维基百科

吸积

在天文物理学中，吸积是指大质量物体透过其重力吸引更多物质（大多为气态物质）进入吸积盘，进而使粒子积聚的过程。[1][2]大多数天体，诸如星系、恒星与行星等，均是借由吸积的过程形成。

阿塔卡玛大型毫米及次毫米波阵列（ALMA）拍摄的金牛座HL原行星盘影像

简介 编辑

主张地球与其他类地行星均是由流星体构成的吸积模型，最早由奥托·施密特于1944年提出，并由威廉·麦克雷（英语：William McCrea (astronomer)）（1960）的原行星理论与迈克尔·沃尔夫森（英语：Michael Woolfson）的捕捉理论承继。[3] 1978年，安德鲁·普伦蒂斯（英语：Andrew Prentice）重拾最初拉普拉斯对于行星形成之想法，并发展出“近代拉普拉斯理论”。[3]上述理论均非完全成功，且许多学说仅是描述性的。

奥托·施密特于1944年提出的吸积模型在1969年被维克托·萨夫罗诺夫发展为定量描述之形式。[4] 他详细计算了类地行星形成的各个阶段。[5][6]自此，透过深入的数值模拟，此一模型在微行星形成之研究上获得发展。现今，恒星因星际气体的重力塌缩而形成的概念已被接受。在塌缩之前，这些气体最主要以分子云的形式存在，例如猎户座星云。随着分子云塌缩，位能减少，进而使其温度、动能均增加，角动量守恒确定分子云将形成一扁平圆盘—也就是吸积盘。

星系的吸积 编辑

更多信息：原星系

大霹雳后的数十万年后，宇宙已冷却到原子得以形成。随着宇宙持续膨胀并冷却，原子失去足够的动能，暗物质充分合成，进而形成原星系。星系随着进一步的吸积而形成。[7]非直接性的证据十分普遍。[7]星系借由碰撞合并（英语：Galaxy merger）成长，并使气体吸积得以平整、顺畅。吸积亦会于星系内部发生，并形成恒星。

恒星的吸积 编辑

主条目：原恒星
 
三裂星云的可见光（左）与红外线（右）影像。三裂星云位于射手座，距地球5400光年（1700秒差距），是一团巨大的气体和灰尘云，其内有恒星形成。

恒星被认为是在由低温氢分子构成，质量约为300,000 M☉，直径约65光年（20秒差距）的巨型分子云内部形成。[8][9]数百万年之后，巨型分子云容易发生塌缩并碎裂。[10]其产生的碎片接着形成小巧但致密的核，这些核最后将塌缩为恒星。[9]其质量范围为不足一倍太阳质量至数倍太阳质量，并且被称作原恒星（原太阳）星云。[8]其直径介于2000至20000天文单位（0.01至0.1秒差距），粒子密度约介于每10000至100000立方公分（16000至160000立方英寸）一个粒子。请将之与海平面处空气的粒子密度—每2.8×1019立方公分（4.6×1020立方英寸）一个分子—比较。[9][11]

质量与太阳相近的原星云，最初的塌缩约耗时100,000年。[8][9]一开始，每个星云都具有一定的角动量。星云中心的气体带有较少角动量，经历急速的压缩，形成一高温、达流体静力平衡的（非压缩的）核心，其内包含原本星云的一小部分质量。这个核“种下”了即将成为恒星的种子。[8]随着塌缩继续进行，根据角动量守恒，往内落入的包层将加速旋转，最终形成一圆盘状结构。

 
新生恒星 HH 46/47 的分子外流的红外线影像。若不使用此波段，此恒星将无法被观测到。

随着物质持续坠入圆盘，包层逐渐变得薄而透明，而可观测到年轻恒星体（young stellar object,YSO），最初可见于远红外线波段，而后来到可见光波段。[11]此时，原恒星开始融合生成氘。若原恒星的质量够大（大于80 MJ) ，氢融合将接续发生。相反的，若其质量过小，这些物体将成为棕矮星。[12]恒星的诞生约发生于塌缩开始后的100,000年。[8]此阶段的物体称为第一型原恒星，又被称作年轻金牛T星、经演化的原恒星、年轻恒星体等。此时，形成中的恒星已吸积其大部分质量；吸积盘与其他包层的总质量不超过中心YSO的百分之10至20。[11]

