การก่อตัวของโลกเทอร์เรสเทรียล

วิธีที่ดาวเคราะห์หินในบริเวณร้อนใกล้ดาวพัฒนา

1. ดินแดนลึกลับของดาวเคราะห์ภาคพื้นดิน

ดาวฤกษ์ที่คล้ายดวงอาทิตย์ส่วนใหญ่—โดยเฉพาะดาวที่มีมวลปานกลางถึงต่ำ—ถูกล้อมรอบด้วยดิสก์ดาวเคราะห์อ่อนที่ประกอบด้วย ก๊าซและฝุ่น ในดิสก์เหล่านี้:

บริเวณภายใน (ประมาณไม่กี่หน่วยดาราศาสตร์) ร้อนกว่าเนื่องจากรังสีของดาว ทำให้สารระเหยส่วนใหญ่ (เช่น น้ำแข็ง) ระเหิดไป
วัสดุ หิน/ซิลิเกต ครองพื้นที่ภายในเหล่านี้ สร้าง ดาวเคราะห์ภาคพื้นดิน ที่คล้ายกับพุธ ศุกร์ โลก และดาวอังคารในระบบสุริยะของเรา

การศึกษาดาวเคราะห์นอกระบบเปรียบเทียบเผยให้เห็นดาวเคราะห์ ซูเปอร์เอิร์ธ และดาวเคราะห์หินอื่นๆ ที่หลากหลายใกล้ดาวของพวกมัน แสดงให้เห็นว่าการก่อตัวของโลกหินเป็นปรากฏการณ์สำคัญและแพร่หลาย การเข้าใจว่าการก่อตัวของ ดาวเคราะห์หิน เป็นอย่างไรช่วยให้เข้าใจการกำเนิดของ สภาพแวดล้อมที่อยู่อาศัย องค์ประกอบทางเคมี และศักยภาพในการมีชีวิต

2. การเตรียมสภาพ: สภาพภายในดิสก์

2.1 ความชันของอุณหภูมิและ “เส้นหิมะ”

ในดิสก์ดาวเคราะห์อ่อน รังสีของดาวฤกษ์สร้างความชันของอุณหภูมิ เส้นหิมะ (หรือเส้นน้ำค้างแข็ง) คือจุดที่ไอน้ำสามารถกลั่นตัวเป็นน้ำแข็ง โดยทั่วไปเส้นนี้อยู่ห่างจากดาวฤกษ์ที่คล้ายดวงอาทิตย์ไม่กี่หน่วยดาราศาสตร์ แต่สามารถเปลี่ยนแปลงได้ตามอายุของดิสก์ ความสว่าง และปัจจัยภายนอก

ใน เส้นหิมะ: น้ำ, แอมโมเนีย, และ CO₂ ยังคงเป็นก๊าซ ดังนั้นฝุ่นส่วนใหญ่ประกอบด้วยซิลิเกต เหล็ก และแร่ทนไฟอื่นๆ
นอก เส้นหิมะ: มีน้ำแข็งมากมาย ทำให้มีมวลของของแข็งมากขึ้นและช่วยให้แกนของดาวเคราะห์ก๊าซ/น้ำแข็งเติบโตอย่างรวดเร็ว

ดังนั้น บริเวณภายในของดาวเคราะห์หิน จึงส่วนใหญ่ แห้ง ในแง่ของน้ำแข็งในช่วงก่อตัว แม้ว่าน้ำบางส่วนอาจถูกส่งมาภายหลังโดยดาวเคราะห์น้อยที่กระจัดกระจายมาจากนอกเส้นหิมะ [1], [2]

2.2 ความหนาแน่นมวลของดิสก์และช่วงเวลา

ดิสก์สะสม ของดาวฤกษ์โดยทั่วไปมีของแข็งเพียงพอที่จะสร้างดาวเคราะห์หินหลายดวงในโซนภายใน แต่จำนวนและมวลของพวกมันขึ้นอยู่กับ:

ความหนาแน่นผิว ของของแข็ง: ความหนาแน่นที่สูงขึ้นส่งเสริมการชนของดาวเคราะห์น้อยและการเติบโตของตัวอ่อนดาวเคราะห์ได้เร็วขึ้น
อายุของดิสก์: โดยทั่วไปอยู่ที่ 3–10 ล้านปีก่อนที่ก๊าซจะสลายไป แต่การก่อตัวของดาวเคราะห์หิน (หลังระยะก๊าซ) สามารถดำเนินต่อไปได้เป็นสิบล้านปีเมื่อดาวเคราะห์น้อยชนกันในสภาพแวดล้อมที่มีแก๊สน้อย

