• logo

การก่อตัวและวิวัฒนาการของระบบสุริยะ

การก่อตัวและวิวัฒนาการของระบบสุริยะเริ่มประมาณ 4.5 พันล้านปีที่ผ่านมากับการล่มสลายแรงโน้มถ่วงของส่วนเล็ก ๆ ของยักษ์เมฆโมเลกุล [1]ส่วนใหญ่ของมวลยุบเก็บรวบรวมในศูนย์รูปดวงอาทิตย์ในขณะที่เหลือบี้เป็นดิสก์ก่อกำเนิดจากที่ดาวเคราะห์ , ดวงจันทร์ , ดาวเคราะห์น้อยและอื่น ๆ ที่มีขนาดเล็กระบบสุริยะเกิดขึ้น

ความคิดของศิลปินเกี่ยวกับ ดิสก์ก่อกำเนิดดาวเคราะห์

รุ่นนี้เป็นที่รู้จักสมมติฐาน nebularได้รับการพัฒนาครั้งแรกในศตวรรษที่ 18 โดยมานูเอลสวีเดน , จิตวิทยาและPierre-Simon Laplace การพัฒนาต่อมามันมีการผสมผสานความหลากหลายของสาขาวิชาทางวิทยาศาสตร์รวมทั้งดาราศาสตร์ , เคมี , ธรณีวิทยา , ฟิสิกส์และวิทยาศาสตร์ดาวเคราะห์ นับตั้งแต่ยุคเริ่มต้นของยุคอวกาศในทศวรรษ 1950 และการค้นพบดาวเคราะห์นอกระบบในปี 1990 แบบจำลองนี้ได้รับการท้าทายและขัดเกลาเพื่อพิจารณาการสังเกตการณ์ครั้งใหม่

ระบบสุริยะมีวิวัฒนาการอย่างมากตั้งแต่เริ่มก่อตัว ดวงจันทร์หลายดวงก่อตัวขึ้นจากจานกลมของก๊าซและฝุ่นที่โคจรรอบดาวเคราะห์แม่ ขณะที่ดวงจันทร์อื่นๆ คิดว่าก่อตัวขึ้นอย่างอิสระและต่อมาถูกดาวเคราะห์ของพวกมันจับ อื่น ๆ ยังคงเช่นของโลกดวงจันทร์อาจจะเป็นผลมาจากการชนยักษ์ การชนกันระหว่างวัตถุต่างๆ เกิดขึ้นอย่างต่อเนื่องจนถึงปัจจุบัน และเป็นหัวใจสำคัญของวิวัฒนาการของระบบสุริยะ ตำแหน่งของดาวเคราะห์อาจเปลี่ยนไปเนื่องจากปฏิสัมพันธ์ของแรงโน้มถ่วง [2]นี้การย้ายถิ่นของดาวเคราะห์ตอนนี้คิดว่าจะได้รับความรับผิดชอบมากของวิวัฒนาการต้นระบบสุริยะ

ในประมาณ 5 พันล้านปีดวงอาทิตย์จะเย็นและขยายออกไปหลายครั้งขนาดเส้นผ่านศูนย์กลางของปัจจุบัน (กลายเป็นสีแดงขนาดยักษ์ ) ก่อนที่หล่อออกชั้นนอกที่เป็นเนบิวลาดาวเคราะห์และหลังออกจากส่วนที่เหลือเป็นตัวเอกที่รู้จักกันเป็นดาวแคระขาว ในอนาคตอันไกลโพ้น แรงโน้มถ่วงของดาวฤกษ์ที่เคลื่อนผ่านจะค่อยๆ ลดจำนวนบริวารของดาวเคราะห์ของดวงอาทิตย์ลง ดาวเคราะห์บางคนจะถูกทำลายคนอื่น ๆ พุ่งออกมาเข้าไปในอวกาศระหว่างดวงดาว ในท้ายที่สุด ตลอดระยะเวลาหลายหมื่นล้านปี มีแนวโน้มว่าดวงอาทิตย์จะไม่เหลือวัตถุดั้งเดิมใดๆ ที่โคจรรอบมัน [3]

ประวัติศาสตร์

ปิแอร์-ไซมอน ลาปลาซหนึ่งในผู้ตั้งสมมติฐานเนบิวลา

แนวความคิดเกี่ยวกับกำเนิดและชะตากรรมของโลกมีขึ้นตั้งแต่งานเขียนที่รู้จักกันในสมัยก่อน อย่างไรก็ตาม เกือบตลอดเวลานั้นไม่มีความพยายามที่จะเชื่อมโยงทฤษฎีดังกล่าวกับการมีอยู่ของ "ระบบสุริยะ" เพียงเพราะโดยทั่วไปไม่คิดว่าระบบสุริยะในความหมายที่เราเข้าใจในตอนนี้มีอยู่จริง ขั้นตอนแรกสู่ทฤษฎีการก่อตัวและวิวัฒนาการของระบบสุริยะคือการยอมรับโดยทั่วไปของheliocentrismซึ่งทำให้ดวงอาทิตย์เป็นศูนย์กลางของระบบและโลกโคจรรอบดวงอาทิตย์ แนวคิดนี้พัฒนาขึ้นมาเป็นเวลานับพันปี ( Aristarchus of Samosได้แนะนำไว้ตั้งแต่ 250 ปีก่อนคริสตกาล) แต่ไม่ได้รับการยอมรับอย่างกว้างขวางจนถึงปลายศตวรรษที่ 17 บันทึกการใช้คำว่า "ระบบสุริยะ" ครั้งแรกตั้งแต่ปี 1704 [4]

ทฤษฎีมาตรฐานในปัจจุบันสำหรับการก่อตัวของระบบสุริยะ สมมติฐานเนบิวลาได้รับความนิยมและไม่เป็นที่พอใจตั้งแต่การกำหนดโดยEmanuel Swedenborg , Immanuel KantและPierre-Simon Laplaceในศตวรรษที่ 18 การวิพากษ์วิจารณ์สมมติฐานที่สำคัญที่สุดคือการไม่สามารถอธิบายการขาดโมเมนตัมเชิงมุมสัมพัทธ์ของดวงอาทิตย์เมื่อเปรียบเทียบกับดาวเคราะห์ [5]อย่างไรก็ตาม ตั้งแต่ต้นทศวรรษ 1980 การศึกษาเกี่ยวกับดาวอายุน้อยได้แสดงให้เห็นแล้วว่าพวกมันถูกล้อมรอบด้วยแผ่นฝุ่นและก๊าซที่เย็นจัด ตรงตามที่สมมติฐานของเนบิวลาทำนายไว้ ซึ่งนำไปสู่การยอมรับอีกครั้ง [6]

การทำความเข้าใจว่าดวงอาทิตย์มีวิวัฒนาการต่อไปอย่างไร จำเป็นต้องมีความเข้าใจในแหล่งที่มาของพลังงาน อาร์เธอร์สแตนลี่ย์ Eddington 'ยืนยันของAlbert Einstein ' s ทฤษฎีสัมพัทธนำไปสู่การตระหนักว่าพลังงานของดวงอาทิตย์มาจากนิวเคลียร์ฟิวชันปฏิกิริยาในหลักของการหลอมรวมไฮโดรเจนเป็นฮีเลียม [7]ในปี 1935 เอดดิงตันไปไกลกว่านั้นและเสนอว่าองค์ประกอบอื่นๆ อาจก่อตัวขึ้นภายในดวงดาว [8] Fred Hoyle อธิบายเพิ่มเติมเกี่ยวกับสมมติฐานนี้โดยให้เหตุผลว่าดาวฤกษ์ที่วิวัฒนาการเรียกว่าดาวยักษ์แดง สร้างองค์ประกอบหลายอย่างที่หนักกว่าไฮโดรเจนและฮีเลียมในแกนของพวกมัน เมื่อดาวยักษ์แดงหลุดออกจากชั้นนอกสุด องค์ประกอบเหล่านี้จะถูกนำกลับมาใช้ใหม่เพื่อสร้างระบบดาวดวงอื่น [8]

รูปแบบ

เนบิวลาพรีโซลาร์

สมมติฐาน nebular บอกว่าระบบสุริยะเกิดขึ้นจากการล่มสลายของแรงโน้มถ่วงของส่วนของยักษ์เมฆโมเลกุล [9]เมฆมีขนาดประมาณ 20  พาร์เซก (65 ปีแสง) [9]ในขณะที่ชิ้นส่วนนั้นมีขนาดประมาณ 1 พาร์เซก (สามและหนึ่งในสี่ปีแสง ) [10]การยุบตัวต่อไปของชิ้นส่วนนำไปสู่การก่อตัวของแกนหนาแน่น 0.01–0.1 พาร์เซก (2,000–20,000  AU ) ในขนาด [a] [9] [11]หนึ่งในชิ้นส่วนที่ยุบตัวเหล่านี้ (เรียกว่าเนบิวลาพรีโซลาร์) ก่อตัวสิ่งที่กลายเป็นระบบสุริยะ [12]องค์ประกอบของบริเวณนี้มีมวลมากกว่าดวงอาทิตย์ ( M ☉ ) ใกล้เคียงกับดวงอาทิตย์ในปัจจุบัน โดยมีไฮโดรเจนพร้อมด้วยฮีเลียมและปริมาณลิเธียมที่ผลิตขึ้นจากการสังเคราะห์นิวคลีโอสสังเคราะห์ของบิกแบงประมาณ 98% ของมวลสาร ส่วนที่เหลืออีก 2% ของมวลประกอบด้วยองค์ประกอบที่หนักกว่าซึ่งเกิดจากการสังเคราะห์นิวเคลียสในดาวฤกษ์รุ่นก่อนๆ [13]ในช่วงชีวิตของดาวเหล่านี้พวกเขาถูกขับออกมาธาตุที่หนักเข้าไปในดวงดาวกลาง [14]

ภาพฮับเบิลของจานก่อกำเนิดดาวเคราะห์ใน เนบิวลานายพรานซึ่งเป็น "เรือนเพาะชำดาว" ที่มีความกว้างปีแสง ซึ่งน่าจะคล้ายกับเนบิวลายุคแรกเริ่มที่ดวงอาทิตย์ก่อตัวขึ้นมาก

การรวมตัวที่เก่าแก่ที่สุดที่พบในอุกกาบาตซึ่งคาดว่าจะติดตามวัสดุแข็งชนิดแรกที่ก่อตัวในเนบิวลาก่อนสุริยะนั้นมีอายุ 4568.2 ล้านปี ซึ่งเป็นหนึ่งในคำจำกัดความของอายุของระบบสุริยะ [1]การศึกษาอุกกาบาตโบราณเผยให้เห็นร่องรอยของนิวเคลียสลูกสาวที่เสถียรของไอโซโทปอายุสั้น เช่นเหล็ก-60ซึ่งก่อตัวในดาวฤกษ์อายุสั้นที่ระเบิดได้เท่านั้น สิ่งนี้บ่งชี้ว่ามีมหานวดาราอย่างน้อยหนึ่งเกิดในบริเวณใกล้เคียง คลื่นกระแทกจากซูเปอร์โนวาอาจจะมีการหารือการก่อตัวของดวงอาทิตย์โดยการสร้างภูมิภาคค่อนข้างหนาแน่นภายในเมฆที่ก่อให้เกิดภูมิภาคเหล่านี้สู่การล่มสลาย [15]เพราะเพียงใหญ่ดาวอายุสั้นผลิตซูเปอร์โนวาดวงอาทิตย์ต้องเกิดขึ้นในพื้นที่ก่อตัวดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ที่ผลิตดาวขนาดใหญ่อาจจะคล้ายกับเนบิวลานายพราน [16] [17]การศึกษาโครงสร้างของแถบไคเปอร์และวัสดุผิดปกติภายในนั้นชี้ให้เห็นว่าดวงอาทิตย์ก่อตัวขึ้นภายในกระจุกดาว 1,000 ถึง 10,000 ดวงที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางระหว่าง 6.5 ถึง 19.5 ปีแสงและมีมวลรวม 3,000  เอ็ม ☉ . กลุ่มนี้เริ่มแตกออกจากกันระหว่าง 135 ล้านถึง 535 ล้านปีหลังจากการก่อตัว [18] [19]การจำลองหลายครั้งของดวงอาทิตย์อายุน้อยของเราซึ่งมีปฏิสัมพันธ์กับดาวฤกษ์ที่โคจรใกล้ในช่วง 100 ล้านปีแรกของชีวิตทำให้เกิดวงโคจรผิดปกติที่สังเกตได้ในระบบสุริยะชั้นนอก เช่นวัตถุที่แยกออกจากกัน (20)

เนื่องจากการอนุรักษ์โมเมนตัมเชิงมุมเนบิวลาจึงหมุนเร็วขึ้นเมื่อยุบตัวลง เป็นวัสดุที่อยู่ภายในเนบิวลาข้นอะตอมภายในมันเริ่มที่จะชนกับความถี่ที่เพิ่มขึ้น, การแปลงของพวกเขาพลังงานจลน์เข้าไปในความร้อน ศูนย์กลางซึ่งมวลส่วนใหญ่รวบรวมได้เริ่มร้อนขึ้นกว่าแผ่นดิสก์โดยรอบ [10]กว่า 100,000 ปีที่ผ่านมา[9]แรงดึงดูดที่แข่งขันกันของแรงโน้มถ่วง ความดันก๊าซ สนามแม่เหล็ก และการหมุนรอบ ทำให้เนบิวลาที่หดตัวนั้นแบนราบเป็นจานก่อกำเนิดดาวเคราะห์ที่หมุนอยู่ซึ่งมีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 200 AU [10]และก่อตัวเป็นความร้อน , โปรโตสตาร์หนาแน่น(ดาวฤกษ์ที่ยังไม่เริ่มต้นการหลอมไฮโดรเจน) ที่จุดศูนย์กลาง [21]

ณ จุดนี้ในของวิวัฒนาการของดวงอาทิตย์เป็นความคิดที่ได้รับดาว T Tauri [22]การศึกษาของดาว T Tauri แสดงให้เห็นว่าพวกมันมักจะมาพร้อมกับจานของสสารก่อนดาวเคราะห์ที่มีมวล 0.001–0.1  M ☉ . [23]แผ่นเหล่านี้ขยายไปถึงหลายร้อย  AU — กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลได้สำรวจจานก่อกำเนิดดาวเคราะห์ที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางสูงถึง 1,000 AU ในบริเวณที่เกิดดาวเช่น เนบิวลานายพราน[24] — และค่อนข้างเย็น โดยมีอุณหภูมิพื้นผิวถึง เพียงประมาณ 1,000 K (730 °C; 1,340 °F) ที่อุณหภูมิร้อนที่สุด [25]ภายใน 50 ล้านปีที่ผ่านมาอุณหภูมิและความดันที่เป็นแกนหลักของดวงอาทิตย์กลายเป็นเพื่อที่ดีไฮโดรเจนเริ่มฟิวส์สร้างแหล่งภายในของพลังงานที่โต้หดตัวแรงโน้มถ่วงจนสภาวะสมดุลอุทกสถิตก็ประสบความสำเร็จ [26]ครั้งนี้เป็นรายการของดวงอาทิตย์เข้าสู่ขั้นตอนที่สำคัญของชีวิตของมันเป็นที่รู้จักลำดับหลัก ดาวฤกษ์ที่มีลำดับหลักได้รับพลังงานจากการหลอมไฮโดรเจนเป็นฮีเลียมในแกนกลางของพวกมัน ดวงอาทิตย์ยังคงเป็นดาวฤกษ์ลำดับหลักในปัจจุบัน [27]ในขณะที่ระบบสุริยะยุคแรกยังคงมีวิวัฒนาการ ในที่สุดก็หลุดจากพี่น้องในเรือนเพาะชำดาวฤกษ์ และโคจรรอบศูนย์กลางของทางช้างเผือกต่อไปด้วยตัวของมันเอง

การก่อตัวของดาวเคราะห์

คาดว่าดาวเคราะห์ต่างๆ ก่อตัวขึ้นจากเนบิวลาสุริยะ ซึ่งเป็นเมฆก๊าซและฝุ่นที่มีรูปร่างเป็นจานกลมที่หลงเหลือจากการก่อตัวของดวงอาทิตย์ [28]วิธีการที่เป็นที่ยอมรับในปัจจุบันโดยที่ดาวเคราะห์ก่อตัวขึ้นคือการเพิ่มขึ้นซึ่งดาวเคราะห์เริ่มเป็นเม็ดฝุ่นในวงโคจรรอบดาวฤกษ์กลาง ด้วยการสัมผัสโดยตรงและการจัดระเบียบตัวเองเมล็ดธัญพืชเหล่านี้จะก่อตัวเป็นกระจุกที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางสูงสุด 200 ม. (660 ฟุต) ซึ่งจะชนกันเพื่อสร้างวัตถุขนาดใหญ่ขึ้น ( ดาวเคราะห์ ) ที่มีขนาดประมาณ 10 กม. (6.2 ไมล์) สิ่งเหล่านี้ค่อยๆ เพิ่มขึ้นจากการชนกันครั้งต่อๆ ไป โดยเพิ่มขึ้นในอัตราเซนติเมตรต่อปีในช่วงสองสามล้านปีข้างหน้า [29]

ระบบสุริยะภูมิภาคของระบบสุริยะภายใน 4 AU ที่ถูกเกินไปอบอุ่นโมเลกุลระเหยเช่นน้ำและก๊าซมีเทนรวมตัวเพื่อดาวเคราะห์ที่เกิดขึ้นมีเพียงสามารถฟอร์มจากสารประกอบที่มีจุดหลอมเหลวสูงเช่นโลหะ (เช่นเหล็ก , นิกเกิลและอลูมิเนียม ) และหินซิลิเกต เหล่านี้ร่างกายของหินจะกลายเป็นดาวเคราะห์ ( ดาวพุธ , ดาวศุกร์ , โลกและดาวอังคาร ) สารประกอบเหล่านี้ค่อนข้างหายากในจักรวาล ซึ่งมีมวลเพียง 0.6% ของมวลของเนบิวลา ดังนั้นดาวเคราะห์ภาคพื้นดินจึงไม่สามารถเติบโตได้มาก [10]เอ็มบริโอบนบกเติบโตประมาณ 0.05 มวลโลก ( M ⊕ ) และหยุดสะสมสสารประมาณ 100,000 ปีหลังจากการก่อตัวของดวงอาทิตย์ การชนกันและการควบรวมกิจการระหว่างวัตถุขนาดเท่าดาวเคราะห์เหล่านี้ทำให้ดาวเคราะห์ภาคพื้นดินเติบโตจนมีขนาดเท่าปัจจุบันได้ (ดูดาวเคราะห์ภาคพื้นดินด้านล่าง) [30]

