఈ సూక్ష్మగ్రహాలు గ్రహ పిండాలుగా ఎదుగుతాయి. వస్తువులు ఒక భారీ వస్తువు దిశగా వేగంగా ఎదిగే క్రమంలో గులకరాళ్ళ ఎక్రీషన్‌కు గ్యాస్ డ్రాగ్ సహాయపడుతుంది. గ్యాస్ డ్రాగ్, గులకరాళ్ళ వేగాన్ని భారీ వస్తువు యొక్క పలాయన వేగం కంటే దిగువకు తగ్గిస్తుంది. దాంతో అవి భారీ వస్తువు వైపుకు సర్పిలాకారంలో తిరుగుతూ పడీపోతాయి. సూక్ష్మగ్రహాల ఎక్రీషన్‌తో పోలిస్తే గులకరాళ్ళ ఎక్రీషన్ వలన1000 రెట్లు వేగంగా గ్రహాల ఏర్పాటు జరుగుతుంది, వాయు చక్రం పూర్తిగా అయిపోయే ముందే భారీ గ్రహాలు ఏర్పడటానికి వీలు కల్పిస్తుంది. [28] [29] అయినప్పటికీ, గులకరాయి ఎక్రీషన్ ద్వారా ప్రధాన పెరుగుదల యురేనస్, నెప్ట్యూన్ యొక్క చివరి ద్రవ్యరాశి కూర్పులకు విరుద్ధంగా కనిపిస్తుంది. [30]

రాతి గ్రహాల నిర్మాణం పెద్ద వాయు గ్రహాల కంటే భిన్నంగా ఉంటుంది. వాయు గ్రహాలను జోవియన్ గ్రహాలు అని కూడా పిలుస్తారు. రాతి గ్రహాలను ఏర్పాటు చేసే కణాలు సౌర వ్యవస్థ లోపలి భాగంలో ఘనీభవించిన లోహం, రాళ్లతో తయారౌతాయి. జోవియన్ గ్రహాలైతే పెద్ద, మంచు గ్రహాలుగా ప్రారంభమయ్యాయి. ఆ తరువాత ఇవి సౌర నిహారిక నుండి హైడ్రోజన్‌ను, హీలియంనూ మింగేసాయి. [31] సౌర నిహారిక యొక్క మంచు రేఖ కారణంగా ఈ రెండు తరగతుల గ్రహాల మధ్య భేదం ఏర్పడుతుంది. [32]