 
当双星系统中的小质量恒星进入膨胀阶段，其外气层可能落入另一个致密恒星，形成吸积盘。

在下一个阶段，包层被吸积盘聚集并完全消失，此时原恒星成为典型的金牛T星。[13]后者具有吸积盘并持续吸聚高温气体，此一现象可见于其光谱中的强放射谱线。前者不具有吸积盘。 典型金牛T星演化成为谱线强度较弱的金牛T星。[14]这大约发生于一百万年后。[8]环绕着一颗典型金牛T星的吸积盘之质量，约为该恒星本身质量的1–3%，且其约以每年10−7 至10−9 M☉的速率吸积物质。[15]与此同时，通常也会出现一对双极喷流。吸积可以解释各种金牛T星的古怪现象：光谱线的极大通量（最大可达其固有光度的100%）、磁性活动、测得光度的变动性与喷流等。[16]实际上，放射谱线形成于吸积气体碰撞到恒星的“表面”，这发生于其磁极附近。[16]喷流是吸积的副产物，带走多余的角动量。典型金牛T星的阶段约可维持一千万年。[8]这仅有少数例外，例如所谓的彼得潘吸积盘（英语：Peter Pan disk），其吸积时间超过二千万年。[17]吸积盘最后将因被吸入中心恒星、行星形成、被喷流射出、来自中心或周围恒星的紫外辐射造成的光致蒸发等而消失。[18]因此，这颗年轻的恒星将成为一颗谱线强度较弱的金牛T星（英语：Weak-lined T Tauri star）谱线强度较弱的金牛T星，并在数亿年之后，演化成为一颗类似太阳的普通恒星，其细节取决于恒星的初始质量。

行星的吸积 编辑

更多信息：原行星盘
 
原行星盘（中心含有一颗年轻恒星）的艺术家印象。

宇宙尘埃的自我吸积加速粒子坠入巨石尺寸的微行星。质量较大的小行星会吸积质量较小者，质量较小者则在碰撞中碎裂。吸积盘常见于较小恒星、密近双星的恒星残余物，或被物质环绕的黑洞（诸如位于星系中心的黑洞）等的周围。 环绕的气体损失角动量并坠入中心处的大质量物体的过程，仰赖于吸积盘中的某些动力，例如动态摩擦。在某些情况下，这可能由恒星表面核聚变（英语：stellar surface fusion）造成（参见邦迪吸积（英语：Bondi accretion））。

在类地行星或行星核（英语：planetary core）的形成过程中，我们考虑以下几个阶段。首先，当气体与灰尘颗粒碰撞，他们如同凡得瓦力和电磁作用力般，经由微观物理的过程凝聚，并形成毫米尺度的颗粒；于此阶段，积累的机制大体上是非重力的。[19]然而，微行星在公分至米尺度的形成尚未被完整了解，亦无具说服力的说法能解释为核这些颗粒会积聚而非直接反弹。[19]:341特别地，至今仍不清楚这些物体如何成为0.1至1公里（0.06至0.6英里）大小的微行星；[5][20]此一问题被称作“米尺度障碍”：[21][22] 当灰尘粒子凝集成长，它们获得了相对于附近其他粒子越来越大的相对速度与系统的向内漂移速度，并导致其发生破坏性的碰撞，也因此限制其凝聚不得超过某一最大尺寸。[23]华德(1996）提出当速度慢的颗粒发生碰撞，他们之间极小但非零的重力阻止其脱离。[19]:341 颗粒的碎片化亦被认为在补充微小颗粒、保持吸积盘厚度，甚至是使各种尺寸固体均维持一相对高的丰度上，均扮演重要角色。[23]