เมื่อดาวเคราะห์ภาคพื้นดินก่อตัวขึ้น พวกเขายังคงจมอยู่ในจานก๊าซและฝุ่น ก๊าซได้รับการสนับสนุนบางส่วนจากแรงดัน ดังนั้นจึงไม่ได้โคจรรอบดวงอาทิตย์เร็วเท่ากับดาวเคราะห์ ส่งผลให้การลากและที่สำคัญกว่าปฏิสัมพันธ์แรงโน้มถ่วงด้วยวัสดุโดยรอบที่เกิดจากการถ่ายโอนของโมเมนตัมเชิงมุมและเป็นผลดาวเคราะห์ค่อยๆย้ายไปยังวงโคจรใหม่ แบบจำลองแสดงให้เห็นว่าความหนาแน่นและอุณหภูมิแปรผันในดิสก์ควบคุมอัตราการย้ายถิ่น[31] [32]แต่แนวโน้มสุทธิสำหรับดาวเคราะห์ชั้นในจะอพยพเข้าด้านในเมื่อดิสก์สลายตัว ปล่อยให้ดาวเคราะห์อยู่ในวงโคจรปัจจุบัน [33]

ดาวเคราะห์ยักษ์ ( ดาวพฤหัสบดี , ดาวเสาร์ , ดาวยูเรนัสและดาวเนปจูน ) รูปแบบที่ออกเพิ่มเติมนอกเหนือจากบรรทัดน้ำค้างแข็งซึ่งเป็นจุดระหว่างวงโคจรของดาวอังคารและดาวพฤหัสบดีที่วัสดุที่เป็นพอเย็นสำหรับสารระเหยน้ำแข็งจะยังคงเป็นของแข็ง น้ำแข็งที่ก่อตัวเป็นดาวเคราะห์ Jovian มีปริมาณมากกว่าโลหะและซิลิเกตที่สร้างดาวเคราะห์ภาคพื้นดิน ทำให้ดาวเคราะห์ขนาดยักษ์มีมวลมากพอที่จะจับไฮโดรเจนและฮีเลียม ซึ่งเป็นองค์ประกอบที่เบาที่สุดและอุดมสมบูรณ์ที่สุด [10]ดาวเคราะห์ที่อยู่เหนือแนวน้ำแข็งสะสมได้ถึง 4  ล้าน⊕ภายในเวลาประมาณ 3 ล้านปี [30]วันนี้ ดาวเคราะห์ยักษ์สี่ดวงประกอบด้วยมวลน้อยกว่า 99% ของมวลทั้งหมดที่โคจรรอบดวงอาทิตย์ [b]นักทฤษฎีเชื่อว่าไม่ใช่เหตุบังเอิญที่ดาวพฤหัสบดีอยู่เหนือเส้นเยือกแข็ง เนื่องจากแนวน้ำแข็งสะสมน้ำปริมาณมากผ่านการระเหยจากวัสดุที่เป็นน้ำแข็งที่ตกลงมา มันจึงสร้างบริเวณที่มีแรงดันต่ำซึ่งเพิ่มความเร็วของอนุภาคฝุ่นที่โคจรรอบดวงอาทิตย์และหยุดการเคลื่อนที่เข้าหาดวงอาทิตย์ ผลที่ตามมา เส้นน้ำแข็งทำหน้าที่เป็นสิ่งกีดขวางที่ทำให้วัสดุสะสมอย่างรวดเร็วที่ ~5 AU จากดวงอาทิตย์ นี้วัสดุที่เป็นส่วนเกินรวมตัวกันเป็นตัวอ่อนที่มีขนาดใหญ่ (หรือหลัก) ในการสั่งซื้อ 10  M ⊕ซึ่งเริ่มที่จะสะสมซองจดหมายผ่านทางเพิ่มของก๊าซจากแผ่นดิสก์โดยรอบในอัตราที่เพิ่มมากขึ้น [34] [35]เมื่อมวลซองกลายเท่ากับมวลแกนของแข็งการเจริญเติบโตดำเนินการอย่างรวดเร็วมากถึงประมาณ 150 เท่าของมวลโลก ~ 10 5  ปีหลังจากนั้นและในที่สุดก็ออกเครื่องประดับที่ 318  M ⊕ [36]ดาวเสาร์อาจเป็นหนี้มวลที่ต่ำกว่ามากเพียงเพราะก่อตัวขึ้นไม่กี่ล้านปีหลังจากดาวพฤหัสบดี เมื่อมีก๊าซให้บริโภคน้อยลง [30] [37]

ดาว T Tauri เช่นดวงอาทิตย์อายุน้อยมีลมของดาวฤกษ์ที่แรงกว่าดาวฤกษ์ที่มีอายุมากกว่าที่เสถียรกว่า คาดว่าดาวยูเรนัสและเนปจูนก่อตัวขึ้นหลังจากดาวพฤหัสบดีและดาวเสาร์เกิดขึ้นเมื่อลมสุริยะที่พัดแรงพัดวัสดุดิสก์ส่วนใหญ่พัดไป เป็นผลให้ดาวเคราะห์เหล่านั้นสะสมไฮโดรเจนน้อยและฮีเลียมไม่เกิน 1  M ⊕แต่ละ ดาวยูเรนัสและเนปจูนบางครั้งเรียกว่าแกนที่ล้มเหลว [38]ปัญหาหลักของทฤษฎีการก่อตัวสำหรับดาวเคราะห์เหล่านี้คือช่วงเวลาของการก่อตัว ในสถานที่ปัจจุบัน จะใช้เวลาหลายล้านปีกว่าที่แกนกลางของพวกมันจะเติบโต [37]ซึ่งหมายความว่าดาวยูเรนัสและดาวเนปจูนอาจก่อตัวเข้าใกล้ดวงอาทิตย์มากขึ้น—ใกล้หรือกระทั่งระหว่างดาวพฤหัสบดีกับดาวเสาร์—และต่อมาอพยพหรือถูกขับออกไปด้านนอก (ดูการอพยพของดาวเคราะห์ด้านล่าง) [38] [39] การเคลื่อนที่ในยุคดาวเคราะห์ไม่ใช่ทั้งหมดภายในสู่ดวงอาทิตย์; การส่งคืนตัวอย่างละอองดาวจากดาวหางไวลด์ 2ได้แนะนำว่าวัสดุจากการก่อตัวของระบบสุริยะในช่วงแรกนั้นอพยพจากระบบสุริยะชั้นในที่อุ่นกว่าไปยังบริเวณแถบไคเปอร์ [40]

หลังจากสามถึงสิบล้านปี[30]ลมสุริยะของดวงอาทิตย์อายุน้อยจะกำจัดก๊าซและฝุ่นทั้งหมดในจานก่อกำเนิดดาวเคราะห์ พัดมันเข้าไปในอวกาศระหว่างดวงดาว ซึ่งเป็นการสิ้นสุดการเติบโตของดาวเคราะห์ [41] [42]

วิวัฒนาการที่ตามมา

เดิมทีดาวเคราะห์คิดว่าก่อตัวขึ้นในหรือใกล้วงโคจรปัจจุบัน สิ่งนี้ถูกตั้งคำถามในช่วง 20 ปีที่ผ่านมา ในปัจจุบัน นักวิทยาศาสตร์ดาวเคราะห์หลายคนคิดว่าระบบสุริยะอาจดูแตกต่างไปมากหลังจากการก่อตัวครั้งแรกของมัน วัตถุหลายชิ้นที่มีมวลอย่างน้อยเท่ากับดาวพุธมีอยู่ในระบบสุริยะชั้นใน ระบบสุริยะชั้นนอกมีขนาดกะทัดรัดกว่าที่เป็นอยู่ในขณะนี้ และแถบไคเปอร์เป็นมากใกล้กับดวงอาทิตย์ [43]

ดาวเคราะห์นอกระบบ

ในตอนท้ายของยุคการก่อตัวของดาวเคราะห์ระบบสุริยะเป็นประชากร 50-100 Moon- ไปยังดาวอังคารขนาดตัวอ่อนของดาวเคราะห์ [44] [45]การเติบโตต่อไปเป็นไปได้เพียงเพราะร่างกายเหล่านี้ชนกันและรวมกันซึ่งใช้เวลาน้อยกว่า 100 ล้านปี วัตถุเหล่านี้จะมีปฏิสัมพันธ์กับแรงโน้มถ่วงซึ่งกันและกัน โดยดึงวงโคจรของกันและกันจนชนกัน ขยายใหญ่ขึ้นจนดาวเคราะห์สี่ดวงที่เรารู้จักในปัจจุบันกลายเป็นรูปเป็นร่างขึ้น [30]คาดว่าการชนกันครั้งใหญ่ครั้งหนึ่งได้ก่อตัวเป็นดวงจันทร์ (ดูดวงจันทร์ด้านล่าง) ในขณะที่อีกดวงหนึ่งดึงเปลือกนอกของดาวพุธอายุน้อยออก [46]

ปัญหาที่แก้ไขไม่ได้ประการหนึ่งของแบบจำลองนี้คือ มันไม่สามารถอธิบายได้ว่าวงโคจรเริ่มต้นของดาวเคราะห์ก่อนโลกจะโคจรอย่างไร ซึ่งจะต้องมีความผิดปกติอย่างมากในการชนกัน ทำให้เกิดโคจรที่เสถียรและเกือบจะเป็นวงกลมอย่างน่าทึ่งที่พวกมันมีอยู่ในปัจจุบัน [44]สมมติฐานหนึ่งสำหรับ "การทิ้งความเยื้องศูนย์" นี้คือภาคพื้นดินที่ก่อตัวในจานก๊าซที่ดวงอาทิตย์ยังไม่ถูกขับออก " แรงโน้มถ่วง " ของก๊าซที่เหลือนี้จะทำให้พลังงานของดาวเคราะห์ลดลงในที่สุด และทำให้วงโคจรของพวกมันเรียบขึ้น [45]อย่างไรก็ตาม ก๊าซดังกล่าว หากมีอยู่ จะป้องกันไม่ให้วงโคจรของดาวเคราะห์ภาคพื้นดินกลายเป็นสิ่งผิดปกติตั้งแต่แรก [30]อีกสมมติฐานหนึ่งก็คือว่าแรงโน้มถ่วงไม่ได้เกิดขึ้นระหว่างดาวเคราะห์กับก๊าซที่เหลือ แต่ระหว่างดาวเคราะห์กับวัตถุขนาดเล็กที่เหลืออยู่ เมื่อวัตถุขนาดใหญ่เคลื่อนตัวผ่านกลุ่มวัตถุขนาดเล็ก วัตถุขนาดเล็กซึ่งถูกดึงดูดโดยแรงโน้มถ่วงของดาวเคราะห์ขนาดใหญ่ ทำให้เกิดบริเวณที่มีความหนาแน่นสูงกว่า นั่นคือ "การปลุกด้วยแรงโน้มถ่วง" ในเส้นทางของวัตถุขนาดใหญ่ ขณะที่พวกเขาทำเช่นนั้น แรงโน้มถ่วงที่เพิ่มขึ้นของการปลุกทำให้วัตถุขนาดใหญ่ช้าลงเป็นวงโคจรปกติมากขึ้น [47]

แถบดาวเคราะห์น้อย

ขอบด้านนอกของภูมิภาคบกระหว่าง 2 และ 4 AU จากดวงอาทิตย์ที่เรียกว่าแถบดาวเคราะห์น้อย ในขั้นต้นแถบดาวเคราะห์น้อยมีสสารมากเกินพอที่จะก่อตัวเป็นดาวเคราะห์คล้ายโลก 2-3 ดวง และแท้จริงแล้ว มีดาวเคราะห์จำนวนมหาศาลก่อตัวขึ้นที่นั่น เช่นเดียวกับแน่นขนัดที่ดาวเคราะห์ในภูมิภาคนี้ต่อมารวมตัวกันและรูปแบบที่ 20-30 Moon- ไปยังดาวอังคารขนาดตัวอ่อนดาวเคราะห์ ; [48]อย่างไรก็ตาม ความใกล้ชิดของดาวพฤหัสบดีหมายความว่าหลังจากที่ดาวเคราะห์ดวงนี้ก่อตัวขึ้น 3 ล้านปีหลังจากดวงอาทิตย์ ประวัติศาสตร์ของภูมิภาคก็เปลี่ยนไปอย่างมาก การ โคจรของวงโคจรกับดาวพฤหัสบดีและดาวเสาร์มีความแข็งแกร่งเป็นพิเศษในแถบดาวเคราะห์น้อย และปฏิสัมพันธ์ของแรงโน้มถ่วงกับตัวอ่อนที่มีมวลมากกว่าได้กระจัดกระจายดาวเคราะห์หลายดวงเข้าไปในคลื่นสะท้อนเหล่านั้น แรงโน้มถ่วงของดาวพฤหัสบดีเพิ่มความเร็วของวัตถุภายในเรโซแนนซ์เหล่านี้ ทำให้พวกเขาแตกเป็นเสี่ยงเมื่อชนกับวัตถุอื่น แทนที่จะเพิ่มขึ้น [49]

เมื่อดาวพฤหัสบดีอพยพเข้าด้านในตามการก่อตัวของมัน (ดูการอพยพของดาวเคราะห์ด้านล่าง) เสียงสะท้อนจะพัดผ่านแถบดาวเคราะห์น้อย ทำให้ประชากรในภูมิภาคตื่นเต้นแบบไดนามิกและเพิ่มความเร็วสัมพันธ์กัน [50]การกระทำสะสมของเรโซแนนซ์และเอ็มบริโอกระจัดกระจายดาวเคราะห์ออกจากแถบดาวเคราะห์น้อยหรือกระตุ้นความโน้มเอียงและความเยื้องศูนย์กลางของพวกมัน [48] [51]เอ็มบริโอขนาดมหึมาเหล่านั้นบางส่วนก็ถูกขับออกโดยดาวพฤหัสบดีเช่นกัน ในขณะที่ตัวอื่นๆ อาจอพยพไปยังระบบสุริยะชั้นในและมีบทบาทในการรวมกลุ่มสุดท้ายของดาวเคราะห์ภาคพื้นดิน [48] [52] [53]ในช่วงระยะเวลาการพร่องขั้นต้นนี้ ผลกระทบของดาวเคราะห์ยักษ์และตัวอ่อนของดาวเคราะห์ทำให้แถบดาวเคราะห์น้อยมีมวลรวมน้อยกว่า 1% ของโลก ซึ่งประกอบด้วยดาวเคราะห์น้อยเป็นส่วนใหญ่ [51]นี่ยังคงมากกว่ามวลปัจจุบันในสายพานหลัก 10–20 เท่า ซึ่งขณะนี้อยู่ที่ประมาณ 0.0005  M ⊕ . [54]ช่วงการพร่องครั้งที่สองที่ทำให้แถบดาวเคราะห์น้อยเข้าใกล้มวลปัจจุบัน คาดว่าจะตามมาเมื่อดาวพฤหัสบดีและดาวเสาร์เข้าสู่การสั่นพ้องของวงโคจร 2:1 ชั่วคราว (ดูด้านล่าง)

ช่วงการชนขนาดยักษ์ของระบบสุริยะชั้นในอาจมีบทบาทในการทำให้โลกได้รับปริมาณน้ำในปัจจุบัน (~6 × 10 21  กก.) จากแถบดาวเคราะห์น้อยช่วงแรก น้ำมีความผันผวนเกินกว่าจะปรากฎอยู่ในการก่อตัวของโลก และจะต้องถูกส่งมาจากส่วนนอกและเย็นกว่าของระบบสุริยะในเวลาต่อมา [55]น้ำน่าจะมาจากตัวอ่อนของดาวเคราะห์และดาวเคราะห์น้อยที่ถูกโยนออกจากแถบดาวเคราะห์น้อยโดยดาวพฤหัสบดี [52]ประชากรของดาวหางแถบเข็มขัดหลักที่ค้นพบในปี พ.ศ. 2549 ยังได้รับการเสนอแนะว่าเป็นแหล่งน้ำของโลกอีกด้วย [55] [56]ในทางตรงกันข้ามดาวหางจากแถบไคเปอร์หรือบริเวณที่ไกลออกไปส่งน้ำไม่เกิน 6% ของโลก [2] [57]สเปอร์สมมติฐานถือว่าชีวิตตัวเองอาจจะได้รับเงินในโลกในลักษณะนี้แม้ว่าความคิดนี้ไม่เป็นที่ยอมรับกันอย่างแพร่หลาย [58]

การอพยพของดาวเคราะห์

ตามสมมติฐานของเนบิวลา ดาวเคราะห์นอกสองดวงอาจอยู่ใน "ที่ผิด" ดาวยูเรนัสและเนปจูน (รู้จักกันในนาม " ยักษ์น้ำแข็ง ") มีอยู่ในภูมิภาคที่ความหนาแน่นลดลงของเนบิวลาสุริยะและเวลาโคจรที่นานขึ้นทำให้การก่อตัวของพวกมันไม่น่าเชื่ออย่างมาก [59]แทนที่จะคิดว่าทั้งสองได้ก่อตัวขึ้นในวงโคจรใกล้ดาวพฤหัสบดีและดาวเสาร์ (หรือที่รู้จักในชื่อ " ก๊าซยักษ์ ") ซึ่งมีวัสดุมากขึ้น และได้อพยพออกไปสู่ตำแหน่งปัจจุบันเป็นเวลาหลายร้อยล้านปี [38]

การจำลองแสดงดาวเคราะห์ชั้นนอกและแถบไคเปอร์: [2]
a) ก่อนดาวพฤหัสบดี/ดาวเสาร์เรโซแนนซ์ 2:1
b) การกระเจิงของวัตถุในแถบไคเปอร์ในระบบสุริยะหลังจากการโคจรของดาวเนปจูน
c) หลังจากการขับวัตถุในแถบไคเปอร์โดยดาวพฤหัสบดี
  วงโคจรของดาวพฤหัสบดี
  วงโคจรของดาวเสาร์
  วงโคจรของดาวยูเรนัส
  วงโคจรของดาวเนปจูน

การอพยพของดาวเคราะห์ชั้นนอกยังจำเป็นต่อการดำรงอยู่และคุณสมบัติของพื้นที่นอกสุดของระบบสุริยะ [39] นอกเหนือจากดาวเนปจูน , ระบบพลังงานแสงอาทิตย์ยังคงเข้ามาในแถบไคเปอร์ที่แถบหินกระจายและเมฆออร์ตสามเบาบางประชากรของร่างกายน้ำแข็งขนาดเล็กคิดว่าจะเป็นจุดกำเนิดที่สังเกตมากที่สุดดาวหาง ที่ระยะห่างจากดวงอาทิตย์ การรวมตัวกันช้าเกินไปที่จะยอมให้ดาวเคราะห์ก่อตัวก่อนที่เนบิวลาสุริยะจะกระจายตัว และด้วยเหตุนี้จานจานแรกจึงขาดความหนาแน่นของมวลมากพอที่จะรวมตัวเป็นดาวเคราะห์ [59]แถบไคเปอร์อยู่ห่างจากดวงอาทิตย์ 30 ถึง 55 AU ขณะที่จานที่กระจัดกระจายออกไปไกลกว่า 100 AU [39]และเมฆออร์ตที่อยู่ห่างไกลเริ่มต้นที่ประมาณ 50,000 AU [60] ในขั้นต้น แถบไคเปอร์นั้นหนาแน่นกว่าและอยู่ใกล้ดวงอาทิตย์มาก โดยมีขอบด้านนอกอยู่ที่ประมาณ 30 AU ขอบด้านในของมันจะอยู่เหนือวงโคจรของดาวยูเรนัสและเนปจูนซึ่งเข้าใกล้ดวงอาทิตย์มากขึ้นเมื่อก่อตัว (น่าจะอยู่ในช่วง 15-20 AU) และใน 50% ของการจำลองกลับกลายเป็นตรงกันข้าม ตำแหน่ง โดยมีดาวยูเรนัสอยู่ห่างจากดวงอาทิตย์มากกว่าดาวเนปจูน [61] [2] [39]