ఇవి కూడా చూడండి

మార్చు

మూలాలు

మార్చు
  1. ↑ "Science with the VLTI". European Southern Observatory. 8 August 2008. Archived from the original on 24 May 2011. Retrieved 11 April 2011.
  2. ↑ Masters, Harris (26 August 2010). "Transcript of The Accretion of Galaxies and Stars". Prezi. Retrieved 8 January 2016.
  3. ↑ 3.0 3.1 Woolfson, M. M. (March 1993). "The Solar System—its Origin and Evolution". Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society. 34: 1–20. Bibcode:1993QJRAS..34....1W.
  4. ↑ Henbest, Nigel (24 August 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. Retrieved 18 April 2008.
  5. ↑ 5.0 5.1 5.2 Papaloizou, John C. B.; Terquem, Caroline (28 November 2005). "Planet formation and migration" (PDF). CERN. Retrieved 21 October 2015.
  6. ↑ Safronov, Viktor S. (1972) [1969]. Evolution of the Protoplanetary Cloud and Formation of the Earth and the Planets. Jerusalem: Israel Program for Scientific Translations. hdl:2027/uc1.b4387676. ISBN 0-7065-1225-1. NASA Technical Translation F-677.
  7. ↑ 7.0 7.1 Kereš, Dušan; Davé, Romeel; Fardal, Mark; Faucher-Giguere, C.-A.; Hernquist, Lars; et al. (2010). Gas Accretion in Galaxies (PDF). Massive Galaxies Over Cosmic Time 3. 8–10 November 2010. Tucson, Arizona. National Optical Astronomy Observatory.
  8. ↑ 8.0 8.1 8.2 8.3 8.4 8.5 Montmerle, Thierry; Augereau, Jean-Charles; Chaussidon, Marc; Counelle, Mathieu; Marty, Bernard; et al. (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. S2CID 120504344.
  9. ↑ 9.0 9.1 9.2 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. S2CID 33585808.
  10. ↑ 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.
  11. ↑ 11.0 11.1 11.2 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.
  12. ↑ Stahler, Steven W. (September 1988). "Deuterium and the Stellar Birthline". The Astrophysical Journal. 332: 804–825. Bibcode:1988ApJ...332..804S. doi:10.1086/166694.
  13. ↑ 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. S2CID 8462683.
  14. ↑ 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.
  15. ↑ 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.
  16. ↑ 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.
  17. ↑ Silverberg, Steven M.; Wisniewski, John P.; Kuchner, Marc J.; Lawson, Kellen D.; Bans, Alissa S.; Debes, John H.; Biggs, Joseph R.; Bosch, Milton K. D.; Doll, Katharina; Luca, Hugo A. Durantini; Enachioaie, Alexandru (2020-01-14). "Peter Pan Disks: Long-lived Accretion Disks Around Young M Stars". The Astrophysical Journal. 890 (2): 106. arXiv:2001.05030. Bibcode:2020ApJ...890..106S. doi:10.3847/1538-4357/ab68e6.{{cite journal}}: CS1 maint: unflagged free DOI (link)
  18. ↑ 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. S2CID 16093937.
  19. ↑ 19.0 19.1 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.
  20. ↑ Ward, William R. (1996). "Planetary Accretion". ASP Conference Series. Completing the Inventory of the Solar System. 107: 337–361. Bibcode:1996ASPC..107..337W.
  21. ↑ Küffmeier, Michael (3 April 2015). "What is the meter size barrier?". Astrobites. Retrieved 15 January 2015.
  22. ↑ Grishin, Evgeni; et al. (August 2019). "Planet seeding through gas-assisted capture of interstellar objects". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 487 (3): 3324–3332. arXiv:1804.09716. Bibcode:2019MNRAS.487.3324G. doi:10.1093/mnras/stz1505.
  23. ↑ 23.0 23.1 Birnstiel, T.; Dullemond, C. P.; Brauer, F. (August 2009). "Dust retention in protoplanetary disks". Astronomy and Astrophysics. 503: L5–L8. arXiv:0907.0985. Bibcode:2009A&A...503L...5B. doi:10.1051/0004-6361/200912452.
  24. ↑ 24.0 24.1 Johansen, A.; Blum, J.; Tanaka, H.; Ormel, C.; Bizzarro, M.; Rickman, H. (2014). "The Multifaceted Planetesimal Formation Process". In Beuther, H.; Klessen, R. S.; Dullemond, C. P.; Henning, T. (eds.). Protostars and Planets VI. University of Arizona Press. pp. 547–570. arXiv:1402.1344. Bibcode:2014prpl.conf..547J. doi:10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch024. ISBN 978-0-8165-3124-0.
  25. ↑ Johansen, A.; Jacquet, E.; Cuzzi, J. N.; Morbidelli, A.; Gounelle, M. (2015). "New Paradigms For Asteroid Formation". In Michel, P.; DeMeo, F.; Bottke, W. (eds.). Asteroids IV. Space Science Series. University of Arizona Press. p. 471. arXiv:1505.02941. Bibcode:2015aste.book..471J. doi:10.2458/azu_uapress_9780816532131-ch025. ISBN 978-0-8165-3213-1.
  26. ↑ 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.
  27. ↑ Kary, David M.; Lissauer, Jack; Greenzweig, Yuval (November 1993). "Nebular Gas Drag and Planetary Accretion". Icarus. 106 (1): 288–307. Bibcode:1993Icar..106..288K. doi:10.1006/icar.1993.1172.
  28. ↑ Lewin, Sarah (19 August 2015). "To Build a Gas Giant Planet, Just Add Pebbles". Space.com. Retrieved 22 November 2015.
  29. ↑ 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.
  30. ↑ 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.
  31. ↑ D'Angelo, Gennaro; Durisen, Richard H.; Lissauer, Jack J. (December 2010). "Giant Planet Formation". In Seager, Sara (ed.). Exoplanets. University of Arizona Press. pp. 319–346. arXiv:1006.5486. Bibcode:2010exop.book..319D. ISBN 978-0-8165-2945-2.
  32. ↑ Bennett, Jeffrey; Donahue, Megan; Schneider, Nicholas; Voit, Mark (2014). "Formation of the Solar System". The Cosmic Perspective (7th ed.). San Francisco: Pearson. pp. 136–169. ISBN 978-0-321-89384-0.
"https://te.wikipedia.org/w/index.php?title=వికీపీడియా:వికీప్రాజెక్టు/తెవికీ-ఐఐఐటి/నమూనా_వ్యాసాలు/ఎక్రీషన్&oldid=4323404" నుండి వెలికితీశారు