การสะสมของดาวเคราะห์น้อย

กระบวนการที่วัตถุหินหรือวัตถุน้ำแข็งขนาดเล็กชนกันเพื่อก่อตัวเป็นโปรโตแพลนเทอรีขนาดใหญ่ขึ้น

1. จากเม็ดฝุ่นสู่แพลนีติมัล

เมื่อดาวใหม่ก่อตัวขึ้นภายใน เมฆโมเลกุล ดิสก์โปรโตแพลนเทอรี รอบดาวซึ่งประกอบด้วยก๊าซและฝุ่น จะเป็นแหล่งวัตถุดิบสำหรับการก่อตัวของดาวเคราะห์ อย่างไรก็ตาม เส้นทางจากเม็ดฝุ่นขนาดเล็กกว่าหนึ่งไมครอนสู่ดาวเคราะห์ขนาดโลกหรือแม้แต่ดาวพฤหัสบดีนั้นไม่ง่าย การสะสมตัวของแพลนีติมัล เชื่อมโยงขั้นตอนแรกของวิวัฒนาการฝุ่น (การเจริญเติบโตของเม็ดฝุ่น การแตกตัว และการยึดติด) กับการก่อตัวของวัตถุขนาดกิโลเมตรถึงร้อยกิโลเมตรที่เรียกว่า แพลนีติมัล เมื่อแพลนีติมัลปรากฏขึ้น ปฏิสัมพันธ์ทางแรงโน้มถ่วงและการชนกันช่วยให้ของแข็งขนาดใหญ่เหล่านี้กลายเป็น โปรโตแพลนเทอรี ซึ่งท้ายที่สุดจะกำหนดโครงสร้างของระบบดาวเคราะห์ที่กำลังเกิดขึ้น

ทำไมจึงสำคัญ: แพลนีติมัลเป็น “” ของแกนดาวเคราะห์เทเรสเทรียลทั้งหมดและแกนดาวเคราะห์ยักษ์หลายดวง พวกมันยังคงอยู่ในซากสมัยใหม่เช่นดาวเคราะห์น้อย ดาวหาง และวัตถุในแถบไคเปอร์
ความท้าทาย: กลไกการยึดติดจากการชนอย่างง่ายหยุดชะงักที่ขนาดเซนติเมตรถึงเมตรเนื่องจากการชนที่ทำลายหรือการลอยตัวในแนวรัศมีอย่างรวดเร็ว วิธีแก้ปัญหาที่เสนอ—ความไม่เสถียรของกระแส หรือ การสะสมเม็ดกรวด—ช่วยให้ข้ามผ่าน “อุปสรรคขนาดเมตร” นี้ได้

โดยสรุป การสะสมตัวของแพลนีติมัลเป็นขั้นตอนสำคัญที่เปลี่ยนดิสก์ของเม็ดฝุ่นขนาดเล็กกว่ามิลลิเมตรให้กลายเป็นเมล็ดพันธุ์ของดาวเคราะห์ในอนาคต การเข้าใจกระบวนการนี้ช่วยตอบคำถามว่าโลกอย่างโลกของเรา (และดาวเคราะห์นอกระบบจำนวนมาก) ก่อตัวขึ้นจากฝุ่นจักรวาลได้อย่างไร

2. อุปสรรคแรกเริ่ม: การเจริญเติบโตจากฝุ่นสู่วัตถุขนาดเมตร

2.1 การรวมตัวและการยึดติดของฝุ่น

เม็ดฝุ่น ภายในดิสก์เริ่มต้นที่ขนาดไมครอน ซึ่งสามารถรวมตัวกันเป็นกลุ่มได้โดย:

การเคลื่อนที่แบบบราวเนียน: เม็ดฝุ่นเล็ก ๆ ชนกันอย่างอ่อนโยนด้วยความเร็วสัมพัทธ์ต่ำ ยึดติดกันด้วยแรงแวนเดอร์วาลส์หรือแรงไฟฟ้าสถิต
การเคลื่อนไหวแบบปั่นป่วน: ในก๊าซที่ปั่นป่วนของดิสก์ เม็ดฝุ่นที่มีขนาดใหญ่ขึ้นเล็กน้อยจะชนกันบ่อยขึ้น ทำให้เกิดกลุ่มอนุภาคขนาดมิลลิเมตรถึงเซนติเมตร
อนุภาคน้ำแข็ง: นอกเส้นน้ำค้างแข็ง ชั้นน้ำแข็งสามารถช่วยให้การยึดติดมีประสิทธิภาพมากขึ้น ซึ่งอาจเร่งกระบวนการเจริญเติบโตของเม็ดฝุ่น

การชนเหล่านี้สามารถสร้างกลุ่มอนุภาค “ฟูฟ่อง” ขนาดถึงระดับมิลลิเมตรหรือเซนติเมตร อย่างไรก็ตาม เมื่อเม็ดฝุ่นโตขึ้น ความเร็วในการชนก็เพิ่มขึ้น เกินขีดจำกัดบางอย่าง (ความเร็วหรือขนาด) การชนอาจทำให้กลุ่มอนุภาคแตกกระจายแทนที่จะรวมตัวกัน นำไปสู่ภาวะชะงักบางส่วน (เรียกว่า “อุปสรรคการแตกตัว”) [1], [2].

2.2 อุปสรรคขนาดเมตรและการลอยตัวตามรัศมี

แม้ว่าเม็ดฝุ่นจะกลายเป็นขนาดเซนติเมตรถึงเมตรได้ พวกมันก็เผชิญกับปัญหาใหญ่อีกประการหนึ่ง:

การลอยตัวตามรัศมี: ก๊าซในแผ่นดิสก์โคจรช้ากว่าเคปเลเรียนเล็กน้อยเนื่องจากแรงกดดัน ทำให้ของแข็งสูญเสียโมเมนตัมเชิงมุมและหมุนวนเข้าด้านใน วัตถุขนาดเมตรสามารถลอยตัวเข้าสู่ดาวฤกษ์ในเวลาสั้น (~100–1000 ปี) อาจไม่เคยก่อตัวเป็นดาวเคราะห์น้อย
การแตกตัว: กลุ่มอนุภาคขนาดใหญ่สามารถประสบกับการชนที่ทำลายล้างที่ความเร็วสัมพัทธ์สูงกว่า
การเด้ง: บางครั้งการชนทำให้อนุภาคเด้งออกจากกัน ไม่เติบโตอย่างมีประสิทธิภาพ

ดังนั้น การเติบโตแบบเพิ่มทีละน้อยจากเม็ดเล็กๆ ไปเป็นดาวเคราะห์น้อยขนาดกิโลเมตรจึงยากหากการชนและการลอยตัวเป็นปัจจัยหลัก การแก้ปัญหานี้เป็นหัวใจของทฤษฎีการก่อตัวดาวเคราะห์สมัยใหม่

3. การเอาชนะอุปสรรคการเติบโต: แนวทางที่เสนอ

3.1 ความไม่เสถียรของการไหล

กลไกที่เสนอหนึ่งคือ ความไม่เสถียรของการไหล (SI) ในสถานการณ์ SI:

พลวัตฝุ่น-ก๊าซแบบรวมกลุ่ม: อนุภาคแยกตัวออกจากก๊าซเล็กน้อย ทำให้เกิดความหนาแน่นเกินในท้องถิ่น
ปฏิกิริยาตอบรับเชิงบวก: อนุภาคที่รวมตัวกันจะเร่งความเร็วของก๊าซในท้องถิ่น ลดแรงต้านลม ทำให้อนุภาคมากขึ้นสะสมได้อีก
การยุบตัวด้วยแรงโน้มถ่วง: ในที่สุด ก้อนหนาแน่นเหล่านี้สามารถยุบตัวภายใต้แรงโน้มถ่วงของตัวเอง ข้ามความจำเป็นในการชนแบบเพิ่มทีละน้อย