ตามแบบจำลอง Niceหลังจากการก่อตัวของระบบสุริยะวงโคจรของดาวเคราะห์ยักษ์ทั้งหมดยังคงเปลี่ยนแปลงอย่างช้าๆ โดยได้รับอิทธิพลจากการมีปฏิสัมพันธ์กับดาวเคราะห์จำนวนมากที่เหลืออยู่ หลังจาก 500–600 ล้านปี (ประมาณ 4 พันล้านปีก่อน) ดาวพฤหัสบดีและดาวเสาร์ตกลงไปในจังหวะ 2:1: ดาวเสาร์โคจรรอบดวงอาทิตย์หนึ่งครั้งสำหรับวงโคจรของดาวพฤหัสบดีทุกสองรอบ [39]เสียงสะท้อนนี้ทำให้เกิดแรงดึงดูดจากดาวเคราะห์ชั้นนอก อาจทำให้ดาวเนปจูนพุ่งทะลุดาวยูเรนัสและไถเข้าไปในแถบไคเปอร์โบราณ [61]ดาวเคราะห์กระจายวัตถุน้ำแข็งขนาดเล็กส่วนใหญ่เข้าข้างใน ขณะที่พวกมันเคลื่อนตัวออกไปด้านนอก ดาวเคราะห์เหล่านี้กระจัดกระจายไปนอกดาวเคราะห์ดวงถัดไปที่พวกเขาพบในลักษณะเดียวกัน โดยเคลื่อนวงโคจรของดาวเคราะห์ออกไปด้านนอกขณะที่พวกมันเคลื่อนเข้าด้านใน [39]กระบวนการนี้ดำเนินต่อไปจนกระทั่งดาวเคราะห์มีปฏิสัมพันธ์กับดาวพฤหัสบดี ซึ่งแรงโน้มถ่วงมหาศาลส่งพวกมันเข้าสู่วงโคจรวงรีสูง หรือแม้แต่ผลักพวกมันออกจากระบบสุริยะทันที ทำให้ดาวพฤหัสบดีเคลื่อนเข้าด้านในเล็กน้อย [c]วัตถุเหล่านั้นที่ดาวพฤหัสบดีกระจัดกระจายไปสู่วงโคจรวงรีสูงทำให้เกิดเมฆออร์ต [39]วัตถุเหล่านั้นกระจัดกระจายในระดับที่น้อยกว่าโดยดาวเนปจูนที่กำลังอพยพทำให้เกิดแถบไคเปอร์ในปัจจุบันและจานที่กระจัดกระจาย [39]ภาพจำลองนี้อธิบายมวลต่ำในปัจจุบันของแถบไคเปอร์และดิสก์ที่กระจัดกระจาย วัตถุที่กระจัดกระจายบางส่วน รวมทั้งดาวพลูโตถูกผูกมัดด้วยแรงโน้มถ่วงกับวงโคจรของดาวเนปจูน ทำให้พวกเขากลายเป็นเสียงสะท้อนเคลื่อนที่เฉลี่ย [62]ในที่สุด แรงเสียดทานภายในจานดาวเคราะห์ทำให้วงโคจรของดาวยูเรนัสและดาวเนปจูนเป็นวงกลมอีกครั้ง [39] [63]

ตรงกันข้ามกับดาวเคราะห์ชั้นนอก ดาวเคราะห์ชั้นในไม่คิดว่ามีการอพยพอย่างมีนัยสำคัญในช่วงอายุของระบบสุริยะ เนื่องจากวงโคจรของพวกมันยังคงเสถียรหลังจากช่วงเวลาของการชนครั้งใหญ่ [30]

อีกคำถามหนึ่งคือทำไมดาวอังคารถึงออกมามีขนาดเล็กเมื่อเทียบกับโลก การศึกษาโดย Southwest Research Institute เมืองซานอันโตนิโอ รัฐเท็กซัส เผยแพร่เมื่อวันที่ 6 มิถุนายน 2554 (เรียกว่าสมมติฐาน Grand tack ) เสนอว่าดาวพฤหัสบดีอพยพเข้าด้านในเป็น 1.5 AU หลังจากที่ดาวเสาร์ก่อตัวขึ้น อพยพเข้าด้านใน และสร้างเรโซแนนซ์การเคลื่อนที่เฉลี่ย 2:3 กับดาวพฤหัสบดี การศึกษาสันนิษฐานว่าดาวเคราะห์ทั้งสองอพยพกลับไปยังตำแหน่งปัจจุบันของพวกมัน ดาวพฤหัสบดีจึงใช้วัสดุจำนวนมากที่จะสร้างดาวอังคารที่ใหญ่กว่า การจำลองแบบเดียวกันนี้ยังจำลองลักษณะของแถบดาวเคราะห์น้อยสมัยใหม่ด้วยดาวเคราะห์น้อยแห้งและวัตถุที่อุดมด้วยน้ำคล้ายกับดาวหาง [64] [65]อย่างไรก็ตาม ยังไม่ชัดเจนว่าสภาวะในเนบิวลาสุริยะจะยอมให้ดาวพฤหัสบดีและดาวเสาร์เคลื่อนกลับไปยังตำแหน่งปัจจุบันหรือไม่ และจากการประมาณการในปัจจุบันความเป็นไปได้นี้ไม่น่าจะเป็นไปได้ [66]นอกจากนี้ยังมีคำอธิบายทางเลือกสำหรับมวลขนาดเล็กของดาวอังคาร [67] [68] [69]

การทิ้งระเบิดหนักช่วงปลายและหลัง

หลุมอุกกาบาตในรัฐแอริโซนา สร้างเมื่อ 50,000 ปีที่แล้วโดย Impactor กว้างประมาณ 50 เมตร (160 ฟุต) แสดงให้เห็นว่าการเพิ่มขึ้นของระบบสุริยะยังไม่สิ้นสุด

การหยุดชะงักของแรงโน้มถ่วงจากการอพยพของดาวเคราะห์ชั้นนอกจะทำให้ดาวเคราะห์น้อยจำนวนมากเข้าสู่ระบบสุริยะชั้นใน ทำลายแถบเดิมอย่างรุนแรงจนกระทั่งถึงมวลที่ต่ำมากในปัจจุบัน [51]เหตุการณ์นี้อาจก่อให้เกิดการทิ้งระเบิดหนักช่วงปลายเมื่อประมาณ 4 พันล้านปีก่อน 500–600 ล้านปีหลังจากการก่อตัวของระบบสุริยะ [2] [70]ช่วงเวลาของการทิ้งระเบิดอย่างหนักนี้กินเวลาหลายร้อยล้านปีและเห็นได้ชัดในหลุมอุกกาบาตที่ยังคงมองเห็นได้บนซากทางธรณีวิทยาของระบบสุริยะชั้นใน เช่น ดวงจันทร์และดาวพุธ [2] [71]หลักฐานที่เก่าแก่ที่สุดที่รู้กันเกี่ยวกับชีวิตบนโลกมีอายุถึง 3.8 พันล้านปีก่อน—เกือบจะในทันทีหลังจากการสิ้นสุดการทิ้งระเบิดครั้งใหญ่ตอนปลาย [72]

ผลกระทบถือเป็นส่วนปกติ (ถ้าไม่บ่อยนัก) ของวิวัฒนาการของระบบสุริยะ ว่าพวกเขายังคงเกิดขึ้นเป็นหลักฐานจากการชนของดาวหาง Shoemaker-Levy 9กับดาวพฤหัสบดีในปี 1994 2009 ดาวพฤหัสบดีผลกระทบกรณีที่เหตุการณ์ทังกัสก้าที่Chelyabinsk ดาวตกและผลกระทบที่สร้างหลุมอุกกาบาตในแอริโซนา กระบวนการเพิ่มกำลังจึงยังไม่สมบูรณ์และอาจยังคงเป็นภัยคุกคามต่อชีวิตบนโลก [73] [74]

ในช่วงวิวัฒนาการของระบบสุริยะดาวหางถูกขับออกจากระบบสุริยะชั้นในโดยแรงโน้มถ่วงของดาวเคราะห์ยักษ์ และส่งหน่วย AU หลายพันออกไปสู่ภายนอกเพื่อก่อตัวเป็นเมฆออร์ตซึ่งเป็นกลุ่มทรงกลมนอกของนิวเคลียสของดาวหางในขอบเขตที่ไกลที่สุด แรงดึงดูดของดวงอาทิตย์ ในที่สุด หลังจากผ่านไปประมาณ 800 ล้านปี การหยุดชะงักของแรงโน้มถ่วงที่เกิดจากกระแสน้ำของดาราจักร ดาวฤกษ์ที่เคลื่อนผ่านและเมฆโมเลกุลขนาดยักษ์ก็เริ่มทำให้เมฆหมดลง และส่งดาวหางเข้าสู่ระบบสุริยะชั้นใน [75]วิวัฒนาการของระบบสุริยะชั้นนอกก็ดูเหมือนว่าจะได้รับอิทธิพลจากสภาพดินฟ้าอากาศพื้นที่จากลมสุริยะ micrometeorites และส่วนประกอบเป็นกลางของดวงดาวกลาง [76]

วิวัฒนาการของแถบดาวเคราะห์น้อยหลังการทิ้งระเบิดหนักช่วงปลายนั้นถูกควบคุมโดยการชนเป็นหลัก [77]วัตถุที่มีมวลมากมีแรงโน้มถ่วงเพียงพอที่จะเก็บวัตถุใดๆ ที่พุ่งออกมาจากการชนกันอย่างรุนแรง ในแถบดาวเคราะห์น้อยมักไม่เป็นเช่นนั้น ด้วยเหตุนี้ วัตถุขนาดใหญ่จำนวนมากจึงถูกแยกออกจากกัน และบางครั้งวัตถุที่ใหม่กว่าก็ถูกหลอมจากเศษที่เหลือในการปะทะที่รุนแรงน้อยกว่า [77]ดวงจันทร์ที่อยู่รอบๆ ดาวเคราะห์น้อยบางดวงในปัจจุบันสามารถอธิบายได้เฉพาะเมื่อมีการรวมวัตถุที่พุ่งออกจากวัตถุต้นกำเนิดโดยไม่มีพลังงานเพียงพอที่จะหนีจากแรงโน้มถ่วงของมันทั้งหมด [78]

พระจันทร์

ดวงจันทร์ได้เกิดขึ้นรอบๆ ดาวเคราะห์ส่วนใหญ่และวัตถุอื่นๆ ในระบบสุริยะอีกมากมาย ดาวเทียมธรรมชาติเหล่านี้เกิดจากหนึ่งในสามกลไกที่เป็นไปได้:

  • การก่อตัวร่วมจากจานวนรอบดาวเคราะห์ (เฉพาะในกรณีของดาวเคราะห์ยักษ์);
  • การก่อตัวของเศษเล็กเศษน้อย (ให้แรงกระแทกมากพอที่มุมตื้น); และ
  • การจับวัตถุที่เคลื่อนที่ผ่าน
แนวคิดของศิลปินเกี่ยวกับ ผลกระทบขนาดยักษ์ที่คาดว่าจะก่อตัวเป็น ดวงจันทร์

พฤหัสบดีและดาวเสาร์มีดวงจันทร์ขนาดใหญ่หลายแห่งเช่นไอโอ , ยูโรปา , แกนีมีดและไททันซึ่งอาจจะเกิดจากแผ่นแต่ละรอบดาวเคราะห์ยักษ์ใหญ่ในทางเดียวกันมากว่าดาวเคราะห์ที่เกิดขึ้นจากแผ่นดิสก์รอบดวงอาทิตย์ [79] [80] [81]ต้นกำเนิดนี้แสดงโดยดวงจันทร์ขนาดใหญ่และความใกล้ชิดกับดาวเคราะห์ คุณลักษณะเหล่านี้เป็นไปไม่ได้ที่จะบรรลุผลผ่านการจับ ในขณะที่ธรรมชาติของก๊าซของไพรมารี่ยังทำให้เกิดการก่อตัวจากเศษซากที่ไม่น่าจะเกิดขึ้นได้ ดวงจันทร์ชั้นนอกของดาวเคราะห์ยักษ์มีแนวโน้มที่จะมีขนาดเล็กและมีวงโคจรนอกรีตที่มีความโน้มเอียงตามอำเภอใจ เหล่านี้เป็นลักษณะที่คาดหวังจากศพที่ถูกจับ [82] [83]ดวงจันทร์ส่วนใหญ่โคจรไปในทิศทางตรงกันข้ามกับการหมุนของดวงจันทร์หลัก ดวงจันทร์ที่ไม่ปกติที่ใหญ่ที่สุดคือดวงจันทร์ไทรทันของดาวเนปจูนซึ่งคาดว่าน่าจะเป็นวัตถุในแถบไคเปอร์ที่ยึดมาได้ [74]

ดวงจันทร์ของวัตถุระบบสุริยะที่เป็นของแข็งถูกสร้างขึ้นจากการชนและการยึดครอง ดวงจันทร์เล็กสองดวงของดาวอังคารDeimosและPhobosถูกคาดหมายว่าจะจับดาวเคราะห์น้อยได้ [84]โลกของดวงจันทร์เป็นความคิดที่เกิดขึ้นเป็นผลมาจากการเป็นหนึ่งเดียวบนหัวมีขนาดใหญ่ชนกัน [85] [86]วัตถุที่กระทบอาจมีมวลเทียบได้กับดาวอังคาร และผลกระทบอาจเกิดขึ้นเมื่อใกล้สิ้นสุดระยะเวลาของการปะทะขนาดยักษ์ การปะทะได้พุ่งเข้าสู่วงโคจรของเสื้อคลุมของ Impactor ซึ่งจากนั้นก็รวมเข้าด้วยกันเป็นดวงจันทร์ [85]ผลกระทบอาจเป็นครั้งสุดท้ายในการควบรวมกิจการที่เกิดขึ้นกับโลก มีการตั้งสมมติฐานเพิ่มเติมว่าวัตถุขนาดเท่าดาวอังคารอาจก่อตัวขึ้นที่จุดใดจุดหนึ่งของ Earth–Sun Lagrangian ที่เสถียร(ทั้งL 4หรือL 5 ) และเคลื่อนออกจากตำแหน่ง [87]ดวงจันทร์ของวัตถุทรานส์-เนปจูน ดาวพลูโต ( Charon ) และOrcus ( Vanth ) อาจก่อตัวขึ้นจากการชนกันครั้งใหญ่เช่นกัน: ระบบดาวพลูโต–ชารอน, ออร์คัส–แวนธ์ และระบบโลก–ดวงจันทร์นั้นผิดปกติในระบบสุริยะใน ว่ามวลของดาวเทียมอย่างน้อย 1% ของวัตถุที่ใหญ่กว่า [88] [89]

อนาคต

นักดาราศาสตร์ประเมินว่าสถานะปัจจุบันของระบบสุริยะจะไม่เปลี่ยนแปลงอย่างรุนแรง จนกว่าดวงอาทิตย์จะหลอมรวมเชื้อเพลิงไฮโดรเจนเกือบทั้งหมดในแกนกลางของมันให้เป็นฮีเลียม เริ่มต้นวิวัฒนาการจากลำดับหลักของแผนภาพเฮิร์ตซปรัง–รัสเซลล์และเข้าสู่เฟสยักษ์แดง . ระบบสุริยะจะมีวิวัฒนาการต่อไปจนกว่าจะถึงเวลานั้น

ความมั่นคงในระยะยาว

ระบบสุริยะมีความโกลาหลในช่วงเวลาหลายล้านล้านปี[90]โดยที่วงโคจรของดาวเคราะห์เปิดรับการเปลี่ยนแปลงในระยะยาว ตัวอย่างหนึ่งที่โดดเด่นของความสับสนวุ่นวายนี้เป็นระบบดาวเนปจูนดาวพลูโตซึ่งอยู่ใน 3: 2 โคจรเสียงสะท้อน แม้ว่าการสั่นพ้องจะคงที่ แต่ก็เป็นไปไม่ได้ที่จะทำนายตำแหน่งของดาวพลูโตด้วยความแม่นยำระดับใดก็ตามมากกว่า 10–20 ล้านปี ( เวลา Lyapunov ) ในอนาคต [91]อีกตัวอย่างหนึ่งคือความเอียงในแนวแกนของโลกซึ่งเนื่องจากการเสียดสีที่เกิดขึ้นภายในชั้นเปลือกโลกโดยปฏิสัมพันธ์ระหว่างกระแสน้ำกับดวงจันทร์ ( ดูด้านล่าง ) จึงคำนวณไม่ได้จากบางจุดระหว่าง 1.5 ถึง 4.5 พันล้านปีนับจากนี้ [92]

วงโคจรของดาวเคราะห์ชั้นนอกนั้นโกลาหลในช่วงเวลาที่ยาวกว่า โดยมีเวลาลยาปุนอฟอยู่ในช่วง 2–230 ล้านปี [93]ในทุกกรณี นี่หมายความว่าตำแหน่งของดาวเคราะห์ตามวงโคจรของมันในที่สุดจะเป็นไปไม่ได้ที่จะทำนายด้วยความแน่นอนใดๆ (เช่น ช่วงเวลาของฤดูหนาวและฤดูร้อนจะไม่แน่นอน) แต่ในบางกรณี วงโคจรเองก็อาจเปลี่ยนไป อย่างมาก ปรากฏความวุ่นวายดังกล่าวมากที่สุดในการเปลี่ยนแปลงเล็ก ๆ น้อย ๆกับวงโคจรของดาวเคราะห์บางกลายเป็นมากขึ้นอย่างมีนัยสำคัญหรือ less- รูปไข่ [94]