กระบวนการทางกายภาพ—วิวัฒนาการความหนืด, สนามแม่เหล็ก, รังสีจากดาวฤกษ์—ขับเคลื่อนโครงสร้างและวิวัฒนาการของดิสก์ กำหนดสภาพแวดล้อมที่วัตถุหินประกอบขึ้น

3. การรวมตัวของฝุ่นและการก่อตัวของดาวเคราะห์น้อย

3.1 การเติบโตของเม็ดหินในแผ่นดิสก์ชั้นใน

ในบริเวณชั้นในที่ร้อนกว่า เม็ดฝุ่นขนาดเล็ก (ซิลิเกต, ออกไซด์โลหะ ฯลฯ) จะชนและเกาะกันเป็นกลุ่มหรือ “เม็ดกรวด” อย่างไรก็ตาม “” เป็นความท้าทาย

การไหลตามรัศมี: วัตถุขนาดเมตรจะหมุนวนเข้าด้านในอย่างรวดเร็วเนื่องจากแรงต้าน ทำให้เสี่ยงต่อการสูญหายเข้าสู่ดาวฤกษ์
การแตกตัวจากการชน: การชนที่ใหญ่และรวดเร็วสามารถทำลายกลุ่มอนุภาคได้

วิธีที่เป็นไปได้ในการเอาชนะอุปสรรคการเติบโตเหล่านี้ ได้แก่:

ความไม่เสถียรของการไหล: การรวมตัวของฝุ่นในบริเวณท้องถิ่นทำให้เกิดการยุบตัวด้วยแรงโน้มถ่วงกลายเป็นดาวเคราะห์น้อยขนาดกิโลเมตร
แรงดันสะสม: แผ่นดิสก์ที่มีโครงสร้างย่อย (ช่องว่าง, วงแหวน) สามารถดักจับฝุ่น ลดการไหลตามรัศมี และช่วยให้การเติบโตแข็งแรงขึ้น
การสะสมแบบเม็ดกรวด: หากมีตัวอ่อนดาวเคราะห์ก่อตัวขึ้น มันสามารถสะสม “เม็ดกรวด” ขนาดมิลลิเมตรถึงเซนติเมตรรอบตัวได้อย่างรวดเร็ว [3], [4]

3.2 การเกิดดาวเคราะห์น้อย

เมื่อดาวเคราะห์น้อยขนาดกิโลเมตรก่อตัวขึ้น แรงโน้มถ่วงที่เน้นจุด จะเร่งการเติบโตต่อไป ใน แผ่นดิสก์ชั้นใน ดาวเคราะห์น้อยมักเป็นหิน ประกอบด้วยเหล็ก ซิลิเกต และอาจมีสารประกอบคาร์บอนเล็กน้อย ในช่วงเวลาหลายหมื่นถึงหลายแสนปี ดาวเคราะห์น้อยเหล่านี้จะรวมตัวกันกลายเป็น ดาวเคราะห์ต้นกำเนิด ที่มีขนาดหลายสิบถึงหลายร้อยกิโลเมตร

4. วิวัฒนาการของดาวเคราะห์ต้นกำเนิดและการเติบโตของดาวเคราะห์แบบเทเรสเทรียล

4.1 การเติบโตแบบโอลิการ์ค

ในสถานการณ์ที่เรียกว่า การเติบโตแบบโอลิการ์ค:

ดาวเคราะห์ต้นกำเนิดขนาดใหญ่ไม่กี่ดวงในบริเวณนั้นจะกลายเป็น “โอลิการ์ค” ที่มีแรงโน้มถ่วงเหนือกว่า
ดาวเคราะห์น้อยขนาดเล็กจะถูกกระจายหรือรวมตัว
ในที่สุด บริเวณนี้จะเปลี่ยนเป็นระบบที่มีดาวเคราะห์ต้นกำเนิดไม่กี่ดวงแข่งขันกัน พร้อมกับเศษซากขนาดเล็กที่เหลืออยู่

ขั้นตอนนี้อาจใช้เวลาหลายล้านปี จนกระทั่งเกิดดาวเคราะห์ต้นกำเนิดหลายดวงขนาดเท่ามาร์สหรือเท่าดวงจันทร์