การยุบตัวด้วยแรงโน้มถ่วงนี้ทำให้เกิดดาวเคราะห์น้อยขนาด 10–100 กม. อย่างรวดเร็ว—ซึ่งเป็น จุดสำคัญ ในการเริ่มต้นการก่อตัวของดาวเคราะห์ดึกดำบรรพ์ [3] การจำลองเชิงตัวเลขสนับสนุนอย่างมากว่าความไม่เสถียรของการไหลเป็นเส้นทางที่มั่นคงสำหรับการก่อตัวของดาวเคราะห์น้อย โดยเฉพาะอย่างยิ่งถ้าอัตราส่วนฝุ่นต่อก๊าซสูงขึ้นเล็กน้อยหรือมีจุดกดดันที่รวมตัวของของแข็ง

3.2 การสะสมเม็ดกรวด

อีกวิธีหนึ่งคือ การสะสมเม็ดกรวด โดยเน้นที่เมล็ดพันธุ์ดาวเคราะห์ดึกดำบรรพ์ (อาจเป็นวัตถุขนาด 100–1000 กม.) ที่จะ “ดูดซับ” เม็ดกรวดขนาดมิลลิเมตรถึงเซนติเมตรที่หมุนวนในแผ่นดิสก์

รัศมี Bondi/Hill: หากดาวเคราะห์ดึกดำบรรพ์มีขนาดใหญ่พอที่วงสเฟียร์ Hill หรือรัศมี Bondi จะจับเม็ดกรวดที่ลอยผ่านได้ อัตราการสะสมจะรวดเร็วมาก
ประสิทธิภาพการเติบโต: ความเร็วสัมพัทธ์ต่ำระหว่างเม็ดกรวดกับแกนเมล็ดพันธุ์สามารถทำให้โอกาสจับได้สูง จึงข้ามการชนแบบเพิ่มทีละน้อยระหว่างเพื่อนร่วมรุ่น [4]

การสะสมเม็ดกรวดอาจเกี่ยวข้องมากขึ้นในขั้นตอนดาวเคราะห์ดึกดำบรรพ์ แต่ก็เชื่อมโยงกับการก่อตัวและการอยู่รอดของดาวเคราะห์น้อยเริ่มต้นหรือ “เมล็ดพันธุ์” ด้วย

3.3 โครงสร้างย่อยของแผ่น (จุดความดัน, วอร์เทกซ์)

การสังเกตโครงสร้างวงแหวนของ ALMA ชี้ให้เห็นกับดักฝุ่น (เช่น จุดความดันสูงสุด, วอร์เทกซ์) ที่ซึ่งของแข็งสะสม พื้นที่ที่มีของแข็งสูงในท้องถิ่นเหล่านี้สามารถยุบตัวโดยตรงผ่านความไม่เสถียรของการไหล หรือช่วยให้การชนกันเร็วขึ้น โครงสร้างย่อยเหล่านี้ช่วยหลีกเลี่ยงการสูญเสียจากการไหลแบบรัศมีโดยการ “จอด” ฝุ่นในโซนที่มั่นคง ในช่วงเวลาหลายพันวงโคจร ดาวเคราะห์น้อยสามารถก่อตัวในกับดักฝุ่นเหล่านี้ได้

4. การเติบโตเกินกว่าดาวเคราะห์น้อย: การก่อตัวของดาวเคราะห์ต้นกำเนิด

เมื่อมีร่างกายขนาดกิโลเมตรแล้ว การโฟกัสแรงโน้มถ่วง จะเพิ่มพื้นที่หน้าตัดการชน:

การเติบโตแบบเร่ง: ดาวเคราะห์น้อยที่ใหญ่ที่สุดเติบโตเร็วที่สุด ส่งเสริมการเติบโตแบบ “โอลิการ์ค” ดาวเคราะห์ต้นกำเนิดขนาดใหญ่จำนวนน้อยครอบงำโซนอาหารในท้องถิ่น
การลดความเร็ว: การชนกันระหว่างกันและแรงต้านแก๊สสามารถลดความเร็วสุ่ม ส่งเสริมการสะสมต่อไปแทนการแตกตัว
ช่วงเวลา: ในบริเวณโลก (ใกล้ดาวฤกษ์) การก่อตัวของดาวเคราะห์ต้นกำเนิดอาจเกิดขึ้นในช่วงเวลาหลายล้านปี โดยสิ้นสุดที่ร่างกายขนาดตัวอ่อนดาวเคราะห์ไม่กี่ตัวที่ชนกันจนกลายเป็นดาวเคราะห์โลกขั้นสุดท้าย ในบริเวณนอก แกนของดาวแก๊สยักษ์ต้องก่อตัวเร็วขึ้นเพื่อจับแก๊สในแผ่น

5. หลักฐานจากการสังเกตและห้องปฏิบัติการ

5.1 ซากในระบบสุริยะของเรา

ระบบสุริยะของเรายังคงมี ดาวเคราะห์น้อย, ดาวหาง และ วัตถุในเข็มขัดไคเปอร์ เป็นดาวเคราะห์น้อยที่เหลือหรือร่างกายที่เจริญเติบโตบางส่วน องค์ประกอบและการกระจายตัวของพวกมันบ่งบอกถึงสภาพของการก่อตัวดาวเคราะห์น้อยในเนบิวลาสุริยะยุคแรก:

เข็มขัดดาวเคราะห์น้อย: ระหว่างดาวอังคารและดาวพฤหัสบดี เราพบร่างกายที่เป็นหิน โลหะ และคาร์บอนเชียสผสมกัน ซึ่งเป็นซากของการเจริญเติบโตของดาวเคราะห์น้อยที่ไม่สมบูรณ์หรือการกระจายตัวโดยแรงโน้มถ่วงของดาวพฤหัสบดี
ดาวหาง: ดาวเคราะห์น้อยน้ำแข็งจากนอกเส้นหิมะ ที่เก็บรักษาสารระเหยและฝุ่นดั้งเดิมจากแผ่นนอก

ลายเซ็นไอโซโทปของพวกมัน (เช่น ไอโซโทปของออกซิเจนในอุกกาบาต) เผยรายละเอียดเกี่ยวกับเคมีในแผ่นท้องถิ่นและการผสมแบบรัศมี

5.2 แผ่นเศษซากดาวเคราะห์นอกระบบ

การสังเกตแผ่นเศษซาก (เช่น กับ ALMA หรือ Spitzer) รอบดาวฤกษ์ที่มีอายุมากขึ้นแสดงให้เห็นเข็มขัดของดาวเคราะห์น้อยที่ชนกัน ตัวอย่างที่มีชื่อเสียง: ระบบ β Pictoris ที่มีแผ่นฝุ่นขนาดใหญ่และก้อนดาวเคราะห์น้อยที่เป็นไปได้ ระบบที่อายุน้อยกว่าที่มีแผ่นดาวเคราะห์ต้นกำเนิดมักจะมีแก๊สมากกว่า ในขณะที่แผ่นเศษซากที่มีอายุมากกว่าจะมีแก๊สน้อยและถูกครอบงำโดยการชนกันของดาวเคราะห์น้อยที่เหลืออยู่

5.3 การทดลองในห้องปฏิบัติการและฟิสิกส์อนุภาค

การทดลองในหอปล่อยหรือสภาวะไร้น้ำหนักในห้องปฏิบัติการศึกษาการชนของ เม็ดฝุ่น—เม็ดฝุ่นเกาะติดหรือเด้งอย่างไรที่ความเร็วต่าง ๆ การทดลองขนาดใหญ่ทดสอบคุณสมบัติทางกลของกลุ่มอนุภาคขนาดเซนติเมตร ขณะเดียวกัน การจำลอง HPC รวมข้อมูลเหล่านี้เพื่อดูว่าการชนขยายผลอย่างไร ข้อจำกัดเกี่ยวกับความเร็วแตกตัว เกณฑ์การเกาะติด และองค์ประกอบฝุ่นถูกนำมาใช้ในแบบจำลองการก่อตัวของดาวเคราะห์น้อย [5], [6].