天文学家提出了许多机制，试图跨越“米尺度障碍”。 石块间可能形成区域性的聚集，接着受重力而塌缩成巨大小行星尺度的微行星。这些聚集可能因为气体吸积盘的结构而被动地发生，例如：在涡流中、于压力撞击处、在巨行星制造的缝隙边缘处、或在吸积盘的急流区域边缘。[24]抑或者，微粒可能在积聚过程中透过称为冲流不稳性（英语：streaming instability）的回馈机制扮演积极的角色。在冲流不稳性中，原行星吸积盘中固体与气体的交互作用将导致区域性的凝聚成长，新的微粒累积在小规模凝聚处，使其成为大质量的细丝。[24] 相反的，若灰尘凝聚形成的颗粒具高度渗透性，其成长可能持续直到其质量足以使其因自身引力而塌缩。这些物质的低密度使其能和气体保持高度连结，也因此避免了可能导致侵蚀或破碎的高速。[25]

颗粒间最终将相互黏附，形成尺寸与山相若（或更大）的物体，称作微行星。碰撞与微行星间的重力交互作用结合，在约十至一百万年后产生月球尺寸的行星胚胎原行星。 最终，在一千万至一亿年后，行星胚胎间相互碰撞，形成行星。[20]这些微行星的质量足够大，使得在计算其演化时，彼此间的重力交互作用足够显著而会被纳入考量。[5]受气体拖曳，其成长受益于绕行轨道的衰减，避免其在不同行星胚胎的轨道间“搁浅”。[26][27]更进一步的碰撞及积聚产生了类地行星或巨行星的核心。

若微行星因区域性石块凝集的重力塌缩而形成，这些石块的进一步吸积将主导微行星成长为行星胚胎及巨行星核心的过程。石块的吸积（英语：Pebble accretion）受益于向大质量物体加速时，物体感受到的气体拖曳。气体拖曳使石块速度减低至大质量物体的脱离速度以下，使其向该物体旋转而下并被其吸积。石块的吸积可能使行星的形成相较于微行星的吸积加速1000倍，使得巨行星能在气体吸积盘耗散前形成。[28][29] 然而，核心透过石块吸积的成长与天王星与海王星的最终质量和组成无法吻合。[30]

类地行星的形成与气体巨行星（又被称为类木行星）有所不同。组成类地行星的粒子由太阳系内部压密的金属及岩石组成。然而，类木行星起始于巨大而冰封的微行星，这些微行星自太阳星云捕捉氢与氦。[31] 此二类别微行星的区分乃根据太阳星云的冻线。[32]

小行星的吸积 编辑

 
球粒陨石中的球粒陨石颗粒。所示尺度为毫米尺度。

陨石内含有小行星起源与演化各阶段中，吸积、受撞击等的记录；然而，其吸积与成长的机制尚未被完全了解。[33]证据显示小行星的主要成长可能是球粒陨石受气体辅助而吸积的结果，这些陨石是毫米尺度的小球，在被吸积至其母小行星前以熔融（或部分熔融）的液滴形态存在于太空中。[33]在内太阳系，球粒陨石被发现在启动吸积上至关重要。[34]小行星的微小质量可能部分是因为2AU外球状陨石的形成不足，或是因为原恒星附近球状陨石的输送效率较低。[34]此外，撞击控制了小行星的形成与毁灭，并被认为在其地质演化上是一个主要影响因子。[34]

球粒陨石、金属颗粒与其他成分很可能于太阳星云中形成。 他们吸积在一起，形成母小行星。这些物体中的一部分接着熔化，形成金属核心与富含橄榄石的地幔；其他则发生水性的改变。[34]在小行星冷却后的45亿年内，他们将因撞击而被侵蚀，甚至瓦解。[35]

为使吸积得以发生，撞击速度约须小于其脱离速度的二倍，对于一个半径100公里（60英里）的小行星，其值约为140米/秒（460英尺/秒）。[34]小行星带的简易的吸积模型通常假设微米尺寸的灰尘颗粒相互黏附并落于星云的半平面，形成一灰尘的密集层；由于重力，此层被转换为公里尺寸微行星的吸积盘。然而，不少论述指出小行星可能并非以此方式吸积。[34]

彗星的吸积 编辑

 
小行星486958（天涯海角），一个位于库伯带的天体，其被认为能代表最初的原行星（行星由其成长而成）。

彗星，或其前身，形成于外太阳系，这可能发生在行星形成的数百万年前。[36]彗星形成的时间与方式备受争论，这对于太阳系形成、动力学与地质学都有清楚的含义。三维电脑模拟指出彗核上观测到的主要结构特征可以被微弱彗星成对的低速吸积所解释。[37][38] 现今较偏好的形成机制是星云假说，此机制认为彗星可能是最初原行星（行星由其成长而成）“组成部件”的残余物。[39][40][41]