4.2 การชนขนาดยักษ์และการประกอบตัวขั้นสุดท้าย

หลังจากแผ่นก๊าซสลายไป (ซึ่งทำให้แรงต้านและการลดแรงสั่นสะเทือนหมดไป) ดาวเคราะห์ต้นกำเนิดเหล่านี้ยังคงชนกันในสภาพแวดล้อมที่วุ่นวาย

การชนขนาดยักษ์: ขั้นตอนสุดท้ายอาจมีการชนที่ใหญ่พอที่จะทำให้ชั้นแมนเทิลระเหยหรือหลอมละลายบางส่วน เช่น การชนที่สมมติว่าก่อให้เกิดดวงจันทร์บนโลกยุคแรก
ช่วงเวลาที่ยาวนาน: การก่อตัวของดาวเคราะห์แบบเทเรสเทรียลในระบบสุริยะของเราอาจใช้เวลาประมาณ 50–100 ล้านปีในการสรุปวงโคจรของโลกหลังจากการชนขนาดเท่ามาร์ส [5]

ในระหว่างการชนเหล่านี้ อาจเกิดการแยกแร่เหล็ก-ซิลิเกตเพิ่มเติม นำไปสู่การก่อตัวของแกนโลก รวมถึงการปลดปล่อยเศษซากที่สามารถก่อตัวเป็นดาวบริวาร (เช่น ดวงจันทร์ของโลก) หรือระบบวงแหวน

5. การประกอบตัวและการส่งผ่านสารระเหย

5.1 ภายในที่มีหินเป็นองค์ประกอบหลัก

เนื่องจากสารระเหยระเหยในแผ่นดิสก์ภายในที่ร้อนกว่า ดาวเคราะห์ที่ก่อตัวที่นั่นจึงสะสม วัสดุทนไฟ เป็นส่วนใหญ่ — ซิลิเกต โลหะเหล็ก-นิกเกิล ฯลฯ ซึ่งอธิบายความหนาแน่นสูงและลักษณะหินของดาวพุธ ดาวศุกร์ โลก และดาวอังคาร (แม้ว่าทุกดวงจะมีองค์ประกอบและปริมาณเหล็กแตกต่างกันตามสภาพแวดล้อมในแผ่นดิสก์และประวัติการชนครั้งใหญ่)

5.2 น้ำและสารอินทรีย์

แม้จะก่อตัวภายในเส้นน้ำแข็ง ดาวเคราะห์บนบกยังสามารถได้รับน้ำได้หาก:

การส่งมอบในระยะท้าย: ดาวเคราะห์น้อยจากแผ่นดิสก์ภายนอกหรือที่ถูกกระจัดกระจายจากแถบดาวเคราะห์น้อยอาจนำพาน้ำหรือสารประกอบคาร์บอน
วัตถุน้ำแข็งขนาดเล็ก: ดาวหางหรือดาวเคราะห์น้อยประเภท C สามารถจัดหาสารระเหยได้เพียงพอหากถูกกระจัดกระจายเข้ามาด้านใน

หลักฐานทางธรณีเคมีชี้ว่าน้ำบนโลกอาจมาจากวัตถุที่คล้ายคาร์บอนัสคอนดริต ซึ่งเชื่อมโยงความแห้งแล้งของแผ่นดิสก์ภายในกับน้ำที่เราเห็นบนพื้นผิวโลกในปัจจุบัน [6].

5.3 ผลกระทบต่อความสามารถในการอยู่อาศัย

สารระเหยมีความสำคัญต่อการก่อตัวของมหาสมุทร บรรยากาศ และพื้นผิวที่เหมาะกับชีวิต การปฏิสัมพันธ์ของการชนสุดท้าย การปล่อยก๊าซจากแมนเทิลที่หลอมเหลว และการตกกลับของดาวเคราะห์น้อยน้ำแข็งในที่สุดจะกำหนดศักยภาพของดาวเคราะห์บนบกแต่ละดวงสำหรับ สภาพที่อยู่อาศัยได้