6. ช่วงเวลาและความสุ่ม

6.1 เร็ว vs. ช้า

ขึ้นอยู่กับพารามิเตอร์ของดิสก์ ดาวเคราะห์น้อยอาจก่อตัวอย่างรวดเร็ว (ภายในพันปี) ภายใต้ความไม่เสถียรของการไหล หรือก่อตัวอย่างช้ากว่าหากการเติบโตถูกจำกัดโดยการชนที่ช้ากว่า ผลลัพธ์อาจแตกต่างกันอย่างมาก:

ดิสก์ภายนอก: ความหนาแน่นต่ำอาจชะลอการก่อตัวของดาวเคราะห์น้อย แต่การมีน้ำแข็งช่วยให้เกาะติดกันง่ายขึ้น
ดิสก์ภายใน: ความหนาแน่นสูงเร่งการชน แต่ความเร็วการชนที่สูงเสี่ยงต่อการแตกตัว

6.2 “การเดินแบบสุ่ม” สู่ดาวเคราะห์ต้นกำเนิด

เมื่อดาวเคราะห์น้อยเกิดขึ้น การกระตุ้นแรงโน้มถ่วงระหว่างกันนำไปสู่การชน การรวมตัว หรือบางครั้งการขับไล่ในรูปแบบที่วุ่นวาย บางโซนอาจก่อตัววัตถุเอ็มบริโอขนาดใหญ่ได้อย่างรวดเร็ว (เช่นเอ็มบริโอขนาดดาวอังคารในบริเวณดาวเคราะห์ภายใน) เมื่อมวลสะสมเพียงพอ สถาปัตยกรรมของระบบอาจ “ล็อกอิน” หรือพัฒนาต่อไปผ่านการชนครั้งใหญ่ เช่นเดียวกับเหตุการณ์ชนระหว่างโลกกับ Theia ที่เป็นต้นกำเนิดของดวงจันทร์ของเรา

6.3 ความแตกต่างระหว่างระบบ

การค้นพบดาวเคราะห์นอกระบบแสดงให้เห็นว่าบางระบบดาวเคราะห์ก่อตัวดาวซูเปอร์เอิร์ธหรือฮอตจูปิเตอร์ใกล้ดาว ในขณะที่บางระบบยังคงมีวงโคจรกว้างหรือโซ่เรโซแนนซ์ อัตราการก่อตัวของดาวเคราะห์น้อยและช่วงเวลาการย้ายตำแหน่งที่แตกต่างกันสามารถสร้างสถาปัตยกรรมที่หลากหลายอย่างน่าประหลาดใจจากความแตกต่างเล็กน้อยในมวลดิสก์ โมเมนตัมเชิงมุม หรือโลหะ

7. บทบาทสำคัญของดาวเคราะห์น้อย

7.1 แกนต้นกำเนิดสำหรับดาวยักษ์ก๊าซ

ในดิสก์ภายนอก เมื่อ ดาวเคราะห์น้อย เติบโตถึงประมาณ 10 เท่าของมวลโลก พวกมันสามารถจับก๊าซไฮโดรเจน-ฮีเลียมด้วยแรงโน้มถ่วง สร้างดาวยักษ์ก๊าซเหมือนดาวพฤหัสบดี หากไม่มีแกนกลางของดาวเคราะห์น้อย การจับก๊าซอาจช้าเกินไปก่อนที่ดิสก์จะสลาย ดังนั้นดาวเคราะห์น้อยจึงเป็นส่วนสำคัญในการสร้างแกนดาวยักษ์ในแบบจำลอง Core Accretion