ในที่สุด ระบบสุริยะก็มีเสถียรภาพโดยที่ดาวเคราะห์ดวงใดไม่น่าจะชนกันหรือถูกขับออกจากระบบในอีกไม่กี่พันล้านปีข้างหน้า [93]นอกเหนือจากนี้ ภายในห้าพันล้านปีหรือประมาณนั้น ความเยื้องศูนย์กลางของดาวอังคารอาจเพิ่มขึ้นถึง 0.2 ซึ่งมันอยู่บนวงโคจรข้ามโลก นำไปสู่การชนที่อาจเกิดขึ้นได้ ในระยะเวลาเดียวกันความผิดปกติของดาวพุธอาจเติบโตยิ่งขึ้นและการเผชิญหน้าอย่างใกล้ชิดกับดาวศุกร์ในทางทฤษฎีอาจดีดตัวออกจากระบบสุริยะทั้งหมด[90]หรือส่งในสนามชนกับดาวศุกร์หรือโลก [95]สิ่งนี้อาจเกิดขึ้นได้ภายในหนึ่งพันล้านปี ตามการจำลองเชิงตัวเลขที่วงโคจรของดาวพุธถูกรบกวน [96]

ระบบวงแหวนดวงจันทร์

วิวัฒนาการของระบบดวงจันทร์จะขับเคลื่อนด้วยแรงน้ำขึ้นน้ำลง ดวงจันทร์จะยกส่วนนูนขึ้นน้ำลงในวัตถุที่มันโคจร (หลัก) เนื่องจากแรงโน้มถ่วงต่างกันไปตามเส้นผ่านศูนย์กลางของหลัก หากดวงจันทร์โคจรไปในทิศทางเดียวกับการหมุนของดาวเคราะห์ และโลกหมุนเร็วกว่าช่วงโคจรของดวงจันทร์ ส่วนที่นูนจะถูกดึงไปข้างหน้าของดวงจันทร์ตลอดเวลา ในสถานการณ์เช่นนี้โมเมนตัมเชิงมุมจะถูกถ่ายโอนจากการหมุนของแกนหลักไปยังการหมุนของดาวเทียม ดวงจันทร์ได้รับพลังงานและค่อยๆ หมุนออกด้านนอก ในขณะที่ดวงจันทร์ดวงแรกหมุนช้าลงเมื่อเวลาผ่านไป

โลกและดวงจันทร์เป็นตัวอย่างหนึ่งของการกำหนดค่านี้ วันนี้ ดวงจันทร์ถูกตรึงไว้กับพื้นโลก หนึ่งในการหมุนรอบโลก (ปัจจุบันประมาณ 29 วัน) เท่ากับหนึ่งในการหมุนรอบแกนของมัน ดังนั้นมันจึงแสดงหน้าหนึ่งไปยังโลกเสมอ ดวงจันทร์จะยังคงถอยห่างจากโลก และการหมุนของโลกจะค่อยๆ ช้าลง ตัวอย่างอื่น ๆ เป็นดวงจันทร์ของกาลิเลโอของดาวพฤหัสบดี (เช่นเดียวกับหลายของดาวพฤหัสบดีดวงจันทร์ที่มีขนาดเล็ก) [97]และส่วนใหญ่ของดวงจันทร์ขนาดใหญ่ของดาวเสาร์ [98]

ดาวเนปจูนและดวงจันทร์ของ ไทรทันถ่ายโดย รอบโลก 2 วงโคจรของไทรทันในที่สุดจะอยู่ภายในขอบเขตโรชของดาวเนปจูน ฉีกมันออกจากกันและอาจสร้างระบบวงแหวนใหม่

สถานการณ์ที่แตกต่างกันเกิดขึ้นเมื่อดวงจันทร์โคจรรอบดาวฤกษ์ดวงแรกเร็วกว่าที่ดวงจันทร์หมุนรอบปฐมทัศน์ หรือกำลังโคจรไปในทิศทางตรงกันข้ามกับการหมุนของดาวเคราะห์ ในกรณีเหล่านี้ ส่วนนูนของคลื่นจะล่าช้าหลังดวงจันทร์ในวงโคจร ในกรณีก่อนหน้านี้ ทิศทางของการถ่ายโอนโมเมนตัมเชิงมุมจะกลับกัน ดังนั้นการหมุนของแกนหลักจะเร่งความเร็วในขณะที่วงโคจรของดาวเทียมลดขนาดลง ในกรณีหลัง โมเมนตัมเชิงมุมของการหมุนและการหมุนมีสัญญาณตรงกันข้าม ดังนั้น การถ่ายโอนนำไปสู่การลดขนาดของกันและกัน (ซึ่งตัดกันออกจากกัน) [d]ในทั้งสองกรณี การชะลอตัวของกระแสน้ำทำให้ดวงจันทร์หมุนวนเข้าหาปฐมภูมิจนกระทั่งถูกฉีกขาดออกจากกันโดยแรงคลื่น ทำให้เกิดระบบวงแหวนของดาวเคราะห์หรือชนเข้ากับพื้นผิวหรือชั้นบรรยากาศของดาวเคราะห์ ชะตากรรมดังกล่าวกำลังรอดวงจันทร์โฟบอสแห่งดาวอังคาร (ภายใน 30 ถึง 50 ล้านปี), [99] ไทรทันของดาวเนปจูน (ใน 3.6 พันล้านปี), [100]และดาวเทียมขนาดเล็กอย่างน้อย16 ดวงของดาวยูเรนัสและเนปจูน Desdemonaของดาวยูเรนัสอาจชนกับดวงจันทร์ข้างเคียงดวงใดดวงหนึ่ง [11]

ความเป็นไปได้ที่สามคือที่หลักและดวงจันทร์จะถูกล็อค tidallyกับแต่ละอื่น ๆ ในกรณีนั้น ส่วนนูนขึ้นน้ำลงอยู่ใต้ดวงจันทร์โดยตรง ไม่มีการถ่ายโอนโมเมนตัมเชิงมุม และระยะเวลาโคจรจะไม่เปลี่ยนแปลง พลูโตและชารอนเป็นตัวอย่างของการกำหนดค่าประเภทนี้ [102]

ไม่มีความเห็นเป็นเอกฉันท์เกี่ยวกับกลไกการก่อตัวของวงแหวนของดาวเสาร์ แม้ว่าแบบจำลองตามทฤษฎีจะระบุว่าวงแหวนน่าจะก่อตัวขึ้นในช่วงต้นของระบบสุริยะ แต่ข้อมูลจาก[103]ข้อมูลจากยานอวกาศCassini–Huygensบ่งชี้ว่าก่อตัวค่อนข้างช้า [104]

สภาพแวดล้อมของดวงอาทิตย์และดาวเคราะห์

ในระยะยาว การเปลี่ยนแปลงครั้งใหญ่ที่สุดในระบบสุริยะจะมาจากการเปลี่ยนแปลงของดวงอาทิตย์เองตามอายุ เมื่อดวงอาทิตย์เผาผลาญเชื้อเพลิงไฮโดรเจน ดวงอาทิตย์จะร้อนขึ้นและเผาผลาญเชื้อเพลิงที่เหลือได้เร็วยิ่งขึ้น เป็นผลให้ดวงอาทิตย์สว่างขึ้นในอัตราร้อยละสิบทุก ๆ 1.1 พันล้านปี [105]ในเวลาประมาณ 600 ล้านปี ความสว่างของดวงอาทิตย์จะทำลายวัฏจักรคาร์บอนของโลกจนถึงจุดที่ต้นไม้และป่าไม้ (ชีวิตพืชสังเคราะห์แสง C3) จะไม่สามารถอยู่รอดได้อีกต่อไป และในราว 800 ล้านปี ดวงอาทิตย์จะคร่าชีวิตที่ซับซ้อนทั้งหมดบนพื้นผิวโลกและในมหาสมุทร ในเวลา 1.1 พันล้านปี การแผ่รังสีที่เพิ่มขึ้นของดวงอาทิตย์จะทำให้เขตเอื้ออาศัยของดาวฤกษ์เคลื่อนออกไปด้านนอก ทำให้พื้นผิวโลกร้อนเกินไปสำหรับน้ำของเหลวที่มีอยู่ตามธรรมชาติ เมื่อถึงจุดนี้ ทุกชีวิตจะลดเหลือสิ่งมีชีวิตเซลล์เดียว [106]การระเหยของน้ำ ซึ่งเป็นก๊าซเรือนกระจกที่มีศักยภาพจากพื้นผิวมหาสมุทรสามารถเร่งให้อุณหภูมิเพิ่มขึ้น และอาจสิ้นสุดชีวิตทั้งหมดบนโลกได้เร็วกว่านั้น [107]ในช่วงเวลานี้ก็เป็นไปได้ว่าในขณะที่ดาวอังคารอุณหภูมิพื้นผิว 's ค่อยๆเพิ่มขึ้นก๊าซคาร์บอนไดออกไซด์และน้ำแช่แข็งในปัจจุบันภายใต้พื้นผิวregolithจะปล่อยสู่ชั้นบรรยากาศ, การสร้างภาวะเรือนกระจกที่จะให้ความร้อนโลกจนกว่าจะประสบความสำเร็จในเงื่อนไขขนาน สู่โลกปัจจุบัน ให้อนาคตที่พำนักสำหรับชีวิต [108]ภายใน 3.5 พันล้านปีจากนี้ สภาพพื้นผิวโลกจะคล้ายกับสภาพของดาวศุกร์ในปัจจุบัน [105]

ขนาดสัมพัทธ์ของดวงอาทิตย์ ณ ตอนนี้ (สิ่งที่ใส่เข้าไป) เทียบกับขนาดในอนาคตโดยประมาณในฐานะดาวยักษ์แดง

ประมาณ 5.4 พันล้านปีนับจากนี้ แกนกลางของดวงอาทิตย์จะร้อนพอที่จะกระตุ้นไฮโดรเจนฟิวชันในเปลือกรอบๆ [106]ซึ่งจะทำให้เกิดชั้นนอกของดาวที่จะขยายอย่างมากและดาวจะเข้าสู่ขั้นตอนของชีวิตในการที่จะเรียกว่าดาวยักษ์แดง [109] [110]ภายใน 7.5 พันล้านปี ดวงอาทิตย์จะขยายเป็นรัศมี 1.2 AU—256 เท่าของขนาดปัจจุบัน ที่ปลายกิ่งยักษ์แดงอันเป็นผลมาจากพื้นที่ผิวที่เพิ่มขึ้นอย่างมากมาย พื้นผิวของดวงอาทิตย์จะเย็นกว่าตอนนี้มาก (ประมาณ 2600 K) และความสว่างของมันจะสูงขึ้นมาก—มากถึง 2,700 ความส่องสว่างของดวงอาทิตย์ในปัจจุบัน ส่วนหนึ่งของสิ่งมีชีวิตยักษ์แดง ดวงอาทิตย์จะมีลมดาวฤกษ์ที่รุนแรงซึ่งจะพัดพามวลไปประมาณ 33% ของมวลทั้งหมด [16] [111] [112]ในช่วงเวลาเหล่านี้ เป็นไปได้ว่าดวงจันทร์ไททันของดาวเสาร์สามารถบรรลุอุณหภูมิพื้นผิวที่จำเป็นต่อการดำรงชีวิต [113] [114]

เมื่อดวงอาทิตย์ขยายตัว มันจะกลืนดาวพุธและดาวศุกร์เข้าไป [115] ชะตากรรมของโลกไม่ชัดเจน แม้ว่าดวงอาทิตย์จะโคจรรอบวงโคจรปัจจุบันของโลก แต่การสูญเสียมวลของดาว (และแรงโน้มถ่วงที่อ่อนลง) จะทำให้วงโคจรของดาวเคราะห์เคลื่อนออกไปไกลขึ้น [106]หากเป็นเพียงแค่สิ่งนี้ ดาวศุกร์และโลกอาจจะหลีกหนีจากการถูกเผา[111]แต่การศึกษาในปี 2008 ชี้ให้เห็นว่าโลกน่าจะถูกกลืนหายไปอันเป็นผลมาจากปฏิสัมพันธ์ของกระแสน้ำกับเปลือกนอกที่ผูกมัดอย่างอ่อนของดวงอาทิตย์ [16]

การเผาไหม้ไฮโดรเจนในเปลือกรอบแกนสุริยะจะค่อยๆ เพิ่มมวลของแกนกลางจนกว่าจะถึงประมาณ 45% ของมวลดวงอาทิตย์ในปัจจุบัน ณ จุดนี้มีความหนาแน่นและอุณหภูมิจะกลายเป็นสูงเพื่อให้การหลอมรวมของฮีเลียมเข้าไปในคาร์บอนจะเริ่มต้นที่นำไปสู่แฟลชฮีเลียม ; ดวงอาทิตย์จะหดตัวจากประมาณ 250 เป็น 11 เท่าของรัศมีปัจจุบัน (ลำดับหลัก) ดังนั้นความส่องสว่างของมันจะลดลงจากประมาณ 3,000 เป็น 54 เท่าของระดับปัจจุบัน และอุณหภูมิพื้นผิวของมันจะเพิ่มขึ้นเป็นประมาณ 4770 K ดวงอาทิตย์จะกลายเป็นขนาดยักษ์ในแนวราบเผาไหม้ฮีเลียมในแกนของมันในลักษณะที่เสถียรเหมือนกับที่เผาไฮโดรเจนในปัจจุบัน . ขั้นตอนการหลอมฮีเลียมจะมีอายุเพียง 100 ล้านปี ในที่สุด มันจะต้องหันไปใช้แหล่งสำรองของไฮโดรเจนและฮีเลียมในชั้นนอกของมันอีกครั้ง และจะขยายตัวเป็นครั้งที่สอง กลายเป็นสิ่งที่เรียกว่ายักษ์ที่ไม่มีการแสดงอาการ ที่นี่ความส่องสว่างของดวงอาทิตย์จะเพิ่มขึ้นอีกครั้ง โดยไปถึงความสว่างประมาณ 2,090 ดวงในปัจจุบัน และจะเย็นลงที่ประมาณ 3500 เค[16]ระยะนี้กินเวลาประมาณ 30 ล้านปี หลังจากนั้น ในช่วงเวลาอีก 100,000 ปีข้างหน้า ดวงอาทิตย์ของ ที่เหลืออยู่ชั้นนอกจะตกไปถอดกระแสใหญ่ของเรื่องเข้าไปในพื้นที่และสร้างบุญบารมีที่รู้จักกัน (ทำให้เข้าใจผิด) เป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ วัสดุที่ปล่อยออกมาจะมีฮีเลียมและคาร์บอนที่เกิดจากปฏิกิริยานิวเคลียร์ของดวงอาทิตย์ เป็นการสานต่อการเพิ่มคุณค่าของตัวกลางระหว่างดาวด้วยธาตุหนักสำหรับดาวฤกษ์รุ่นต่อไป [116]

เนบิวลาแหวนเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์คล้ายกับสิ่งที่ดวงอาทิตย์จะกลายเป็น

นี่เป็นเหตุการณ์ที่ค่อนข้างสงบ ไม่เหมือนกับซุปเปอร์โนวาซึ่งดวงอาทิตย์มีขนาดเล็กเกินไปที่จะเป็นส่วนหนึ่งของวิวัฒนาการ ผู้สังเกตการณ์ที่มาร่วมเป็นสักขีพยานในเหตุการณ์นี้จะเห็นความเร็วของลมสุริยะเพิ่มขึ้นอย่างมาก แต่ไม่มากพอที่จะทำลายดาวเคราะห์ได้อย่างสมบูรณ์ อย่างไรก็ตาม การสูญเสียมวลของดาวฤกษ์สามารถส่งวงโคจรของดาวเคราะห์ที่รอดตายไปสู่ความโกลาหล ทำให้บางส่วนชนกัน บางส่วนถูกขับออกจากระบบสุริยะ และส่วนอื่นๆ อาจแตกออกจากกันโดยปฏิสัมพันธ์ของกระแสน้ำ [117]หลังจากนั้น สิ่งที่เหลืออยู่ของดวงอาทิตย์ก็คือดาวแคระขาวซึ่งเป็นวัตถุที่มีความหนาแน่นเป็นพิเศษ มีมวล 54% ของมวลเดิมแต่มีขนาดเท่าโลกเท่านั้น ในขั้นต้น ดาวแคระขาวนี้อาจสว่างเป็น 100 เท่าของดวงอาทิตย์ในปัจจุบัน มันจะประกอบด้วยคาร์บอนและออกซิเจนที่เสื่อมสภาพ ทั้งหมดแต่จะไม่มีวันถึงอุณหภูมิที่ร้อนพอที่จะหลอมรวมองค์ประกอบเหล่านี้ ดังนั้นดาวแคระขาว ดวงอาทิตย์จะค่อยๆ เย็นลง หรี่ลงและหรี่ลง [118]

เมื่อดวงอาทิตย์ตาย แรงดึงดูดของดวงอาทิตย์ที่มีต่อวัตถุที่โคจรอยู่ เช่น ดาวเคราะห์ ดาวหาง และดาวเคราะห์น้อยจะอ่อนตัวลงเนื่องจากการสูญเสียมวล วงโคจรของดาวเคราะห์ที่เหลือทั้งหมดจะขยายตัว ถ้าโลกและดาวอังคารยังคงอยู่ วงโคจรของพวกมันจะอยู่ที่ประมาณ 1.4  AU (210,000,000  km ), 1.9  AU (280,000,000  km ) และ 2.8  AU (420,000,000  km ) พวกเขาและดาวเคราะห์ดวงอื่นๆ ที่เหลือจะกลายเป็นซากดึกดำบรรพ์ที่เยือกเย็น ปราศจากสิ่งมีชีวิตใดๆ เลย [111]พวกมันจะโคจรรอบดาวของมันต่อไป ความเร็วของมันช้าลงเนื่องจากระยะห่างที่เพิ่มขึ้นจากดวงอาทิตย์และแรงโน้มถ่วงที่ลดลงของดวงอาทิตย์ สองพันล้านปีต่อมา เมื่อดวงอาทิตย์เย็นลงถึงช่วง 6000–8000K คาร์บอนและออกซิเจนในแกนกลางของดวงอาทิตย์จะแข็งตัว โดยที่มากกว่า 90% ของมวลที่เหลือจะถือว่าเป็นโครงสร้างผลึก [119]ในท้ายที่สุดหลังจากประมาณ 1 ปี quadrillion ดวงอาทิตย์ที่สุดจะหยุดที่จะส่องแสงรวมกันกลายเป็นดาวแคระสีดำ [120]

ปฏิสัมพันธ์ทางช้างเผือก

ที่ตั้งของระบบสุริยะภายในทางช้างเผือก

ระบบสุริยะเดินทางคนเดียวผ่านทางช้างเผือกในวงโคจรเป็นวงกลมประมาณ 30,000 ปีแสงจากศูนย์ทางช้างเผือก ความเร็วของมันอยู่ที่ประมาณ 220 กม./วินาที ระยะเวลาที่จำเป็นสำหรับระบบสุริยะในการปฏิวัติหนึ่งครั้งรอบๆ ศูนย์กาแลคซี่ซึ่งเป็นปีกาแล็กซี่อยู่ในช่วง 220–250 ล้านปี นับตั้งแต่การก่อตัว ระบบสุริยะได้เสร็จสิ้นการปฏิวัติดังกล่าวอย่างน้อย 20 ครั้ง [121]