6. เบาะแสการสังเกตและข้อมูลเชิงลึกเกี่ยวกับดาวเคราะห์นอกระบบ

6.1 การสังเกตดาวเคราะห์นอกระบบ: ซูเปอร์เอิร์ธและโลกลาวา

การสำรวจดาวเคราะห์นอกระบบ (เช่น Kepler, TESS) เผยให้เห็นจำนวนมากของ ซูเปอร์เอิร์ธ หรือ มินิ-เนปจูน ที่โคจรใกล้ดาวของพวกมัน บางดวงอาจเป็นดาวหินล้วนแต่มีขนาดใหญ่กว่าโลก บางดวงมีบรรยากาศหนาปกคลุมบางส่วน ดวงอื่นๆ — “โลกลาวา” — อยู่ใกล้ดาวมากจนพื้นผิวอาจหลอมเหลว ผลการค้นพบเหล่านี้เน้นย้ำว่า:

ความแตกต่างของแผ่นดิสก์: ความแตกต่างเล็กน้อยในมวลหรือองค์ประกอบของแผ่นดิสก์สามารถสร้างผลลัพธ์ตั้งแต่ดาวเคราะห์ที่คล้ายโลกจนถึงซูเปอร์เอิร์ธที่ร้อนจัด
การย้ายวงโคจร: ดาวเคราะห์ซูเปอร์เอิร์ธหินบางดวงอาจก่อตัวไกลออกไปแล้วเคลื่อนที่เข้ามาด้านใน

6.2 แผ่นเศษซากเป็นหลักฐานของการก่อสร้างบนบก

รอบดาวฤกษ์ที่มีอายุมากกว่า แผ่นเศษซากที่ประกอบด้วยฝุ่น “ซากการชน” สามารถบ่งชี้การชนย่อยที่ยังดำเนินอยู่ระหว่างดาวเคราะห์น้อยที่เหลือหรือดาวเคราะห์หินที่ล้มเหลว การตรวจจับเข็มขัดฝุ่นอุ่นโดย Spitzer และ Herschel รอบดาวฤกษ์ที่โตเต็มที่อาจเปรียบเสมือนฝุ่นซูโซเดียลในระบบสุริยะของเรา ซึ่งบ่งชี้ถึงการมีอยู่ของวัตถุหินบนบกหรือเศษซากหินที่กำลังถูกบดขยี้อย่างช้าๆ จากการชน

6.3 อนาล็อกทางธรณีเคมี

การวัดสเปกโตรสโกปีของบรรยากาศดาวแคระขาวที่สะสมเศษซากดาวเคราะห์เผยให้เห็นองค์ประกอบธาตุที่สอดคล้องกับวัสดุหิน (ชนิดคอนดริติก) ซึ่งสนับสนุนแนวคิดว่าดาวเคราะห์หินมักก่อตัวในโซนภายในของระบบดาวเคราะห์

7. ช่วงเวลาการเกิดและการจัดวางสุดท้าย

7.1 เส้นเวลาการสะสมตัว

การก่อตัวของดาวเคราะห์น้อย: อาจใช้เวลาประมาณ 0.1–1 ล้านปีผ่านกระบวนการความไม่เสถียรของการไหลหรือการเติบโตจากการชนอย่างช้าๆ
การประกอบดาวเคราะห์ต้นแบบ: ในช่วง 1–10 ล้านปี วัตถุขนาดใหญ่ขึ้นมีบทบาทหลัก เคลียร์หรือดูดกลืนดาวเคราะห์น้อยขนาดเล็กกว่า
ระยะการชนครั้งใหญ่: หลายสิบล้านปี จบลงด้วยดาวเคราะห์หินขั้นสุดท้ายไม่กี่ดวง การชนครั้งใหญ่ครั้งสุดท้ายของโลก (การก่อตัวของดวงจันทร์) อาจเกิดขึ้นประมาณ 30–50 ล้านปีหลังจากการก่อตัวของดวงอาทิตย์ [7]

7.2 ความแปรปรวนและสถาปัตยกรรมขั้นสุดท้าย

ความแปรปรวนของความหนาแน่นผิวแผ่นดิสก์ การมีอยู่ของดาวเคราะห์ยักษ์ที่ย้ายวงโคจร หรือปฏิสัมพันธ์ระหว่างดาวฤกษ์กับแผ่นดิสก์ในช่วงต้น สามารถเปลี่ยนแปลงวงโคจรและองค์ประกอบอย่างมาก ระบบบางระบบอาจมีดาวเคราะห์หินขนาดใหญ่เพียงดวงเดียวหรือไม่มีเลย (เช่นรอบดาว M หลายดวง?) หรืออาจมีซูเปอร์เอิร์ธหลายดวงที่อยู่ใกล้กัน แต่ละระบบจึงมี “ลายนิ้วมือ” เฉพาะของสภาพแวดล้อมการเกิดของมัน