7.2 การส่งมอบสารระเหย

ดาวเคราะห์น้อยที่ก่อตัวขึ้นนอกเส้นหิมะประกอบด้วยน้ำแข็งและสารระเหย การกระจายตัวหรือการชนในระยะหลังสามารถนำพาน้ำและสารอินทรีย์ไปยังดาวเคราะห์ภายในที่เป็นหิน ซึ่งอาจมีความสำคัญต่อความสามารถในการอยู่อาศัย น้ำบนโลกอาจมาจากดาวเคราะห์น้อยในบริเวณแถบดาวเคราะห์น้อยหรือดาวหางที่กระจัดกระจาย

7.3 แหล่งที่มาของวัตถุขนาดเล็ก

ไม่ใช่ดาวเคราะห์น้อยทุกดวงที่จะรวมตัวเป็นดาวเคราะห์ หลายดวงยังคงเป็น ดาวเคราะห์น้อย, ดาวหาง, วัตถุแถบไคเปอร์ หรือประชากร Trojan ประชากรเหล่านี้เก็บรักษาวัสดุบริสุทธิ์จากแผ่นดิสก์ยุคแรกไว้ ให้เบาะแสทางโบราณคดีเกี่ยวกับสภาพแวดล้อมและช่วงเวลาการก่อตัว

8. งานวิจัยในอนาคตด้านวิทยาศาสตร์ดาวเคราะห์น้อย

8.1 ผลการสังเกตจาก ALMA, JWST

การถ่ายภาพความละเอียดสูงอย่างต่อเนื่องอาจตรวจจับได้ไม่เพียงแต่โครงสร้างย่อยของแผ่นดิสก์เท่านั้น แต่ยังรวมถึง การรวมตัวหรือเส้นใย ของของแข็งที่สอดคล้องกับความไม่เสถียรของการไหล เคมีอย่างละเอียด (ไอโซโทปของ CO, อินทรีย์ซับซ้อน) ในเส้นใยเหล่านี้ช่วยยืนยันสภาพแวดล้อมที่เอื้อต่อการยุบตัวของดาวเคราะห์น้อย

8.2 ภารกิจอวกาศสู่วัตถุขนาดเล็ก

ภารกิจเช่น OSIRIS-REx (การเก็บตัวอย่างจาก Bennu), Hayabusa2 (Ryugu) หรือภารกิจที่จะมาถึงอย่าง Lucy (ดาวเคราะห์น้อย Trojan) และ Comet Interceptor ขยายความรู้ของเราเกี่ยวกับองค์ประกอบและโครงสร้างภายในของดาวเคราะห์น้อย การเก็บตัวอย่างหรือการบินผ่านใกล้แต่ละครั้งช่วยปรับปรุงแบบจำลองการควบแน่นของแผ่นดิสก์ ประวัติการชน และเนื้อหาอินทรีย์ ทำให้ชัดเจนขึ้นว่าดาวเคราะห์น้อยก่อตัวและวิวัฒนาการอย่างไร

8.3 ความก้าวหน้าทางทฤษฎีและการคำนวณ

การปรับปรุงใน การจำลองแบบอนุภาค หรือ การจำลองเชิงพลศาสตร์ของของไหล ช่วยให้การจำลองความไม่เสถียรของการไหล ฟิสิกส์การชนของฝุ่น และวิธีการหลายระดับ (ตั้งแต่เม็ดฝุ่นขนาดย่อยมิลลิเมตรจนถึงดาวเคราะห์น้อยขนาดหลายกิโลเมตร) ดีขึ้น การผสานกับทรัพยากร HPC ขั้นสูงช่วยรวมปฏิสัมพันธ์ของเม็ดฝุ่นในระดับจุลภาคกับพฤติกรรมที่เกิดขึ้นของฝูงดาวเคราะห์น้อยทั้งหมด