นักวิทยาศาสตร์ต่าง ๆ ได้สันนิษฐานว่าเส้นทางระบบสุริยะผ่านกาแลคซีเป็นปัจจัยในระยะเวลาของการสูญพันธุ์ครั้งใหญ่พบในโลกบันทึกฟอสซิล สมมติฐานหนึ่งสันนิษฐานว่าการสั่นในแนวดิ่งที่เกิดจากดวงอาทิตย์ขณะที่โคจรรอบศูนย์กลางกาแลคซีทำให้มันผ่านระนาบดาราจักรเป็นประจำ เมื่อวงโคจรของดวงอาทิตย์เคลื่อนตัวออกไปนอกจานดาราจักร กระแสน้ำของดาราจักรจะอ่อนแอลง เมื่อมันกลับเข้าสู่จานดาราจักรอีกครั้ง เช่นเดียวกับที่มันทำทุกๆ 20-25 ล้านปี มันอยู่ภายใต้อิทธิพลของ "กระแสน้ำของแผ่นดิสก์" ที่แรงกว่ามาก ซึ่งตามแบบจำลองทางคณิตศาสตร์ ได้เพิ่มการไหลของดาวหางเมฆออร์ตสู่สุริยะ ระบบด้วยปัจจัย 4 ซึ่งนำไปสู่ความเป็นไปได้ที่จะเกิดผลกระทบร้ายแรงเพิ่มขึ้นอย่างมาก [122]

อย่างไรก็ตาม หลายคนโต้แย้งว่าปัจจุบันดวงอาทิตย์อยู่ใกล้กับระนาบดาราจักร และเหตุการณ์การสูญพันธุ์ครั้งใหญ่ครั้งสุดท้ายเกิดขึ้นเมื่อ 15 ล้านปีก่อน ดังนั้นตำแหน่งแนวตั้งของดวงอาทิตย์เพียงอย่างเดียวไม่สามารถอธิบายการสูญพันธุ์เป็นระยะ ๆ ดังกล่าวและการสูญพันธุ์ว่าแทนที่จะเกิดขึ้นเมื่อดวงอาทิตย์ผ่านกาแลคซีแขนกังหัน แขนกังหันเป็นบ้านไม่เพียง แต่จะตัวเลขขนาดใหญ่ของเมฆโมเลกุลที่มีแรงโน้มถ่วงอาจบิดเบือนเมฆออร์ต แต่ยังรวมถึงความเข้มข้นสูงสดใสยักษ์ใหญ่สีฟ้าซึ่งมีชีวิตอยู่ในช่วงระยะเวลาอันสั้นและจากนั้นเกิดการระเบิดอย่างรุนแรงเป็นซูเปอร์โนวา [123]

การชนกันของกาแลคซีและการหยุดชะงักของดาวเคราะห์

แม้ว่าดาราจักรส่วนใหญ่ในเอกภพจะเคลื่อนตัวออกห่างจากทางช้างเผือก แต่ดาราจักรแอนโดรเมดาซึ่งเป็นสมาชิกที่ใหญ่ที่สุดของกลุ่มดาราจักรท้องถิ่นกำลังมุ่งหน้าไปทางนั้นด้วยความเร็วประมาณ 120 กม./วินาที [124]ใน 4 พันล้านปี Andromeda และทางช้างเผือกจะชนกันทำให้ทั้งเบี้ยวเป็นแรงน้ำขึ้นน้ำลงบิดเบือนแขนด้านนอกของพวกเขาเป็นที่กว้างใหญ่หางน้ำขึ้นน้ำลง หากเกิดการหยุดชะงักในขั้นต้นนี้ นักดาราศาสตร์จะคำนวณโอกาส 12% ที่ระบบสุริยะจะถูกดึงออกไปทางหางน้ำขึ้นน้ำลงของทางช้างเผือก และโอกาส 3% ที่มันจะถูกดึงดูดด้วยแรงโน้มถ่วงกับแอนโดรเมดาและเป็นส่วนหนึ่งของดาราจักรนั้น [124]หลังจากการกระหน่ำระยิบระยับอีกเป็นชุด ในระหว่างที่ความเป็นไปได้ที่ระบบสุริยะจะพุ่งออกมาจะเพิ่มขึ้นเป็น 30% [125]หลุมดำมวลมหาศาลของดาราจักรจะรวมเข้าด้วยกัน ในที่สุดประมาณ 6 พันล้านปีทางช้างเผือกและ Andromeda จะเสร็จสิ้นการควบรวมกิจการของพวกเขากลายเป็นดาวยักษ์กาแล็กซีรูปไข่ ในระหว่างการรวมตัว ถ้ามีก๊าซเพียงพอ แรงโน้มถ่วงที่เพิ่มขึ้นจะบังคับให้ก๊าซไปยังศูนย์กลางของดาราจักรวงรีที่กำลังก่อตัว ซึ่งอาจนำไปสู่ช่วงเวลาสั้น ๆ ของการก่อตัวดาวเข้มข้นที่เรียกว่าบ้าคลั่ง [124]นอกจากนี้ก๊าซที่ตกลงจะเลี้ยงหลุมดำที่จัดตั้งขึ้นใหม่, เปลี่ยนมันเป็นนิวเคลียสดาราจักรกัมมันต์ แรงของการโต้ตอบเหล่านี้น่าจะผลักระบบสุริยะเข้าสู่รัศมีรอบนอกของดาราจักรใหม่ โดยปล่อยให้มันไม่ได้รับอันตรายจากการแผ่รังสีจากการชนเหล่านี้ [124] [125]

เป็นความเข้าใจผิดกันทั่วไปว่าการชนกันครั้งนี้จะรบกวนวงโคจรของดาวเคราะห์ในระบบสุริยะ แม้ว่าจะเป็นความจริงที่แรงโน้มถ่วงของดาวที่ผ่านเข้ามาสามารถแยกดาวเคราะห์ออกสู่อวกาศระหว่างดวงดาวได้ แต่ระยะห่างระหว่างดาวฤกษ์นั้นยิ่งใหญ่มากจนโอกาสที่จะเกิดการชนกันของทางช้างเผือกกับแอนโดรเมดาทำให้เกิดการหยุดชะงักของระบบดาวแต่ละดวงนั้นน้อยมาก แม้ว่าระบบสุริยะโดยรวมอาจได้รับผลกระทบจากเหตุการณ์เหล่านี้ แต่คาดว่าดวงอาทิตย์และดาวเคราะห์จะไม่ถูกรบกวน [126]

อย่างไรก็ตาม เมื่อเวลาผ่านไปความน่าจะเป็นสะสมของโอกาสที่จะได้พบกับดาวฤกษ์จะเพิ่มขึ้น และการหยุดชะงักของดาวเคราะห์ก็เป็นสิ่งที่หลีกเลี่ยงไม่ได้ สมมติว่าไม่มีเหตุการณ์Big CrunchหรือBig Ripสำหรับการสิ้นสุดของจักรวาล การคำนวณแนะนำว่าแรงโน้มถ่วงของดาวฤกษ์ที่ผ่านเข้ามาจะทำให้ดวงอาทิตย์ตายของดาวเคราะห์ที่เหลืออยู่หมดภายใน 1 พันล้านล้าน (10 15 ) ปี จุดนี้เป็นจุดสิ้นสุดของระบบสุริยะ แม้ว่าดวงอาทิตย์และดาวเคราะห์อาจอยู่รอดได้ แต่ระบบสุริยะจะไม่มีอยู่จริงในทุกความหมายที่มีความหมาย [3]

ลำดับเหตุการณ์

Projected timeline of the Sun's life. From Formation To 14Gy

กรอบเวลาของการก่อตัวของระบบพลังงานแสงอาทิตย์ที่ได้รับการพิจารณาโดยใช้radiometric สืบ นักวิทยาศาสตร์ประเมินว่าระบบสุริยะมีอายุ 4.6 ​​พันล้านปี ที่เก่าแก่ที่สุดที่รู้จักกันธัญพืชแร่บนโลกประมาณเก่า 4400000000 ปี [127]หินเก่านี้เป็นของหายากในขณะที่พื้นผิวโลกอยู่ตลอดเวลาการเปลี่ยนโฉมหน้าจากการกัดเซาะ , ภูเขาไฟและแผ่นเปลือกโลก ในการประมาณอายุของระบบสุริยะ นักวิทยาศาสตร์ใช้อุกกาบาตซึ่งเกิดขึ้นระหว่างการควบแน่นของเนบิวลาสุริยะในช่วงแรก อุกกาบาตเกือบทั้งหมด (ดู อุกกาบาตCanyon Diablo ) พบว่ามีอายุ 4.6 ​​พันล้านปี บ่งบอกว่าระบบสุริยะต้องมีอายุอย่างน้อยขนาดนี้ [128]

การศึกษาจานรอบดาวดวงอื่นได้ช่วยกำหนดกรอบเวลาสำหรับการก่อตัวของระบบสุริยะด้วยเช่นกัน ดาวฤกษ์ที่มีอายุระหว่าง 1 ถึง 3 ล้านปีมีจานที่อุดมไปด้วยก๊าซ ในขณะที่จานที่อยู่รอบดาวฤกษ์ที่มีอายุมากกว่า 10 ล้านปีจะมีก๊าซเพียงเล็กน้อยหรือไม่มีเลย ซึ่งบ่งชี้ว่าดาวเคราะห์ยักษ์ในตัวพวกมันได้หยุดก่อตัวแล้ว [30]

เส้นเวลาของวิวัฒนาการระบบสุริยะ

External Timelineไทม์ไลน์แบบกราฟิกสามารถดูได้ที่
ไทม์ไลน์แบบกราฟิกของ Earth และ Sun

หมายเหตุ: วันที่และเวลาทั้งหมดในลำดับเหตุการณ์นี้เป็นค่าโดยประมาณและควรใช้เป็นตัวบ่งชี้ขนาดเท่านั้น

ลำดับเหตุการณ์ของการก่อตัวและวิวัฒนาการของระบบสุริยะ
เฟสเวลาตั้งแต่การก่อตัวของดวงอาทิตย์เวลาจากปัจจุบัน (โดยประมาณ)เหตุการณ์
ระบบสุริยะล่วงหน้า พันล้านปีก่อนการก่อตัวของระบบสุริยะ กว่า 4.6  พันล้านปีก่อน (bya) ดาวฤกษ์รุ่นก่อน ๆ อาศัยและตาย โดยฉีดธาตุหนักเข้าไปในตัวกลางระหว่างดาวซึ่งระบบสุริยะได้ก่อตัวขึ้น [14]
~ 50 ล้านปีก่อนการก่อตัวของระบบสุริยะ 4.6  โดย หากระบบสุริยะก่อตัวขึ้นในบริเวณที่ก่อตัวดาวคล้ายเนบิวลากลุ่มดาวนายพรานดาวที่มีมวลมากที่สุดจะก่อตัวขึ้น มีชีวิต ตาย และระเบิดในซุปเปอร์โนวา ซุปเปอร์โนวาชนิดหนึ่งที่เรียกว่าซุปเปอร์โนวาปฐมภูมิอาจกระตุ้นการก่อตัวของระบบสุริยะ [16] [17]
การก่อตัวของซัน 0-100,000 ปี 4.6  โดย เนบิวลาก่อนสุริยะก่อตัวและเริ่มยุบตัว ดวงอาทิตย์เริ่มก่อตัว [30]
100,000 – 50 ล้านปี 4.6  โดย ดวงอาทิตย์เป็นT Tauri Protostar [9]
100,000 – 10 ล้านปี 4.6  โดย ภายใน 10 ล้านปี ก๊าซในจานก่อกำเนิดดาวเคราะห์ถูกพัดพาออกไป และการก่อตัวของดาวเคราะห์ชั้นนอกน่าจะสมบูรณ์แล้ว [30]
10 ล้าน – 100 ล้านปี 4.5–4.6  โดย ดาวเคราะห์ภาคพื้นดินและรูปแบบดวงจันทร์ ผลกระทบมหาศาลเกิดขึ้น น้ำส่งไปยังโลก [2]
ลำดับหลัก 50 ล้านปี 4.5  โดย ซันกลายเป็นดาราลำดับหลัก (26)
200 ล้านปี 4.4  โดย การก่อตัวของหินที่เก่าแก่ที่สุดในโลก [127] [129]
500 ล้าน – 600 ล้านปี 4.0–4.1  โดย เสียงสะท้อนในวงโคจรของดาวพฤหัสบดีและดาวเสาร์เคลื่อนดาวเนปจูนออกไปในแถบไคเปอร์ การทิ้งระเบิดหนักช่วงปลายเกิดในระบบสุริยะชั้นใน [2]
800 ล้านปี 3.8  โดย ชีวิตที่เก่าแก่ที่สุดที่รู้จักบนโลก [72] [129] เมฆออร์ตถึงมวลสูงสุด [75]
4.6 พันล้านปี วันนี้ ซันยังคงเป็นดาวฤกษ์ลำดับหลัก [105]
6 พันล้านปี อนาคต 1.4 พันล้านปี เขตที่อยู่อาศัยของดวงอาทิตย์เคลื่อนตัวออกนอกวงโคจรของโลก ซึ่งอาจเคลื่อนเข้าสู่วงโคจรของดาวอังคาร [108]
7 พันล้านปี 2.4 พันล้านปีในอนาคต ทางช้างเผือกและAndromeda Galaxyเริ่มต้นที่จะชนกัน มีโอกาสเล็กน้อยที่แอนโดรเมดาจะจับระบบสุริยะได้ก่อนที่กาแลคซีทั้งสองจะหลอมรวมอย่างสมบูรณ์ [124]
โพสต์–ลำดับหลัก 10 พันล้าน – 12 พันล้านปี 5-7 พันล้านปีข้างหน้า ดวงอาทิตย์ได้หลอมรวมไฮโดรเจนทั้งหมดในแกนกลางและเริ่มเผาไฮโดรเจนในเปลือกที่อยู่รอบๆ แกนกลางของมัน ซึ่งจะทำให้อายุของลำดับหลักสิ้นสุดลง ดวงอาทิตย์เริ่มเคลื่อนขึ้นไปบนกิ่งยักษ์สีแดงของแผนภาพ Hertzsprung–Russellซึ่งเติบโตอย่างสว่างไสวมากขึ้นอย่างมาก (ถึง 2,700 เท่า) ใหญ่ขึ้น (ด้วยรัศมีสูงถึง 250 เท่า) และเย็นกว่า (ลดลงเหลือ 2600 K ): ดวงอาทิตย์ตอนนี้กลายเป็นดาวยักษ์แดง ดาวพุธ ดาวศุกร์ และโลกอาจถูกกลืนกิน [106] [111]ในช่วงเวลานี้ ดวงจันทร์ไททันของดาวเสาร์อาจกลายเป็นที่อยู่อาศัยได้ [113]
~ 12 พันล้านปี ~ 7 พันล้านปีในอนาคต ดวงอาทิตย์เคลื่อนผ่านเฟสกิ่งในแนวราบที่เผาไหม้ด้วยฮีเลียมและเฟสของกิ่งก้านสาขาที่ไม่มีซีมโทติก โดยสูญเสียมวลรวมประมาณ 30% ในทุกระยะหลังลำดับหลัก เฟส asymptotic ยักษ์สาขาปลายกับออกของชั้นนอกของมันเป็นที่เนบิวลาดาวเคราะห์ออกจากแกนหนาแน่นของดวงอาทิตย์ที่อยู่เบื้องหลังเป็นดาวแคระขาว [106] [116]
ส่วนที่เหลืออาทิตย์ ~ 1 พันล้านปี (10 15ปี)~ 1 พันล้านปีในอนาคต ดวงอาทิตย์เย็นลงถึง 5 ก. [130]แรงโน้มถ่วงของดาวที่ผ่านเข้ามาทำให้ดาวเคราะห์หลุดออกจากวงโคจร ระบบสุริยะหยุดอยู่ [3]

ดูสิ่งนี้ด้วย

  • เพิ่ม  - การสะสมของอนุภาคเป็นวัตถุขนาดใหญ่โดยแรงโน้มถ่วงดึงดูดเรื่องอื่น ๆ
  • อายุของโลก
  • บิ๊กแบง  – แบบจำลองจักรวาลวิทยา
  • ลำดับเหตุการณ์ของจักรวาล  – ประวัติศาสตร์และอนาคตของจักรวาล
  • ดิสก์ Circumplanetary  – การสะสมของสสารรอบดาวเคราะห์
  • จักรวาลวิทยา  – การศึกษาทางวิทยาศาสตร์เกี่ยวกับต้นกำเนิด วิวัฒนาการ และชะตากรรมสุดท้ายของจักรวาล
  • อนาคตของโลก  – คาดการณ์การเปลี่ยนแปลงทางธรณีวิทยาและชีวภาพในระยะยาว
  • การก่อตัวและวิวัฒนาการของดาราจักร  – กระบวนการที่ก่อตัวเอกภพที่ต่างกันจากจุดเริ่มต้นที่เป็นเนื้อเดียวกัน การก่อตัวของดาราจักรแรก ดาราจักรเปลี่ยนแปลงไปตามกาลเวลา
  • ประวัติศาสตร์โลก  – การพัฒนาของดาวเคราะห์โลกตั้งแต่การก่อตัวจนถึงปัจจุบัน
  • ความสูงของมาตราส่วน
  • อวกาศและความอยู่รอด  – แนวคิดที่ว่าการมีอยู่ของมนุษย์ในจักรวาลในระยะยาวนั้นต้องการอารยธรรมอวกาศ
  • วิวัฒนาการของดาวฤกษ์  – การเปลี่ยนแปลงของดาวฤกษ์ตลอดอายุขัยของมัน
  • การก่อตัวของโครงสร้าง  – การก่อตัวของกาแลคซี กระจุกดาราจักร และโครงสร้างที่ใหญ่กว่าจากความผันผวนของความหนาแน่นในช่วงเริ่มต้นเล็กน้อย
  • Tidal locking  – สถานการณ์ที่คาบการโคจรของวัตถุดาราศาสตร์ตรงกับคาบการหมุนของมัน
  • เส้นเวลาของอนาคตอันไกล  – การคาดการณ์ทางวิทยาศาสตร์เกี่ยวกับอนาคตอันไกล