8. ขั้นตอนสำคัญสู่ดาวเคราะห์หิน

การเจริญเติบโตของฝุ่น: เม็ดซิลิเกตและโลหะรวมตัวเป็นเม็ดกรวดขนาดมิลลิเมตรถึงเซนติเมตร โดยได้รับความช่วยเหลือจากการยึดเกาะบางส่วน
การเกิดดาวเคราะห์น้อย: ความไม่เสถียรของการไหลหรือกลไกอื่น ๆ ผลิตวัตถุขนาดกิโลเมตรอย่างรวดเร็ว
การสะสมของดาวเคราะห์ต้นแบบ: การชนทางแรงโน้มถ่วงระหว่างดาวเคราะห์น้อยก่อให้เกิดตัวอ่อนขนาดเท่ามาร์สถึงดวงจันทร์
ระยะการชนครั้งใหญ่: ดาวเคราะห์ต้นแบบขนาดใหญ่ไม่กี่ดวงชนกัน สร้างดาวเคราะห์หินขั้นสุดท้ายในช่วงเวลาหลายสิบล้านปี
การส่งมอบสารระเหย: การไหลเข้าของน้ำและสารอินทรีย์จากดาวเคราะห์น้อยหรือดาวหางในแผ่นดิสก์ชั้นนอกสามารถมอบมหาสมุทรและความเป็นไปได้ในการอยู่อาศัยให้กับดาวเคราะห์
การเคลียร์วงโคจร: การชนครั้งสุดท้าย การเรโซแนนซ์ หรือเหตุการณ์การกระเจิงกำหนดวงโคจรที่มั่นคง ส่งผลให้เกิดการจัดเรียงของดาวเคราะห์หินที่เราเห็นในหลายระบบ

9. การวิจัยและภารกิจในอนาคต

9.1 การถ่ายภาพแผ่นดิสก์ด้วย ALMA และ JWST

แผนที่ความละเอียดสูงของโครงสร้างย่อยในแผ่นดิสก์เผยให้เห็นวงแหวน ช่องว่าง และดาวเคราะห์ต้นแบบที่อาจฝังตัวอยู่ การระบุ กับดักฝุ่น หรือคลื่นเกลียวใกล้แผ่นดิสก์ชั้นในสามารถชี้แจงว่าดาวเคราะห์น้อยหินก่อตัวอย่างไร ความสามารถในช่วงอินฟราเรดของ JWST ช่วยวัดความเข้มของลักษณะซิลิเกตและรูหรือผนังภายในแผ่นดิสก์ ซึ่งบ่งชี้การก่อตัวของดาวเคราะห์ในระยะเริ่มต้น

9.2 การลักษณะดาวเคราะห์นอกระบบ

การสำรวจดาวเคราะห์นอกระบบด้วยวิธีทรานซิต/ความเร็วรัศมีที่กำลังดำเนินอยู่และภารกิจที่จะมาถึงเช่น PLATO และ Roman Space Telescope จะค้นพบดาวเคราะห์นอกระบบขนาดเล็กเพิ่มเติมที่อาจเป็นดาวเคราะห์หิน วัดวงโคจร ความหนาแน่น และอาจรวมถึงลักษณะบรรยากาศ ข้อมูลนี้ช่วยยืนยันหรือปรับแบบจำลองว่าดาวเคราะห์หินจบลงใกล้หรือภายในโซนที่อยู่อาศัยของดาวฤกษ์อย่างไร

9.3 การเก็บตัวอย่างจากซากแผ่นดิสก์ชั้นใน

ภารกิจที่เก็บตัวอย่างจากวัตถุขนาดเล็กที่ก่อตัวในระบบสุริยะชั้นใน—เช่น Psyche ของ NASA (ดาวเคราะห์น้อยที่มีโลหะสูง) หรือการเก็บตัวอย่างดาวเคราะห์น้อยเพิ่มเติม—ให้ข้อมูลเคมีโดยตรงของบล็อกก่อสร้างดาวเคราะห์น้อย การรวมข้อมูลเหล่านี้กับการศึกษาภูมิอุกกาบาตช่วยเติมเต็มปริศนาว่าดาวเคราะห์หินก่อตัวขึ้นจากของแข็งในแผ่นดิสก์อย่างไร