9. สรุปและข้อคิดเห็นปิดท้าย

การสะสมของดาวเคราะห์น้อย เป็นหัวใจสำคัญของวิธีที่ “ฝุ่นจักรวาล” เปลี่ยนเป็นโลกที่จับต้องได้ ตั้งแต่การชนของฝุ่นในระดับจุลภาคจนถึงความไม่เสถียรของการไหลที่นำไปสู่การก่อตัวของวัตถุขนาดกิโลเมตร การก่อตัวของดาวเคราะห์น้อยนั้นทั้ง ซับซ้อน และ จำเป็น สำหรับการสร้างตัวอ่อนของดาวเคราะห์—และในที่สุดก็เป็นดาวเคราะห์ที่โตเต็มที่ การสังเกตแผ่นดิสก์ดาวเคราะห์และแผ่นดิสก์เศษซาก รวมถึงการเก็บตัวอย่างจากวัตถุขนาดเล็กในระบบสุริยะของเรา ยืนยันถึงการปะทะ การลอยตัว การยึดติด และการยุบตัวด้วยแรงโน้มถ่วงที่เกิดขึ้นอย่างยุ่งเหยิงในแต่ละขั้นตอน ตั้งแต่เม็ดฝุ่นไปจนถึงดาวเคราะห์น้อยและดาวเคราะห์อ่อน เผยให้เห็นการเคลื่อนไหวที่ประสานกันอย่างละเอียด (แม้จะมีความสุ่มเล็กน้อย) ของวัสดุภายใต้แรงโน้มถ่วง พลวัตวงโคจร และฟิสิกส์ของแผ่นดิสก์

ในการเชื่อมโยงกระบวนการเหล่านี้ เราเชื่อมโยงขนาดเล็กจิ๋วของการยึดติดของเม็ดฝุ่นในแผ่นดิสก์กับขนาดใหญ่ตระการตาของสถาปัตยกรรมวงโคจรในระบบดาวเคราะห์หลายดวง สำหรับโลกและดาวเคราะห์นอกระบบนับไม่ถ้วน ทุกอย่างเริ่มต้นจากก้อนฝุ่นเล็กๆ เหล่านี้ที่รวมตัวกัน—planetesimals—หว่านเมล็ดพันธุ์ของครอบครัวดาวเคราะห์ทั้งหมดที่ในเวลาต่อมาอาจรองรับชีวิตได้ด้วยเช่นกัน

เอกสารอ้างอิงและการอ่านเพิ่มเติม

Weidenschilling, S. J. (1977). “อากาศพลศาสตร์ของวัตถุแข็งในเนบิวลาสุริยะ.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 180, 57–70.
Blum, J., & Wurm, G. (2008). “กลไกการเติบโตของวัตถุขนาดใหญ่ในแผ่นดิสก์ต้นกำเนิดดาวเคราะห์.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 46, 21–56.
Johansen, A., et al. (2007). “การก่อตัวของดาวเคราะห์น้อยอย่างรวดเร็วในแผ่นดิสก์รอบดาวที่มีความปั่นป่วน.” Nature, 448, 1022–1025.
Lambrechts, M., & Johansen, A. (2012). “การเติบโตอย่างรวดเร็วของแกนยักษ์ก๊าซโดยการสะสมเม็ดกรวด.” Astronomy & Astrophysics, 544, A32.
Birnstiel, T., Fang, M., & Johansen, A. (2016). “วิวัฒนาการของฝุ่นและการก่อตัวของดาวเคราะห์น้อย.” Space Science Reviews, 205, 41–75.
Windmark, F., Birnstiel, T., Ormel, C. W., & Dullemond, C. P. (2012). “การทำลายอุปสรรคการเติบโตในการก่อตัวของดาวเคราะห์น้อย.” Astronomy & Astrophysics, 544, L16.
Morbidelli, A., Lunine, J. I., O’Brien, D. P., Raymond, S. N., & Walsh, K. J. (2012). “การสร้างดาวเคราะห์แข็ง.” Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 40, 251–275.

← บทความก่อนหน้า บทความถัดไป →

กลับไปด้านบน

กลับไปยังบล็อก

ประเทศ/ภูมิภาค

ภาษา