หมายเหตุ

  1. ^ หน่วยดาราศาสตร์หรือ AU คือระยะห่างเฉลี่ยระหว่างโลกกับดวงอาทิตย์ หรือประมาณ 150 ล้านกิโลเมตร เป็นหน่วยวัดมาตรฐานสำหรับระยะทางระหว่างดาวเคราะห์
  2. ^ มวลรวมของดาวพฤหัสบดีดาวเสาร์ดาวยูเรนัสและดาวเนปจูนเป็น 445.6 ฝูงโลก มวลของวัสดุที่เหลือคือ ~ 5.26 มวลโลกหรือ 1.1% (ดูระบบสุริยะ#หมายเหตุและรายการวัตถุของระบบสุริยะแยกตามมวล )
  3. ↑ เหตุผลที่ดาวเสาร์ ดาวยูเรนัส และเนปจูนทั้งหมดเคลื่อนตัวออกด้านนอกในขณะที่ดาวพฤหัสบดีเคลื่อนเข้าด้านในก็คือดาวพฤหัสบดีมีมวลมากพอที่จะขับดาวเคราะห์ออกจากระบบสุริยะได้ ในขณะที่ดาวเคราะห์ชั้นนอกอีกสามดวงไม่ใช่ดาวเคราะห์ ในการขับวัตถุออกจากระบบสุริยะ ดาวพฤหัสบดีจะถ่ายเทพลังงานไปยังวัตถุนั้น และสูญเสียพลังงานในวงโคจรของตัวเองบางส่วนและเคลื่อนเข้าด้านใน เมื่อดาวเนปจูน ดาวยูเรนัส และดาวเสาร์รบกวนดาวเคราะห์นอกระบบ ดาวเคราะห์เหล่านั้นจะจบลงด้วยวงโคจรที่ประหลาดมากแต่ยังคงโคจรอยู่ติดกัน ดังนั้นจึงสามารถกลับสู่ดาวเคราะห์ที่รบกวนและอาจส่งคืนพลังงานที่สูญเสียไป ในทางกลับกัน เมื่อดาวเนปจูน ดาวยูเรนัส และดาวเสาร์รบกวนวัตถุเข้าด้านใน ดาวเคราะห์เหล่านั้นจะได้รับพลังงานจากการทำเช่นนั้น จึงเคลื่อนตัวออกไปด้านนอก ที่สำคัญกว่านั้น วัตถุที่ถูกรบกวนภายในมีโอกาสมากขึ้นที่จะพบดาวพฤหัสบดีและถูกขับออกจากระบบสุริยะ ซึ่งในกรณีนี้ พลังงานที่ได้รับจากดาวเนปจูน ดาวยูเรนัส และดาวเสาร์ที่ได้รับจากการโก่งตัวเข้าด้านในของวัตถุที่พุ่งออกมาจะกลายเป็นแบบถาวร
  4. ^ ในทุกกรณีของการถ่ายโอนโมเมนตัมเชิงมุมและพลังงาน โมเมนตัมเชิงมุมของระบบสองร่างจะถูกอนุรักษ์ไว้ ในทางตรงกันข้าม พลังงานรวมของการหมุนรอบของดวงจันทร์บวกกับการหมุนรอบปฐมภูมิจะไม่ถูกอนุรักษ์ไว้ แต่จะลดน้อยลงเมื่อเวลาผ่านไป เนื่องจากการกระจายตัวผ่านความร้อนแบบเสียดทานที่เกิดจากการเคลื่อนที่ของส่วนที่นูนขึ้นน้ำลงผ่านตัวหลัก หากปฐมภูมิเป็นของเหลวในอุดมคติที่ไม่มีการเสียดสี กระพุ้งน้ำขึ้นน้ำลงจะอยู่กึ่งกลางใต้ดาวเทียม และจะไม่มีการถ่ายโอนเกิดขึ้น มันคือการสูญเสียพลังงานไดนามิกผ่านแรงเสียดทานที่ทำให้การถ่ายโอนโมเมนตัมเชิงมุมเป็นไปได้