10. บทสรุป

การก่อตัวของโลกแข็ง เกิดขึ้นอย่างเป็นธรรมชาติในโซนร้อนภายในของ แผ่นดิสก์ต้นกำเนิดดาวเคราะห์ เมื่อฝุ่นและเม็ดหินเล็ก ๆ รวมตัวกันเป็นดาวเคราะห์น้อย การปฏิสัมพันธ์ทางแรงโน้มถ่วงจะเร่งการสร้าง ดาวเคราะห์ต้นกำเนิด อย่างรวดเร็ว ในช่วงเวลาหลายสิบล้านปี การชนซ้ำ ๆ—บางครั้งเบา บางครั้งเป็นการชนครั้งใหญ่—จะลดจำนวนระบบลงเหลือวงโคจรที่มั่นคงเพียงไม่กี่วง ซึ่งแต่ละวงแทนดาวเคราะห์หิน การส่งน้ำและวิวัฒนาการของบรรยากาศในภายหลังสามารถทำให้โลกเหล่านี้เหมาะสมกับการอยู่อาศัยได้ เช่นเดียวกับประวัติศาสตร์ธรณีวิทยาและชีววิทยาของโลกเรา

การสังเกต—ทั้งภายในระบบสุริยะของเรา (ดาวเคราะห์น้อย อุกกาบาต ธรณีวิทยาดาวเคราะห์) และในการสำรวจดาวเคราะห์นอกระบบ—เน้นย้ำว่าการก่อตัวของดาวเคราะห์หินน่าจะเกิดขึ้นอย่างแพร่หลายท่ามกลางดาวฤกษ์ ด้วยการพัฒนาการถ่ายภาพแผ่นดิสก์แบบละเอียดขึ้น โมเดลวิวัฒนาการฝุ่น และทฤษฎีปฏิสัมพันธ์ระหว่างดาวเคราะห์กับแผ่นดิสก์ นักดาราศาสตร์จึงเข้าใจสูตรจักรวาลที่เปลี่ยนเมฆฝุ่นที่ได้รับพลังงานจากดาวฤกษ์ให้กลายเป็นดาวเคราะห์หินที่คล้ายกับ โลก หรือดาวเคราะห์หินอื่น ๆ ทั่วทั้งกาแล็กซีได้ลึกซึ้งยิ่งขึ้น ผ่านการศึกษานี้ เราไม่เพียงแต่คลี่คลายเรื่องราวต้นกำเนิดของดาวเคราะห์ของเราเท่านั้น แต่ยังรวมถึงวิธีที่บล็อกสร้างชีวิตที่อาจเกิดขึ้นได้ก่อตัวรอบดาวฤกษ์นับไม่ถ้วนในจักรวาลด้วย

เอกสารอ้างอิงและการอ่านเพิ่มเติม

Hayashi, C. (1981). “โครงสร้างของเนบิวลาสุริยะ การเติบโตและการเสื่อมสลายของสนามแม่เหล็ก และผลกระทบของความหนืดแม่เหล็กและความหนืดปั่นป่วนต่อเนบิวลา.” Progress of Theoretical Physics Supplement, 70, 35–53.
Weidenschilling, S. J. (1977). “พลศาสตร์อากาศของวัตถุแข็งในเนบิวลาสุริยะ.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 180, 57–70.
Johansen, A., & Lambrechts, M. (2017). “การก่อตัวของดาวเคราะห์ผ่านการสะสมเม็ดกรวด.” Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 45, 359–387.
Morbidelli, A., Lunine, J. I., O’Brien, D. P., Raymond, S. N., & Walsh, K. J. (2012). “การสร้างดาวเคราะห์โลก.” Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 40, 251–275.
Chambers, J. E. (2014). “การสะสมตัวของดาวเคราะห์ในระบบสุริยะชั้นใน.” Icarus, 233, 83–100.
Raymond, S. N., & Izidoro, A. (2017). “แถบดาวเคราะห์น้อยยุคแรกที่ว่างเปล่าและบทบาทของการเติบโตของดาวพฤหัสบดี.” Icarus, 297, 134–148.
Kleine, T., et al. (2009). “ลำดับเวลาของ Hf–W ในอุกกาบาตและช่วงเวลาการก่อตัวของดาวเคราะห์โลก.” Geochimica et Cosmochimica Acta, 73, 5150–5188.

← บทความก่อนหน้า บทความถัดไป →

กลับไปด้านบน

กลับไปยังบล็อก

ประเทศ/ภูมิภาค

ภาษา