天文学家认为彗星源自于欧特云与离散盘。[42] 离散盘形成于海王星向外迁移至原库伯带（此时其与太阳的距离近很多）时，并在其其尾流区留下动力稳定，可能永远不会被其轨道（库伯带性质）影响的物体，以及另一些近日点距离海王星够近，仍会在绕太阳行进时被海王星干扰的物体（离散盘）。由于离散盘及库伯带分别处于动力活跃与相对动力稳定的状态，现今离散盘被认为是周期性彗星最可能的起源处。[42]古典欧特云理论宣称欧特云，一个半径约50000 天文单位（0.24秒差距）的球，与太阳星云同时形成，并有时会在巨行星或恒星经过其附近造成重力干扰时，释出彗星至内太阳系。[43]这类彗星云可能已被见于螺旋星云。[44]

2015年，前往彗星丘留莫夫－格拉西缅科彗星的“罗塞塔”任务，确定了当太阳的热穿透其表层，将引发埋藏的冰的汽化（升华）。少部分产生的水蒸气可能自彗核脱离，但百分之80于其表面下的层中再次凝固。[45]这项观测暗示暴露于表层附近富含冰的薄层可能是彗星活动与演化的结果，且全体性的分层并不必然发生于彗星形成历史的早期。[45][46]尽管大多数科学家认为所有证据都显示彗核的结构是经前一世代较小的冰封微行星处理过的碎石堆[47] “罗塞塔”任务打消了彗星是截然不同的材料形成的“碎石堆”之想法。[48][49]