อ้างอิง

  1. อรรถเป็น ข ออเดรย์ บูวิเยร์; มีนาคชี วัดวา (2010). "อายุของระบบสุริยะกำหนดใหม่โดยอายุ Pb-Pb ที่เก่าแก่ที่สุดของการรวมอุกกาบาต" ธรณีศาสตร์ธรรมชาติ . 3 (9): 637–641. Bibcode : 2010NatGe...3..637B . ดอย : 10.1038/NGEO941 .
  2. ^ a b c d e f g h โกเมส, อาร์.; เลวิสัน, ฮาโรลด์ เอฟ.; ซิกานิส, เค; มอร์บิเดลลี, อเลสซานโดร (2005). "ต้นกำเนิดของยุคระเบิดหนักตอนปลายอย่างหายนะของดาวเคราะห์ภาคพื้นดิน" . ธรรมชาติ . 435 (7041): 466–9. Bibcode : 2005Natur.435..466G . ดอย : 10.1038/nature03676 . PMID  15917802 .
  3. ^ a b c ฟรีแมน ไดสัน (กรกฎาคม 2522) "เวลาไม่มีที่สิ้นสุด: ฟิสิกส์และชีววิทยาในจักรวาลเปิด". ความคิดเห็นเกี่ยวกับฟิสิกส์สมัยใหม่ สถาบันเพื่อการศึกษาขั้นสูง พรินซ์ตัน นิวเจอร์ซีย์ 51 (3): 447–460. Bibcode : 1979RvMP...51..447D . ดอย : 10.1103/RevModPhys.51.447 .
  4. ^ "ระบบสุริยะ" . เมอร์เรียมเว็บสเตอร์พจนานุกรมออนไลน์ 2551 . สืบค้นเมื่อ2008-04-15 .
  5. ^ ไมเคิล มาร์ค วูล์ฟสัน (1984) "การหมุนในระบบสุริยะ". รายการปรัชญาของ Royal Society 313 (1524): 5–18. Bibcode : 1984RSPTA.313.5W . ดอย : 10.1098/rsta.1984.0078 . S2CID  120193937 .
  6. ^ ไนเจล เฮนเบสท์ (1991). "วันเกิดของดาวเคราะห์: โลกและดาวเคราะห์เพื่อนของมันอาจจะเป็นผู้รอดชีวิตจากเวลาที่ดาวเคราะห์แฉลบรอบดวงอาทิตย์เช่นลูกปืนบนโต๊ะพินบอลเป็น" นักวิทยาศาสตร์ใหม่. สืบค้นเมื่อ2008-04-18 .
  7. ^ เดวิด ไวท์เฮาส์ (2005). ดวงอาทิตย์: ชีวประวัติ . จอห์น ไวลีย์ แอนด์ ซันส์. ISBN 978-0-470-09297-2.
  8. ^ ข ไซมอน มิตตัน (2005). "ที่มาขององค์ประกอบทางเคมี". Fred Hoyle: ชีวิตในวิทยาศาสตร์ . ออรัม. หน้า 197–222. ISBN 978-1-85410-961-3.
  9. ^ a b c d e เธียร์รี มงต์เมอร์เล่; ฌอง-ชาร์ลส์ ออเกโร; มาร์ค เชาซิดอน (2006). "การก่อตัวของระบบสุริยะและวิวัฒนาการตอนต้น: 100 ล้านปีแรก" โลกดวงจันทร์และดาวเคราะห์ สปริงเกอร์. 98 (1-4): 39–95. Bibcode : 2006EM&P...98...39M . ดอย : 10.1007/s11038-006-9087-5 . S2CID  120504344 .
  10. ^ a b c d e แอน ซาบลุดดอฟ (ฤดูใบไม้ผลิ พ.ศ. 2546) "บรรยายที่ 13: ทฤษฎีเนบิวลาของการกำเนิดระบบสุริยะ" . สืบค้นเมื่อ2006-12-27 .
  11. ^ เจเจ ราวัล (1986) "ข้อพิจารณาเพิ่มเติมเกี่ยวกับการทำสัญญาเนบิวลาสุริยะ" โลกดวงจันทร์และดาวเคราะห์ ท้องฟ้าจำลองเนห์รู บอมเบย์อินเดีย: สปริงเกอร์ เนเธอร์แลนด์ 34 (1): 93–100. Bibcode : 1986EM&P...34...93R . ดอย : 10.1007/BF00054038 . S2CID  121914773 .
  12. ^ WM เออร์ไวน์ (1983) "องค์ประกอบทางเคมีของเนบิวลาก่อนสุริยะ". ใน TI Gombosi (ed.) การสำรวจดาวหาง . 1 . หน้า 3–12. Bibcode : 1983coex....1....3I .
  13. ^ Zeilik & Gregory 1998 , พี. 207.
  14. ^ ข Charles H. Lineweaver (2001). "การประมาณการการกระจายอายุของดาวเคราะห์ภาคพื้นดินในจักรวาล: การหาปริมาณความเป็นโลหะเป็นผลการคัดเลือก" อิคารัส . 151 (2): 307–313. arXiv : astro-ph/0012399 . Bibcode : 2001Icar..151..307L . ดอย : 10.1006/icar.2001.6607 . S2CID  14077895 .
  15. ^ วิลเลียมส์ เจ. (2010). "สภาพแวดล้อมทางดาราศาสตร์ของแหล่งกำเนิดสุริยะ". ฟิสิกส์ร่วมสมัย . 51 (5): 381–396. arXiv : 1008.2973 . Bibcode : 2010ConPh..51..381W . ดอย : 10.1080/00107511003764725 . S2CID  118354201 .
  16. ^ ข เจ เจฟฟ์ เฮสเตอร์; สตีเวน เจ. เดช; เควิน อาร์. ฮีลี; ลอรี เอ. เลชิน (21 พฤษภาคม 2547) "แหล่งกำเนิดของระบบสุริยะ" (PDF) . วิทยาศาสตร์ . 304 (5674): 1116–1117. Bibcode : 2004Sci...304.116H . ดอย : 10.1126/science.1096808 . PMID  15155936 . S2CID  117722734 . เก็บถาวรจากต้นฉบับ (PDF)เมื่อ 13 กุมภาพันธ์ 2020
  17. ^ ข มาร์ติน บิซซาร์โร; เดวิด อุลฟ์เบ็ค; แอนน์ ทรินเคียร์; คริสติน ธ ราน; เจมส์ เอ็น. คอนเนลลี; แบรดลีย์ เอส. เมเยอร์ (2007). "หลักฐานการฉีดซูเปอร์โนวาช่วงปลายยุค60 Fe ลงในดิสก์ก่อกำเนิดดาวเคราะห์" วิทยาศาสตร์ . 316 (5828): 1178–1181. Bibcode : 2007Sci...316.1178B . ดอย : 10.1126/science.1141040 . PMID  17525336 . S2CID  19242845 .
  18. ^ มอร์แกน เคลลี่. "หินที่เคลื่อนที่ช้ามีโอกาสที่ดีกว่าที่ชีวิตตกลงสู่พื้นโลกจากอวกาศ" . ข่าวที่พรินซ์ตัน. สืบค้นเมื่อ24 ก.ย. 2555 .
  19. ^ ไซม่อน เอฟ. ปอร์เตกีส์ ซวาร์ต (2009). "พี่น้องที่สาบสูญของดวงอาทิตย์". วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 696 (L13–L16): L13–L16. arXiv : 0903.0237 . Bibcode : 2009ApJ...696L..13P . ดอย : 10.1088/0004-637X/696/1/L13 . S2CID  17168366 .
  20. ^ นาธาน เอ. ไคบ; โธมัส ควินน์ (2008) "การก่อตัวของเมฆออร์ตในสภาพแวดล้อมแบบคลัสเตอร์เปิด" อิคารัส . 197 (1): 221–238. arXiv : 0707.4515 . Bibcode : 2008Icar..197..221K . ดอย : 10.1016/j.icarus.2008.03.020 . S2CID  14342946 .
  21. ^ เจน เอส. กรีฟส์ (2005). "ดิสก์รอบดาวและการเติบโตของระบบดาวเคราะห์" วิทยาศาสตร์ . 307 (5706): 68–71. Bibcode : 2005Sci...307...68G . ดอย : 10.1126/science.1101979 . PMID  15637266 . S2CID  27720602 .
  22. ^ คาเฟ่, เมกะวัตต์; โฮเฮนเบิร์ก CM; Swindle, TD; Goswami, JN (1 กุมภาพันธ์ 2530) "หลักฐานในอุกกาบาตสำหรับดวงอาทิตย์ที่กระฉับกระเฉง" จดหมายวารสารดาราศาสตร์ . 313 : L31–L35. Bibcode : 1987ApJ...313L..31C . ดอย : 10.1086/184826 . hdl : 2060/19850018239 .
  23. ^ ม. โมโมเสะ; วาย. คิตามูระ; ส. โยโกกาวะ; ร. คาวาเบะ; ม.ทามูระ; เอส. ไอด้า (2003). "การตรวจสอบคุณสมบัติทางกายภาพของดิสก์ก่อกำเนิดดาวเคราะห์รอบดาว T Tauri โดยการสำรวจภาพความละเอียดสูงที่แลมบ์ดา = 2 มม." ใน Ikeuchi, S.; เฮิร์นชอว์ เจ.; Hanawa, T. (สหพันธ์). การดำเนินการของการประชุมระดับภูมิภาคเอเชียแปซิฟิกครั้งที่ 8 ของ IAU เล่มที่ 1 การดำเนินการของการประชุมระดับภูมิภาคเอเชียแปซิฟิกครั้งที่ 8 ของ IAU 289 . สมาคมดาราศาสตร์แห่งแปซิฟิกคอนเฟอเรนซ์ซีรีส์ หน้า 85. รหัส : 2003ASPC..289...85M .
  24. ^ เดโบราห์ แอล. แพดเจตต์; โวล์ฟกัง แบรนเนอร์; คาร์ล อาร์. สเตเพลเฟล์ท; และคณะ (มีนาคม 2542). "กล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล/การถ่ายภาพ NICMOS ของดิสก์และซองจดหมายรอบดาวอายุน้อย" วารสารดาราศาสตร์ . 117 (3): 1490–1504. arXiv : astro-ph/9902101 . Bibcode : 1999AJ....117.1490P . ดอย : 10.1086/300781 . S2CID  16498360 .
  25. ^ ม.คูเกอร์; ต. เฮนนิ่ง; G. Rüdiger (2003). "แม่เหล็กดาว-Disk Coupling ในคลาสสิก T Tauri ระบบ" (PDF) วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 589 (1): 397–409. Bibcode : 2003ApJ...589..397K . ดอย : 10.1086/374408 . S2CID  54039084 . เก็บถาวรจากต้นฉบับ (PDF)เมื่อ 2020-04-12
  26. ^ ข ซอกยองยี; ปิแอร์ เดมาร์ก; คิมยงชอล; Young-Wook Lee; ช้าง เอช. รี; ธิโบต์ เลอเจิร์น; ซิดนีย์ บาร์นส์ (2001). "การประมาณอายุที่ดีขึ้นสำหรับประชากรดาวฤกษ์: The Y 2 {\displaystyle Y^{2}} Y^{2}Isochrones for Solar Mixture". Astrophysical Journal Supplement . 136 (2): 417–437. arXiv : astro-ph/0104292 . Bibcode : 2001ApJS..136..417Y . doi : 10.1086/321795 . S2CID  118940644 .
  27. ^ Zeilik & Gregory 1998 , พี. 320
  28. ^ AP บอส; อาร์เอช ดูริเซน (2005). "หน้าช็อกที่ก่อตัวเป็นคอนดรูลในเนบิวลาสุริยะ: สถานการณ์รวมที่เป็นไปได้สำหรับดาวเคราะห์และการก่อตัวของคอนไดรต์" วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 621 (2): L137–L140. arXiv : astro-ph/0501592 . Bibcode : 2005ApJ...621L.137B . ดอย : 10.1086/429160 . S2CID  15244154 .
  29. ^ พี. โกลด์รีค; วอร์ด WR (1973) "การก่อตัวของดาวเคราะห์". วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 183 : 1051. Bibcode : 1973ApJ...183.1051G . ดอย : 10.1086/152291 .
  30. ^ a b c d e f g h i j ดักลาส NC Lin (พฤษภาคม 2008). "The Genesis of Planets" (มีค่าธรรมเนียม) . นักวิทยาศาสตร์อเมริกัน . 298 (5): 50–59. Bibcode : 2008SciAm.298e..50C . ดอย : 10.1038/scientificamerican0508-50 . PMID  18444325 .
  31. ^ D'Angelo, G.; Lubow, SH (2010). "แรงบิดของดิสก์-ดาวเคราะห์สามมิติในดิสก์ไอโซเทอร์มอลในเครื่อง" วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 724 (1): 730–747. arXiv : 1009.4148 . Bibcode : 2010ApJ...724..730D . ดอย : 10.1088/0004-637X/724/1/730 . S2CID  119204765 .
  32. ^ Lubow, SH; ไอด้า, เอส. (2011). "การอพยพของดาวเคราะห์". ในเอส. ซีเกอร์. (เอ็ด) ดาวเคราะห์นอกระบบ สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยแอริโซนา ทูซอน แอริโซนา น. 347–371. arXiv : 1004.4137 . Bibcode : 2011exop.book..347L .
  33. ^ เจ้าหน้าที่ (12 มกราคม 2553). "โลกรอดจากการเกิดได้อย่างไร" . นิตยสารโหราศาสตร์. สืบค้นเมื่อ2010-02-04 .
  34. ^ ไอลิฟฟ์ บี.; เบต, มร. (2009). "การเพิ่มของก๊าซสู่แกนดาวเคราะห์: การคำนวณอุทกพลศาสตร์ของรังสีที่แรงโน้มถ่วงในตัวเองแบบสามมิติ" เดือนสังเกตของสมาคมดาราศาสตร์ 393 (1): 49–64. arXiv : 0811.1259 . Bibcode : 2009MNRAS.393...49A . ดอย : 10.1111/j.1365-2966.2008.14184.x . S2CID  15124882 .
  35. ^ D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. (2013). "การคำนวณรังสี-อุทกพลศาสตร์สามมิติของซองจดหมายของดาวเคราะห์น้อยที่ฝังอยู่ในดิสก์ก่อกำเนิดดาวเคราะห์" วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 778 (1): 77 (29 หน้า). arXiv : 1310.2211 . Bibcode : 2013ApJ...778...77D . ดอย : 10.1088/0004-637X/778/1/77 . S2CID  118522228 .
  36. ^ ลิซเซาเออร์ เจเจ; Hubickyj, O.; D'Angelo, G.; โบเดนไฮเมอร์, พี. (2009). "แบบจำลองการเติบโตของดาวพฤหัสบดีที่มีข้อจำกัดทางความร้อนและอุทกพลศาสตร์" อิคารัส . 199 (2): 338–350. arXiv : 0810.5186 . Bibcode : 2009Icar..199..338L . ดอย : 10.1016/j.icarus.2008.10.004 . S2CID  18964068 .
  37. ^ ข D'Angelo, เจนนาโร; ดูริเซน, ริชาร์ด เอช.; Lissauer, Jack J. (ธันวาคม 2010). "การก่อตัวของดาวเคราะห์ยักษ์". ใน Seager, Sara (ed.) ดาวเคราะห์นอกระบบ สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยแอริโซนา. น. 319–346. arXiv : 1006.5486 . Bibcode : 2010exop.book..319D . ISBN 978-0-8165-2945-2.
  38. ^ a b c ทอมส์ EW; ดันแคน, เอ็มเจ; เลวิสัน, ฮาโรลด์ เอฟ. (2002). "การก่อตัวของดาวยูเรนัสและดาวเนปจูนในหมู่ดาวพฤหัสบดีและดาวเสาร์". วารสารดาราศาสตร์ . 123 (5): 2862–2883. arXiv : astro-ph/0111290 . Bibcode : 2002AJ....123.2862T . ดอย : 10.1086/339975 . S2CID  17510705 .
  39. ^ a b c d e f g h i เลวิสัน, ฮาโรลด์ เอฟ.; มอร์บิเดลลี, อเลสซานโดร; Van Laerhoven, คริสตา; และคณะ (2007). "ที่มาของโครงสร้างของแถบไคเปอร์ระหว่างความไม่แน่นอนแบบไดนามิกในวงโคจรของดาวยูเรนัสและดาวเนปจูน" อิคารัส . 196 (1): 258–273. arXiv : 0712.0553 . Bibcode : 2008Icar..196.258L . ดอย : 10.1016/j.icarus.2007.11.035 . S2CID  7035885 .
  40. ^ เอมิลี่ ลักดาวัลลา (2006). "ผลการค้นหาละอองดาวในกะลา: พลังงานแสงอาทิตย์เนบิวลาเป็นเหมือนปั่น" สังคมดาวเคราะห์. ที่ดึง 2007/01/02
  41. ^ บีจี เอลเมกรีน (1979) "ในการหยุดชะงักของเนบิวลาดิสก์ก่อกำเนิดดาวเคราะห์โดย T Tauri เหมือนลมสุริยะ" ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 80 (1): 77. Bibcode : 1979A&A....80...77E .
  42. ^ เฮงห่าว (24 พฤศจิกายน 2547) "ปฏิสัมพันธ์ Disc-protoplanet" (PDF) มหาวิทยาลัยฮาร์วาร์ด. เก็บถาวรจากต้นฉบับ (PDF)เมื่อ 7 กันยายน 2549 . สืบค้นเมื่อ2006-11-19 .
  43. ^ ไมค์ บราวน์ . "Dysnomia ดวงจันทร์ของ Eris" . เว็บไซต์ส่วนตัว. ที่ดึง 2008-02-01
  44. ^ a b c เปอตี, ฌอง-มาร์ค; มอร์บิเดลลี, อเลสซานโดร (2001). "การกระตุ้นครั้งแรกและการกวาดล้างแถบดาวเคราะห์น้อย" (PDF) . อิคารัส . 153 (2): 338–347. Bibcode : 2001Icar..153..338P . ดอย : 10.1006/icar.2001.6702 .
  45. ^ ข จุนโกะ โคมินามิ; ชิเงรุ อิดะ (2001). "ผลของปฏิกิริยาน้ำขึ้นน้ำลงกับจานก๊าซต่อการก่อตัวของดาวเคราะห์ภาคพื้นดิน". อิคารัส . ภาควิชา Earth and Planetary Sciences, Tokyo Institute of Technology, Ookayama, Meguro-ku, Tokyo, Department of Earth and Planetary Sciences, Tokyo Institute of Technology, Ookayama, Meguro-ku, Tokyo 157 (1): 43–56. Bibcode : 2002Icar..157...43K . ดอย : 10.1006/icar.2001.6811 .
  46. ^ ฌอน ซี. โซโลมอน (2003). "ดาวพุธ: ดาวเคราะห์ชั้นในสุดลึกลับ". โลกและดาวเคราะห์จดหมายวิทยาศาสตร์ 216 (4): 441–455. Bibcode : 2003E&PSL.216.5.441S . ดอย : 10.1016/S0012-821X(03)00546-6 .
  47. ^ ปีเตอร์ โกล์ดริช; โยรัม ลิธวิค; Re'em Sari (10 ตุลาคม 2547) "ขั้นตอนสุดท้ายของการก่อตัวของดาวเคราะห์". วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 614 (1): 497–507. arXiv : astro-ph/0404240 . Bibcode : 2004ApJ...614..497G . ดอย : 10.1086/423612 . S2CID  16419857 .
  48. ^ a b c Bottke, วิลเลียมเอฟ.; ดูดา, แดเนียล ดี.; เนสวอร์นี, เดวิด; และคณะ (2005). "การเชื่อมโยงประวัติศาสตร์ collisional ของแถบดาวเคราะห์น้อยหลักในการกระตุ้นพลังของตนและการสูญเสีย" (PDF) อิคารัส . 179 (1): 63–94. Bibcode : 2005Icar..179...63B . ดอย : 10.1016/j.icarus.2005.05.017 .
  49. ^ ร. เอ็ดการ์; พี. อาร์ตีโมวิชซ์ (2004). "สูบน้ำของ planetesimal Disc อย่างรวดเร็วโดยการย้ายแพลนเน็ต" (PDF) เดือนสังเกตของสมาคมดาราศาสตร์ 354 (3): 769–772. arXiv : astro-ph/0409017 . Bibcode : 2004MNRAS.354..769E . ดอย : 10.1111/j.1365-2966.2004.08238.x . S2CID  18355985 . สืบค้นเมื่อ2008-05-12 .
  50. ^ ERD สกอตต์ (2006). "ข้อจำกัดเกี่ยวกับอายุและกลไกการก่อตัวของดาวพฤหัสบดีและอายุการใช้งานเนบิวลาจากคอนไดรต์และดาวเคราะห์น้อย" การดำเนินการครั้งที่ 37 ประจำปีทางจันทรคติและการประชุมวิทยาศาสตร์ดาวเคราะห์ League City, Texas: Lunar and Planetary Society. Bibcode : 2006LPI....37.2367S .
  51. ^ a b c โอไบรอัน เดวิด; มอร์บิเดลลี, อเลสซานโดร; บอตต์เก, วิลเลียม เอฟ. (2007). "การกระตุ้นดั่งเดิมและสำนักหักบัญชีของดาวเคราะห์น้อยเข็มขัดมาเยือน" (PDF) อิคารัส . 191 (2): 434–452. Bibcode : 2007Icar..191..434O . ดอย : 10.1016/j.icarus.2007.05.005 .
  52. ^ ข ฌอน เอ็น. เรย์มอนด์; โทมัสควินน์; Jonathan I. Lunine (2007). "การจำลองความละเอียดสูงของการประกอบขั้นสุดท้ายของดาวเคราะห์คล้ายโลก 2: การส่งน้ำและการอยู่อาศัยของดาวเคราะห์" โหราศาสตร์ . 7 (1): 66–84. arXiv : astro-ph/0510285 . Bibcode : 2007AsBio...7...66R . ดอย : 10.1089/ast.2006.06-0126 . PMID  17407404 . S2CID  10257401 .
  53. ^ ซูซาน วาตานาเบะ (20 กรกฎาคม 2544) "ความลึกลับของเนบิวลาสุริยะ" . นาซ่า. ที่ดึง 2007/04/02
  54. ^ จอร์จ เอ. คราซินสกี้ ; เอเลน่า วี. ปิตเจวา ; เอ็มวี วาซิลีเยฟ; EI Yagudina (กรกฎาคม 2545) "มวลที่ซ่อนอยู่ในแถบดาวเคราะห์น้อย". อิคารัส . 158 (1): 98–105. Bibcode : 2002Icar..158...98K . ดอย : 10.1006/icar.2002.6837 .
  55. ^ ข เฮนรี เอช. ซีห์; เดวิด จิวิตต์ (23 มีนาคม 2549) "กลุ่มดาวหางในแถบดาวเคราะห์น้อยหลัก" (PDF) . วิทยาศาสตร์ . 312 (5773): 561–563. Bibcode : 2006Sci...312.5.561H . ดอย : 10.1126/science.1125150 . PMID  16556801 . S2CID  29242874 . เก็บถาวรจากต้นฉบับ (PDF)เมื่อ 12 เมษายน 2020
  56. ^ ฟรานซิส เรดดี้ (2006). "คลาสดาวหางใหม่ในสนามหลังบ้านของโลก" . ดาราศาสตร์. com สืบค้นเมื่อ2008-04-29 .
  57. ^ มอร์บิเดลลี, อเลสซานโดร; แชมเบอร์ส เจ.; ลูนีน, เจไอ; เปอตี, ฌอง-มาร์ค; โรเบิร์ตเอฟ.; Valsecchi, Giovanni บี.; Cyr, KE (2000). "แหล่งที่มาของภูมิภาคและช่วงเวลาสำหรับการส่งน้ำสู่โลก" . อุตุนิยมวิทยาและวิทยาศาสตร์ดาวเคราะห์ . 35 (6): 1309–1320. Bibcode : 2000M&PS...35.1309M . ดอย : 10.1111/j.1945-5100.2000.tb01518.x . ISSN  1086-9379 .
  58. ^ ฟลอเรนซ์ ราวลิน-เซอร์โซ; มารี-คริสติน มอเรล; ฌอง ชไนเดอร์ (1998). "จาก Panspermia สู่ชีวดาราศาสตร์ วิวัฒนาการของสมมติฐานของชีวิตสากล". ต้นกำเนิดของชีวิตและวิวัฒนาการของ biospheres สปริงเกอร์ เนเธอร์แลนด์ 28 (4/6): 597–612. ดอย : 10.1023/A:1006566518046 . PMID  11536892 . S2CID  7806411 .
  59. ^ ข จี เจฟฟรีย์ เทย์เลอร์ (21 สิงหาคม 2544) "ดาวยูเรนัส ดาวเนปจูน และภูเขาแห่งดวงจันทร์" . วิทยาศาสตร์ดาวเคราะห์วิจัยค้นพบ สถาบันธรณีฟิสิกส์และดาวเคราะห์ฮาวาย. ที่ดึง 2008-02-01
  60. ^ มอร์บิเดลลี, อเลสซานโดร (3 กุมภาพันธ์ 2551) "กำเนิดและวิวัฒนาการแบบไดนามิกของดาวหางและแหล่งกักเก็บ" arXiv : astro-ph/0512256 .
  61. ^ ข ซิกานิส, เค; โกเมส, อาร์.; มอร์บิเดลลี, A.; เอฟ. เลวิสัน, เอช. (2005). "ที่มาของสถาปัตยกรรมการโคจรของดาวเคราะห์ยักษ์ของระบบสุริยะ" (PDF) . ธรรมชาติ . 435 (7041): 459–461. Bibcode : 2005Natur.435..459T . ดอย : 10.1038/nature03539 . PMID  15917800 . S2CID  4430973 .
  62. ^ ร. มัลโฮตรา (1995). "กำเนิดวงโคจรของดาวพลูโต: นัยต่อระบบสุริยะที่อยู่เหนือดาวเนปจูน" วารสารดาราศาสตร์ . 110 : 420. arXiv : astro-ph/9504036 . Bibcode : 1995AJ....110..420M . ดอย : 10.1086/117532 . S2CID  10622344 .
  63. ^ เอ็มเจ ฟ็อกก์; อาร์พี เนลสัน (2007). "การก่อตัวของดาวเคราะห์ในระบบร้อน-ดาวพฤหัสบดี". ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 461 (3): 1195–1208. arXiv : astro-ph/0610314 . Bibcode : 2007A&A...461.1195F . ดอย : 10.1051/0004-6361:20066171 . S2CID  119476713 .
  64. ^ “ดาวพฤหัสบดีอาจปล้นดาวอังคารที่มีมวล รายงานใหม่ระบุ” . สถาบันวิจัยตะวันตกเฉียงใต้ ซานอันโตนิโอ รัฐเท็กซัส (ข่าวประชาสัมพันธ์) 6 มิถุนายน 2554
  65. ^ วอลช์ เคเจ; มอร์บิเดลลี, อเลสซานโดร; เรย์มอนด์ SN; โอไบรอัน DP; แมนเดลล์, น. (2011). "มวลต่ำสำหรับดาวอังคารจากการอพยพด้วยแก๊สในช่วงต้นของดาวพฤหัสบดี" ธรรมชาติ . 475 (7355): 206–209. arXiv : 1201.5177 . Bibcode : 2011Natur.475..206W . ดอย : 10.1038/nature10201 . PMID  21642961 . S2CID  4431823 .
  66. ^ D'Angelo, G.; Marzari, F. (2012). "การอพยพออกด้านนอกของดาวพฤหัสบดีและดาวเสาร์ในจานก๊าซที่วิวัฒนาการ". วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 757 (1): 50 (23 หน้า). arXiv : 1207.2737 . Bibcode : 2012ApJ...757...50D . ดอย : 10.1088/0004-637X/757/1/50 . S2CID  118587166 .
  67. ^ Chambers, JE (2013). "การรวมตัวของดาวเคราะห์ระยะสุดท้ายรวมถึงการชนแล้วหนีและการกระจายตัว" อิคารัส . 224 (1): 43–56. Bibcode : 2013Icar..224...43C . ดอย : 10.1016/j.icarus.2013.02.015 .
  68. ^ อิซิโดโร, A.; Haghighipour, N.; ฤดูหนาว OC; ซึชิดะ, ม. (2014). "การก่อตัวของดาวเคราะห์ภาคพื้นดินในดิสก์ก่อกำเนิดดาวเคราะห์ที่มีการพร่องของมวลในพื้นที่: สถานการณ์ที่ประสบความสำเร็จสำหรับการก่อตัวของดาวอังคาร" วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 782 (1): 31, (20 หน้า). arXiv : 1312.3959 . Bibcode : 2014ApJ...782...31I . ดอย : 10.1088/0004-637X/782/1/31 . S2CID  118419463 .
  69. ^ ฟิสเชอร์ RA; เซียสลา, เอฟเจ (2014). "ไดนามิกของดาวเคราะห์ภาคพื้นดินจากการจำลอง N-body จำนวนมาก" โลกและดาวเคราะห์จดหมายวิทยาศาสตร์ 392 : 28–38. Bibcode : 2014E&PSL.392...28F . ดอย : 10.1016/j.epsl.2014.02.011 .
  70. ^ แคทรีน แฮนเซ่น (2005). "Orbital Shuffle สำหรับระบบสุริยะยุคแรก" . Geotimes สืบค้นเมื่อ2006-06-22 .
  71. ^ "ลำดับเหตุการณ์ของพื้นผิวดาวเคราะห์" . กองประวัติศาสตร์นาซ่า. สืบค้นเมื่อ2008-03-13 .
  72. ^ ข “นักวิทยาศาสตร์ของ UCLA เสริมความแข็งแกร่งให้กับเคสเพื่อชีวิตเมื่อกว่า 3.8 พันล้านปีก่อน” (ข่าวประชาสัมพันธ์) มหาวิทยาลัยแคลิฟอร์เนีย-ลอสแองเจลิส 21 กรกฎาคม 2549 . สืบค้นเมื่อ2008-04-29 .
  73. ^ คลาร์ก อาร์. แชปแมน (1996). "ความเสี่ยงที่จะอารยธรรมจากต่างดาววัตถุและผลกระทบของ Shoemaker-Levy 9 ดาวหางชน" (PDF) Abhandlungen เดอร์ Geologischen Bundeanstalt วงเวียน 53 : 51–54. ISSN  0016-7800 . ที่เก็บไว้จากเดิม (PDF)บน 2008/09/10 สืบค้นเมื่อ2008-05-06 .
  74. ^ ข เครก บี. อักเนอร์; แฮมิลตัน พี. ดักลาส (2006). "การจับภาพของดาวเนปจูนของดวงจันทร์ไทรทันในไบนารีดาวเคราะห์เผชิญหน้าแรงโน้มถ่วง" (PDF) ธรรมชาติ . 441 (7090): 192–194. Bibcode : 2006Natur.441..192A . ดอย : 10.1038/nature04792 . PMID  16688170 . S2CID  4420518 . เก็บถาวรจากต้นฉบับ (PDF)เมื่อ 2007-06-21
  75. ^ ข มอร์บิเดลลี, อเลสซานโดร (2008-02-03) "กำเนิดและวิวัฒนาการแบบไดนามิกของดาวหางและแหล่งกักเก็บ" arXiv : astro-ph/0512256 .
  76. ^ เบธ อี. คลาร์ก; โรเบิร์ต อี. จอห์นสัน (1996). "การผุกร่อนของดาวเคราะห์: การพังทลายของพื้นผิวในอวกาศ" . eos ธุรกรรมสมาคมฟิสิกส์อเมริกัน 77 (15): 141. Bibcode : 1996EOSTr..77Q.141C . ดอย : 10.1029/96EO00094 . เก็บถาวรจากต้นฉบับเมื่อ 6 มีนาคม 2551 . สืบค้นเมื่อ2008-03-13 .
  77. ^ ข Bottke, วิลเลียมเอฟ.; Durba, D.; Nesvorny, D.; และคณะ (2005). "กำเนิดและวิวัฒนาการของอุกกาบาตหิน" (PDF) . การดำเนินการของสหพันธ์ดาราศาสตร์สากล . พลวัตของประชากรของระบบดาวเคราะห์ 197 . หน้า 357–374 ดอย : 10.1017/S1743921304008865 .
  78. ^ เอช. อัลฟ์เวน; จี. อาร์เรเนียส (1976) "ร่างเล็ก" . SP-345 วิวัฒนาการของระบบสุริยะ นาซ่า. สืบค้นเมื่อ 2007-04-12 .
  79. ^ คานัป, โรบิน เอ็ม.; วอร์ด, วิลเลียม อาร์. (2008-12-30). ต้นกำเนิดของ Europa และกาลิเลโอดาวเทียม สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยแอริโซนา. หน้า 59. arXiv : 0812.4995 . Bibcode : 2009euro.book...59C . ISBN 978-0-8165-2844-8.
  80. ^ D'Angelo, G.; โพโดลักษ์, ม. (2015). "การจับและวิวัฒนาการของดาวเคราะห์ในดิสก์เซอร์คัมโจเวียน". วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 806 (1): 29น. arXiv : 1504.04364 . Bibcode : 2015ApJ...806..203D . ดอย : 10.1088/0004-637X/806/2/203 . S2CID  119216797 .
  81. ^ น. ทาคาโตะ; เอสเจ บัส; และคณะ (2004). "การตรวจจับความลึก 3- ไมโคร {\displaystyle \mu } \mu m Absorption Feature in the Spectrum of Amalthea (JV)". Science . 306 (5705): 2224–7. Bibcode : 2004Sci...306.2224T . doi : 10.1126/science.1105427 . PMID  15618511 . S2CID  129845022 .
    ดูสิ่งนี้ด้วย เฟรเซอร์ เคน (24 ธันวาคม 2547) "ดาวพฤหัสบดีดวงจันทร์ถูกจับอาจจะ" จักรวาลวันนี้ . เก็บถาวรจากต้นฉบับเมื่อ 2008-01-30 . สืบค้นเมื่อ2008-04-03 .
  82. ^ ดีซี จิวิตต์; เอส. เชพเพิร์ด; ซี. ปอร์โก (2004). "ดาวเทียมชั้นนอกและโทรจันของดาวพฤหัสบดี" (PDF) . ในฟราน บาเกนัล ; ทิโมธี อี. ดาวลิ่ง; วิลเลียม บี. แมคคินนอน (สหพันธ์). ดาวพฤหัสบดี ดาวเคราะห์ ดาวเทียม และแมกนีโตสเฟียร์ สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์. น. 263–280. ISBN 0-521-81808-7. เก็บถาวรจากต้นฉบับ (PDF)เมื่อ 2007-06-14
  83. ^ สก็อตต์ เอส. เชพเพิร์ด. "ดาวเทียมดาวเคราะห์ยักษ์และหน้าดวงจันทร์" . เว็บเพจส่วนตัว . ที่เก็บไว้จากเดิมใน 2008/03/11 สืบค้นเมื่อ2008-03-13 .
  84. ^ Zeilik & Gregory 1998 , หน้า 118–120.
  85. ^ ข อาร์เอ็ม คานัป; E. Asphaug (2001). "ต้นกำเนิดของดวงจันทร์ในผลกระทบขนาดยักษ์ใกล้กับจุดสิ้นสุดของการก่อตัวของโลก" ธรรมชาติ . 412 (6848): 708–12. Bibcode : 2001Natur.412..708C . ดอย : 10.1038/35089010 . PMID  11507633 . S2CID  4413525 .
  86. ^ ดีเจสตีเวนสัน (1987) “กำเนิดดวงจันทร์ – สมมติฐานการชน” (PDF) . การทบทวนประจำปีของ Earth and Planetary Sciences . 15 (1): 271–315. Bibcode : 1987AREPS..15..271S . ดอย : 10.1146/anurev.ea.15.050187.001415 . S2CID  53516498 . เก็บถาวรจากต้นฉบับ (PDF)เมื่อ 2020-04-12
  87. ^ จี เจฟฟรีย์ เทย์เลอร์ (31 ธันวาคม 2541) "กำเนิดโลกและดวงจันทร์" . วิทยาศาสตร์ดาวเคราะห์วิจัยค้นพบ สถาบันธรณีฟิสิกส์และดาวเคราะห์ฮาวาย. ดึงข้อมูลเมื่อ2007-07-25 .
  88. ^ Robin M. Canup (28 มกราคม 2548) "แหล่งกำเนิดผลกระทบมหาศาลของดาวพลูโต-ชารอน" (PDF) . วิทยาศาสตร์ . 307 (5709): 546–550. Bibcode : 2005Sci...307..546C . ดอย : 10.1126/science.1106818 . PMID  15681378 . S2CID  19558835 .
  89. ^ บราวน์ ME; Ragozzine, D.; สแตนสเบอร์รี่ เจ.; Fraser, WC (2010). "ขนาด ความหนาแน่น และการก่อตัวของระบบ Orcus-Vanth ในแถบไคเปอร์" วารสารดาราศาสตร์ . 139 (6): 2700–2705. arXiv : 0910.4784 . Bibcode : 2010AJ....139.2700B . ดอย : 10.1088/0004-6256/139/6/2700 . S2CID  8864460 .
  90. ^ ข เจ. ลาสการ์ (1994). "ความโกลาหลขนาดใหญ่ในระบบสุริยะ". ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 287 : L9–L12. Bibcode : 1994A&A...287L...9L .
  91. ^ เจอรัลด์ Jay Sussman; แจ็ค วิสดอม (1988) "หลักฐานเชิงตัวเลขว่าการเคลื่อนที่ของดาวพลูโตไม่เป็นระเบียบ" (PDF) . วิทยาศาสตร์ . 241 (4864): 433–437 Bibcode : 1988Sci...241..433S . ดอย : 10.1126/science.241.4864.433 . hdl : 1721.1/6038 . PMID  17792606 . S2CID  1398095 .
  92. ^ O. Neron เดอ Surgy; เจ Laskar (กุมภาพันธ์ 1997) "เกี่ยวกับวิวัฒนาการระยะยาวของการหมุนของโลก". ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 318 : 975–989. Bibcode : 1997A&A...318.975N .
  93. ^ ข เวย์น บี. เฮย์ส (2007). “ระบบสุริยะชั้นนอกวุ่นวายหรือเปล่า?” ฟิสิกส์ธรรมชาติ . 3 (10): 689–691. arXiv : astro-ph/0702179 . Bibcode : 2007NatPh...3..689H . ดอย : 10.1038/nphys728 . S2CID  18705038 .
  94. ^ สจ๊วต, เอียน (1997). พระเจ้าเล่นลูกเต๋าหรือไม่? (พิมพ์ครั้งที่ 2) หนังสือเพนกวิน. น. 246–249. ISBN 0-14-025602-4.
  95. ^ เดวิด ชิงะ (23 เมษายน 2551) "ระบบพลังงานแสงอาทิตย์สามารถไปรวนก่อนที่ดวงอาทิตย์จะตาย" NewScientist.com บริการข่าว. สืบค้นเมื่อ2008-04-28 .
  96. ^ Batygin, K.; ลาฟลิน, จี. (2008). "บนเสถียรภาพแบบไดนามิกของระบบสุริยะ". วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 683 (2): 1207–1216. arXiv : 0804.1946 . Bibcode : 2008ApJ...683.1207B . ดอย : 10.1086/589232 . S2CID  5999697 .
  97. ^ ก. โรคเกลื้อน (1980). "กระแสความร้อนของไอโอและวิวัฒนาการวงโคจรของดาวเทียมโจเวียน" . เดือนสังเกตของสมาคมดาราศาสตร์ 201 (2): 415–420. Bibcode : 1982MNRAS.201..415G . ดอย : 10.1093/mnras/201.2.415 .
  98. ^ อาร์ Bevilacqua; โอ. Menchi; อ. มิลานี; และคณะ (เมษายน 1980). "เสียงสะท้อนและการเข้าใกล้ I. คดี Titan-Hyperion". โลกดวงจันทร์และดาวเคราะห์ 22 (2): 141–152. Bibcode : 1980M&P....22..141B . ดอย : 10.1007/BF00898423 . S2CID  119442634 .
  99. ^ บรูซ จี. บิลส์; เกรกอรี เอ. นอยมันน์; เดวิด อี. สมิธ; มาเรีย ที. ซูเบอร์ (2006). "ประมาณการที่ดีขึ้นของการระบายน้ำขึ้นน้ำลงภายในดาวอังคารจากการสังเกต MOLA เงาโฟบอส" วารสารวิจัยธรณีฟิสิกส์ . 110 (E7): E07007. Bibcode : 2005JGRE..11007004B . ดอย : 10.1029/2004JE002376 . S2CID  6125538 .
  100. ^ CF Chyba; ดีจี แจนโควสกี้; พีดี นิโคลสัน (1989) "วิวัฒนาการของกระแสน้ำในระบบดาวเนปจูน-ไทรทัน". ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 219 (1–2): 23. Bibcode : 1989A&A...219L..23C .
  101. ^ ดันแคน & ลิสเซาเออร์ 1997 .
  102. ^ มาร์ค บูอี; วิลเลียมกรันดี; เอเลียตยัง; เลสลี่ยัง; อลัน สเติร์น (2006). "วงโคจรและการวัดแสงของดาวเทียมพลูโต: Charon, S/2005 P1 และ S/2005" วารสารดาราศาสตร์ . 132 (1): 290–298. arXiv : astro-ph/0512491 . Bibcode : 2006AJ....132..290B . ดอย : 10.1086/504422 . S2CID  119386667 .
  103. ^ ทิสคาเรโน, มิสซิสซิปปี (2012-07-04). "วงแหวนดาวเคราะห์". ใน Kalas, P.; ฝรั่งเศส, L. (สหพันธ์). ดาวเคราะห์ดาวและดาวฤกษ์ระบบ สปริงเกอร์ . น. 61–63. arXiv : 1112.3305v2 . ดอย : 10.1007/978-94-007-5606-9_7 . ISBN 978-94-007-5605-2. S2CID  118494597 . สืบค้นเมื่อ2012-10-05 .
  104. ^ ไอเอส, แอล.; มิลิทเซอร์, บี.; Kaspi, Y.; นิโคลสัน, พี.; ดูรันเต, D.; Racioppa, P.; อนาภาวี, ก.; กาแลนติ อี.; ฮับบาร์ด, ว.; มารีอานี, เอ็มเจ; Tortora, P.; Wahl, S.; Zannoni, M. (2019). "การวัดและความหมายของดาวเสาร์สนามแรงโน้มถ่วงและแหวนมวล" (PDF) วิทยาศาสตร์ . 364 (6445): eaat2965 Bibcode : 2019Sci...364.2965I . ดอย : 10.1126/science.aat2965 . hdl : 10150/633328 . PMID  30655447 . S2CID  58631177 .
  105. ^ a b c เจฟฟ์ เฮชท์ (2 เมษายน 1994) "วิทยาศาสตร์: อนาคตอันร้อนแรงของดาวเคราะห์โลก" . นักวิทยาศาสตร์ใหม่ (1919) หน้า 14 . สืบค้นเมื่อ2007-10-29 .
  106. ^ a b c d e f g h เคพี ชโรเดอร์; โรเบิร์ต คอนนอน สมิธ (2008) "อนาคตอันห่างไกลของดวงอาทิตย์และโลกที่มาเยือน" เดือนสังเกตของสมาคมดาราศาสตร์ 386 (1): 155–163. arXiv : 0801.4031 . Bibcode : 2008MNRAS.386..155S . ดอย : 10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x . S2CID  10073988 .
  107. ^ คนัต จอร์เก้น; เรอด โอเดการ์ด (2004). "ระบบสุริยะที่เปลี่ยนแปลงของเรา" . ศูนย์วิจัยภูมิอากาศและสิ่งแวดล้อมระหว่างประเทศ . เก็บถาวรจากต้นฉบับเมื่อ 2008-10-09 . สืบค้นเมื่อ2008-03-27 .
  108. ^ ข เจฟฟรีย์ สจ๊วต คาร์เกล (2004) ดาวอังคาร: อุ่น Wetter แพลนเน็ต สปริงเกอร์. ISBN 1-85233-568-8. สืบค้นเมื่อ2007-10-29 .
  109. ^ Zeilik & Gregory 1998 , พี. 320–321.
  110. ^ "ความรู้เบื้องต้นเกี่ยวกับตัวแปร Cataclysmic (CVs)" . นาซาก็อดดาร์ดศูนย์อวกาศ 2549 . สืบค้นเมื่อ2006-12-29 .
  111. ^ a b c d ไอเจ แซคมันน์; เอไอ บูธทรอยด์; เคอี เครเมอร์ (1993). "ดวงอาทิตย์ของเรา III. ปัจจุบันและอนาคต". วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 418 : 457. Bibcode : 1993ApJ...418..457S . ดอย : 10.1086/173407 .
  112. ^ Zeilik & Gregory 1998 , พี. 322.
  113. ^ ข ราล์ฟ ดี. ลอเรนซ์; โจนาธาน ไอ. ลูนีน; คริสโตเฟอร์ พี. แมคเคย์ (1997). "ไททันใต้ดวงอาทิตย์ยักษ์แดง: ดวงจันทร์ที่ "น่าอยู่" แบบใหม่ (PDF) . จดหมายวิจัยธรณีฟิสิกส์ . 24 (22): 2905–8. Bibcode : 1997GeoRL..24.2905L . CiteSeerX  10.1.1.683.8827 . ดอย : 10.1029/97GL52843 . PMID  11542268 . ดึงข้อมูลเมื่อ2008-03-21 .
  114. ^ มาร์ค เดเลฮันตี. "ดวงอาทิตย์ ดาวดวงเดียวของระบบสุริยะ" . ดาราศาสตร์วันนี้. สืบค้นเมื่อ2006-06-23 .
  115. ^ เคอาร์ ริบิกิ; ค. เดนิส (2001). "ในชะตากรรมสุดท้ายของโลกและระบบสุริยะ" อิคารัส . 151 (1): 130–137. Bibcode : 2001Icar..151..130R . ดอย : 10.1006/icar.2001.6591 .
  116. ^ ข บรูซ บาลิค. "เนบิวลาดาวเคราะห์และอนาคตของระบบสุริยะ" . เว็บไซต์ส่วนตัว . เก็บถาวรจากต้นฉบับเมื่อ 2008-12-19 . สืบค้นเมื่อ2006-06-23 .
  117. ^ BT Gänsicke; ทีอาร์มาร์ช; เจ. เซาท์เวิร์ธ; เอ. เรบาสซา-มานเซอร์กัส (2006). "แผ่นโลหะที่เป็นก๊าซรอบดาวแคระขาว" วิทยาศาสตร์ . 314 (5807): 1908–1910. arXiv : astro-ph/0612697 . Bibcode : 2006Sci...314.11908G . ดอย : 10.1126/science.1135033 . PMID  17185598 . S2CID  8066922 .
  118. ^ Richard W. Pogge (1997). "กาลครั้งหนึ่งและอนาคต" . Vistas ใหม่ในดาราศาสตร์ เก็บถาวรจากต้นฉบับ (บันทึกบรรยาย)เมื่อ 2005-05-27 . สืบค้นเมื่อ2005-12-07 .
  119. ^ ทีเอส เมทคาล์ฟ; MH มอนต์กอเมอรี; อ. คะน้า (2004). การทดสอบทฤษฎีการตกผลึกของดาวแคระขาวกับ Asteroseismology ของ DA Star ขนาดใหญ่ที่เต้นเป็นจังหวะ BPM 37093 วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 605 (2): L133. arXiv : astro-ph/0402046 . Bibcode : 2004ApJ...605L.133M . ดอย : 10.1086/420884 . S2CID  119378552 .
  120. ^ ก. ฟงแตน; ป. บราสซาร์ด; พี. เบอเกรอน (2001). "ศักยภาพของจักรวาลดาวแคระขาว" . สิ่งตีพิมพ์ของสมาคมดาราศาสตร์แห่งแปซิฟิก . 113 (782): 409–435 Bibcode : 2001PASP..113..409F . ดอย : 10.1086/319535 .
  121. ^ สเตซี่ เหลียง (2002). Glenn Elert (บรรณาธิการ). "ระยะเวลาโคจรของดวงอาทิตย์รอบกาแล็กซี่ (Cosmic Year)" . The Physics Factbook (เผยแพร่ด้วยตนเอง) . สืบค้นเมื่อ2008-06-26 .
  122. ^ สเปียร์, ไมเคิล. "ก่อกวนเมฆออร์ต" . นักวิทยาศาสตร์อเมริกัน . สมาคมวิจัยวิทยาศาสตร์. สืบค้นเมื่อ2008-03-25 .
  123. ^ เอริค เอ็ม. ลีทช์; Gautam Vasisht (1998). "การสูญพันธุ์ครั้งใหญ่และการเผชิญหน้าของดวงอาทิตย์ด้วยแขนเกลียว" ดาราศาสตร์ใหม่ . 3 (1): 51–56. arXiv : astro-ph/9802174 . Bibcode : 1998NewA....3...51L . ดอย : 10.1016/S1384-1076(97)00044-4 . S2CID  17625755 .
  124. ^ a b c d e เฟรเซอร์ เคน (2007). "เมื่อกาแล็กซีของเราชนกับแอนโดรเมดา จะเกิดอะไรขึ้นกับดวงอาทิตย์" . จักรวาลวันนี้. สืบค้นเมื่อ2007-05-16 .
  125. ^ ข เจที ค็อกซ์; อับราฮัม โลเอบ (2007). "การชนกันระหว่างทางช้างเผือกกับแอนโดรเมดา" เดือนสังเกตของสมาคมดาราศาสตร์ 386 (1): 461–474. arXiv : 0705.1170 . Bibcode : 2008MNRAS.386.5.461C . ดอย : 10.1111/j.1365-2966.2008.13048.x . S2CID  14964036 .
  126. ^ นาซ่า (2012-05-31) "ฮับเบิลแสดงให้เห็นทางช้างเผือกของนาซาเป็น destined สำหรับหัวชน" นาซ่า. ดึงข้อมูลเมื่อ2012-10-13 .
  127. ^ ข ไซมอน เอ. ไวลด์; จอห์น ดับเบิลยู วัลเลย์; วิลเลียม เอช. เพ็ค; คอลิน เอ็ม. เกรแฮม (2001). "หลักฐานจาก zircons detrital การดำรงอยู่ของเปลือกทวีปและมหาสมุทรบนโลก 4.4 Gyr ที่ผ่านมา" (PDF) ธรรมชาติ . 409 (6817): 175–8. Bibcode : 2001Natur.409..175W . ดอย : 10.1038/35051550 . PMID  11196637 . S2CID  4319774 .
  128. ^ แกรี่ เอิร์นส์ วอลเลซ (2000) "ที่ของโลกในระบบสุริยะ". ระบบ Earth: กระบวนการและปัญหา สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์. น. 45–58. ISBN 0-521-47895-2.
  129. ^ ข คอร์ทแลนด์, ราเชล (2 กรกฎาคม 2551) "โลกแรกเกิดมีสิ่งมีชีวิตอาศัยอยู่หรือไม่" . นักวิทยาศาสตร์ใหม่ . สืบค้นเมื่อ13 เมษายน 2014 .
  130. ^ สาลี่, จอห์น ดี. ; ทิปเลอร์, แฟรงค์ เจ. (1986). หลักการจักรวาลวิทยามานุษยวิทยา (ฉบับที่ 1) สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยอ็อกซ์ฟอร์ด . ISBN 978-0-19-282147-8. LCCN  87028148 .