参见 编辑

参考 编辑

  1. ^ Science with the VLTI. European Southern Observatory. 2008-08-08 [2011-04-11]. （原始内容存档于2011-05-24）. 
  2. ^ Masters, Harris. Transcript of The Accretion of Galaxies and Stars. Prezi. 2010-08-26 [2016-01-08]. 
  3. ^ 3.0 3.1 Woolfson, M. M. The Solar System—its Origin and Evolution. Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society. March 1993, 34: 1–20. Bibcode:1993QJRAS..34....1W. 
    For details of Kant's position, see Palmquist, Stephen. Kant's Cosmogony Re-evaluated. Studies in History and Philosophy of Science. September 1987, 18 (3): 255–269. Bibcode:1987SHPS...18..255P. doi:10.1016/0039-3681(87)90021-5. 
  4. ^ Henbest, Nigel. 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. 1991-08-24 [2008-04-18]. （原始内容存档于2020-07-25）. 
  5. ^ 5.0 5.1 5.2 Papaloizou, John C. B.; Terquem, Caroline. Planet formation and migration (PDF). CERN. 2005-11-28 [2015-10-21]. （原始内容存档 (PDF)于2020-05-09）. 
  6. ^ Safronov, Viktor S. Evolution of the Protoplanetary Cloud and Formation of the Earth and the Planets. Jerusalem: Israel Program for Scientific Translations. 1972 [1969]. ISBN 0-7065-1225-1. hdl:2027/uc1.b4387676. NASA Technical Translation F-677. 
  7. ^ 7.0 7.1 Kereš, Dušan; Davé, Romeel; Fardal, Mark; Faucher-Giguere, C.-A.; Hernquist, Lars; et al. Gas Accretion in Galaxies (PDF). Massive Galaxies Over Cosmic Time 3. 8–10 November 2010. Tucson, Arizona. National Optical Astronomy Observatory. 2010 [2022-05-15]. （原始内容存档 (PDF)于2017-05-19）. 
  8. ^ 8.0 8.1 8.2 8.3 8.4 8.5 8.6 Montmerle, Thierry; Augereau, Jean-Charles; Chaussidon, Marc; Counelle, Mathieu; Marty, Bernard; et al. Solar System Formation and Early Evolution: the First 100 Million Years. Earth, Moon, and Planets. June 2006, 98 (1–4): 39–95. Bibcode:2006EM&P...98...39M. S2CID 120504344. doi:10.1007/s11038-006-9087-5. 
  9. ^ 9.0 9.1 9.2 9.3 Pudritz, Ralph E. Clustered Star Formation and the Origin of Stellar Masses. Science. January 2002, 295 (5552): 68–75. Bibcode:2002Sci...295...68P. PMID 11778037. S2CID 33585808. doi:10.1126/science.1068298. 
  10. ^ Clark, Paul C.; Bonnell, Ian A. The onset of collapse in turbulently supported molecular clouds. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. July 2005, 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. The initial conditions of star formation in the ρ Ophiuchi main cloud: wide-field millimeter continuum mapping. Astronomy and Astrophysics. August 1998, 336: 150–172. Bibcode:1998A&A...336..150M. 
  12. ^ Stahler, Steven W. Deuterium and the Stellar Birthline. The Astrophysical Journal. September 1988, 332: 804–825. Bibcode:1988ApJ...332..804S. doi:10.1086/166694. 
  13. ^ Mohanty, Subhanjoy; Jayawardhana, Ray; Basri, Gibor. The T Tauri Phase down to Nearly Planetary Masses: Echelle Spectra of 82 Very Low Mass Stars and Brown Dwarfs. The Astrophysical Journal. June 2005, 626 (1): 498–522. Bibcode:2005ApJ...626..498M. S2CID 8462683. arXiv:astro-ph/0502155  . doi:10.1086/429794. 
  14. ^ Martin, E. L.; Rebolo, R.; Magazzu, A.; Pavlenko, Ya. V. Pre-main sequence lithium burning. Astronomy and Astrophysics. February 1994, 282: 503–517. Bibcode:1994A&A...282..503M. arXiv:astro-ph/9308047  . 
  15. ^ Hartmann, Lee; Calvet, Nuria; Gullbring, Eric; D'Alessio, Paula. Accretion and the evolution of T Tauri disks. The Astrophysical Journal. March 1998, 495 (1): 385–400. Bibcode:1998ApJ...495..385H. doi:10.1086/305277  . 
  16. ^ 16.0 16.1 Muzerolle, James; Calvet, Nuria; Hartmann, Lee. Emission-line diagnostics of T Tauri magnetospheric accretion. II. Improved model tests and insights into accretion physics. The Astrophysical Journal. April 2001, 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. Peter Pan Disks: Long-lived Accretion Disks Around Young M Stars. The Astrophysical Journal. 2020-01-14, 890 (2): 106. Bibcode:2020ApJ...890..106S. S2CID 210718358. arXiv:2001.05030  . doi:10.3847/1538-4357/ab68e6. 
  18. ^ Adams, Fred C.; Hollenbach, David; Laughlin, Gregory; Gorti, Uma. Photoevaporation of circumstellar disks due to external far-ultraviolet radiation in stellar aggregates. The Astrophysical Journal. August 2004, 611 (1): 360–379. Bibcode:2004ApJ...611..360A. S2CID 16093937. arXiv:astro-ph/0404383  . doi:10.1086/421989. 
  19. ^ 19.0 19.1 19.2 Ward, William R. Planetary Accretion. ASP Conference Series. Completing the Inventory of the Solar System. 1996, 107: 337–361. Bibcode:1996ASPC..107..337W. 
  20. ^ 20.0 20.1 Chambers, John E. Planetary accretion in the inner Solar System. Earth and Planetary Science Letters. July 2004, 233 (3–4): 241–252. Bibcode:2004E&PSL.223..241C. doi:10.1016/j.epsl.2004.04.031. 
  21. ^ Küffmeier, Michael. What is the meter size barrier?. Astrobites. 2015-04-03 [2015-01-15]. （原始内容存档于2015-04-07）. 
  22. ^ Grishin, Evgeni; et al. Planet seeding through gas-assisted capture of interstellar objects. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. August 2019, 487 (3): 3324–3332. Bibcode:2019MNRAS.487.3324G. arXiv:1804.09716  . doi:10.1093/mnras/stz1505. 
  23. ^ 23.0 23.1 Birnstiel, T.; Dullemond, C. P.; Brauer, F. Dust retention in protoplanetary disks. Astronomy and Astrophysics. August 2009, 503 (1): L5–L8. Bibcode:2009A&A...503L...5B. S2CID 12932274. arXiv:0907.0985  . doi:10.1051/0004-6361/200912452. 
  24. ^ 24.0 24.1 Johansen, A.; Blum, J.; Tanaka, H.; Ormel, C.; Bizzarro, M.; Rickman, H. The Multifaceted Planetesimal Formation Process. Beuther, H.; Klessen, R. S.; Dullemond, C. P.; Henning, T. (编). Protostars and Planets VI. University of Arizona Press. 2014: 547–570. Bibcode:2014prpl.conf..547J. ISBN 978-0-8165-3124-0. S2CID 119300087. arXiv:1402.1344  . doi:10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch024. 
  25. ^ Johansen, A.; Jacquet, E.; Cuzzi, J. N.; Morbidelli, A.; Gounelle, M. New Paradigms For Asteroid Formation. Michel, P.; DeMeo, F.; Bottke, W. (编). Asteroids IV. Space Science Series. University of Arizona Press. 2015: 471. Bibcode:2015aste.book..471J. ISBN 978-0-8165-3213-1. S2CID 118709894. arXiv:1505.02941  . doi:10.2458/azu_uapress_9780816532131-ch025. 
  26. ^ Weidenschilling, S. J.; Spaute, D.; Davis, D. R.; Marzari, F.; Ohtsuki, K. Accretional Evolution of a Planetesimal Swarm. Icarus. August 1997, 128 (2): 429–455. Bibcode:1997Icar..128..429W. doi:10.1006/icar.1997.5747. 
  27. ^ Kary, David M.; Lissauer, Jack; Greenzweig, Yuval. Nebular Gas Drag and Planetary Accretion. Icarus. November 1993, 106 (1): 288–307. Bibcode:1993Icar..106..288K. doi:10.1006/icar.1993.1172. 
  28. ^ Lewin, Sarah. To Build a Gas Giant Planet, Just Add Pebbles. Space.com. 2015-08-19 [2015-11-22]. （原始内容存档于2023-02-23）. 
  29. ^ Lambrechts, M.; Johansen, A. Rapid growth of gas-giant cores by pebble accretion. Astronomy & Astrophysics. August 2012, 544: A32. Bibcode:2012A&A...544A..32L. S2CID 53961588. arXiv:1205.3030  . doi:10.1051/0004-6361/201219127. 
  30. ^ Helled, Ravit; Bodenheimer, Peter. The Formation of Uranus and Neptune: Challenges and Implications for Intermediate-mass Exoplanets. The Astrophysical Journal. July 2014, 789 (1). 69. Bibcode:2014ApJ...789...69H. S2CID 118878865. arXiv:1404.5018  . doi:10.1088/0004-637X/789/1/69. 
  31. ^ D'Angelo, Gennaro; Durisen, Richard H.; Lissauer, Jack J. Giant Planet Formation. Seager, Sara (编). Exoplanets. University of Arizona Press. December 2010: 319–346. Bibcode:2010exop.book..319D. ISBN 978-0-8165-2945-2. arXiv:1006.5486  . 
  32. ^ Bennett, Jeffrey; Donahue, Megan; Schneider, Nicholas; Voit, Mark. Formation of the Solar System. The Cosmic Perspective 7th. San Francisco: Pearson. 2014: 136–169. ISBN 978-0-321-89384-0. 