บรรณานุกรม

  • ดันแคน, มาร์ติน เจ.; ลิสเซาเออร์, แจ็ค เจ. (1997). "เสถียรภาพการโคจรของระบบดาวเทียมยูเรเนียน". อิคารัส . 125 (1): 1–12. Bibcode : 1997Icar..125....1D . ดอย : 10.1006/icar.1996.5568 .
  • เซลิก, ไมเคิล เอ.; เกรกอรี, สตีเฟน เอ. (1998). Introductory Astronomy & Astrophysics (ฉบับที่ 4) สำนักพิมพ์วิทยาลัยแซนเดอร์ ISBN 0-03-006228-4.

ลิงค์ภายนอก

  • แอนิเมชั่น7 ล้านครั้งจากskyandtelescope.comแสดงวิวัฒนาการช่วงต้นของระบบสุริยะชั้นนอก
  • แอนิเมชั่น QuickTime ของการชนกันในอนาคตระหว่างทางช้างเผือกและแอนโดรเมดา
  • ดวงอาทิตย์จะตายอย่างไร: และเกิดอะไรขึ้นกับโลก (วิดีโอที่ Space.com)
Language
  • Thai
  • Français
  • Deutsch
  • Arab
  • Português
  • Nederlands
  • Türkçe
  • Tiếng Việt
  • भारत
  • 日本語
  • 한국어
  • Hmoob
  • ខ្មែរ
  • Africa
  • Русский

©Copyright This page is based on the copyrighted Wikipedia article "/wiki/Formation_and_evolution_of_the_Solar_System" (Authors); it is used under the Creative Commons Attribution-ShareAlike 3.0 Unported License. You may redistribute it, verbatim or modified, providing that you comply with the terms of the CC-BY-SA. Cookie-policy To contact us: mail to admin@tvd.wiki

TOP