  33. ^ 33.0 33.1 Johansen, Anders. Growth of asteroids, planetary embryos, and Kuiper belt objects by chondrule accretion. Science Advances. April 2015, 1 (3): e1500109. Bibcode:2015SciA....1E0109J. PMC 4640629  . PMID 26601169. arXiv:1503.07347  . doi:10.1126/sciadv.1500109. 
  34. ^ 34.0 34.1 34.2 34.3 34.4 34.5 Scott, Edward R. D. Meteorite Evidence for the Accretion and Collisional Evolution of Asteroids (PDF). Bottke Jr., W. F.; Cellino, A.; Paolicchi, P.; Binzel, R. P. (编). Asteroids III. University of Arizona Press. 2002: 697–709 [2022-05-15]. Bibcode:2002aste.book..697S. ISBN 978-0-8165-2281-1. （原始内容存档 (PDF)于2021-06-27）. 
  35. ^ Shukolyukov, A.; Lugmair, G. W. Chronology of Asteroid Accretion and Differentiation (PDF). Bottke Jr., W. F.; Cellino, A.; Paolicchi, P.; Binzel, R. P. (编). Asteroids III. 2002: 687–695 [2022-05-15]. Bibcode:2002aste.book..687S. ISBN 978-0-8165-2281-1. （原始内容存档 (PDF)于2022-03-04）. 
  36. ^ How comets were assembled. University of Bern, via Phys.org. 2015-05-29 [2016-01-08]. （原始内容存档于2023-03-12）. 
  37. ^ Jutzi, M.; Asphaug, E. The shape and structure of cometary nuclei as a result of low-velocity accretion. Science. June 2015, 348 (6241): 1355–1358. Bibcode:2015Sci...348.1355J. PMID 26022415. S2CID 36638785. doi:10.1126/science.aaa4747. 
  38. ^ Weidenschilling, S. J. The Origin of Comets in the Solar Nebula: A Unified Model. Icarus. June 1997, 127 (2): 290–306. Bibcode:1997Icar..127..290W. doi:10.1006/icar.1997.5712. 
  39. ^ Choi, Charles Q. Comets: Facts About The 'Dirty Snowballs' of Space. Space.com. 2014-11-15 [2016-01-08]. （原始内容存档于2021-09-22）. 
  40. ^ Nuth, Joseph A.; Hill, Hugh G. M.; Kletetschka, Gunther. Determining the ages of comets from the fraction of crystalline dust. Nature. 2000-07-20, 406 (6793): 275–276. Bibcode:2000Natur.406..275N. PMID 10917522. S2CID 4430764. doi:10.1038/35018516. 
  41. ^ How Asteroids and Comets Formed. Science Clarified. [2016-01-16]. （原始内容存档于2023-02-05）. 
  42. ^ 42.0 42.1 Levison, Harold F.; Donnes, Luke. Comet Populations and Cometary Dynamics. McFadden, Lucy-Ann Adams; Weissman, Paul Robert; Johnson, Torrence V. (编). Encyclopedia of the Solar System 2nd. Amsterdam: Academic Press. 2007: 575–588. ISBN 978-0-12-088589-3. 
  43. ^ Greenberg, Richard. The Origin of Comets among the Accreting Outer Planets. Carusi, Andrea; Valsecchi, Giovanni B. (编). Dynamics of Comets: Their Origin and Evolution. Astrophysics and Space Science Library, Volume 115 115. Springer Netherlands. 1985: 3–10. Bibcode:1985ASSL..115....3G. ISBN 978-94-010-8884-8. doi:10.1007/978-94-009-5400-7_1. 
  44. ^ Evaporation and Accretion of Extrasolar Comets Following White Dwarf Kicks. Cornell University Department of Astronomy. 2014 [2016-01-22]. （原始内容存档于2018-06-17）. 
  45. ^ 45.0 45.1 Filacchione, Gianrico; Capaccioni, Fabrizio; Taylor, Matt; Bauer, Markus. Exposed ice on Rosetta's comet confirmed as water (新闻稿). European Space Agency. 2016-01-13 [2016-01-14]. （原始内容存档于2016-01-18）. 
  46. ^ Filacchione, G.; de Sanctis, M. C.; Capaccioni, F.; Raponi, A.; Tosi, F.; et al. Exposed water ice on the nucleus of comet 67P/Churyumov–Gerasimenko. Nature. 2016-01-13, 529 (7586): 368–372. Bibcode:2016Natur.529..368F. PMID 26760209. S2CID 4446724. doi:10.1038/nature16190. 
  47. ^ Krishna Swamy, K. S. Physics of Comets. World Scientific Series in Astronomy and Astrophysics, Volume 2 2nd. World Scientific. May 1997: 364. ISBN 981-02-2632-2. 
  48. ^ Khan, Amina. After a bounce, Rosetta. Los Angeles Times. 2015-07-31 [2016-01-22]. （原始内容存档于2018-11-06）. 
  49. ^ Rosetta's frequently asked questions. European Space Agency. 2015 [2016-01-22]. （原始内容存档于2012-12-17）. 
取自“https://zh.wikipedia.org/w/index.php?title=吸积&oldid=76377179”