Небулярная гипотеза: различия между версиями

Версия от 06:51, 2 марта 2024

Версия от 13:00, 21 мая 2024

Строка 1:

{{falseredirect|Солнечная туманность}}

{{Формирование звезды}}

'''Небулярная гипотеза''' — наиболее широко принимаемая научной общественностью [[Космогония|космогоническая]] теория, объясняющая [[Формирование и эволюция Солнечной системы|формирование и эволюцию]] Солнечной системы. Теория предполагает, что Солнечная система сформировалась из туманности. Автором гипотезы выступил [[Кант, Иммануил|Иммануил Кант]], опубликовав её в своей работе ''Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels'' («Всеобщая естественная история и теория неба»), опубликованной в 1755. Изначально применимая лишь к [[Солнечная система|Солнечной системе]], эта гипотеза формирования планетарных систем считается в общих чертах применимой ко всей остальной [[Вселенная|Вселенной]].<ref name=Montmerle2006 />. Широкое признание получил современный вариант Небулярной гипотезы — '''Небулярно-дисковая Солнечная модель''', или проще: '''Солнечная небулярная модель'''.<ref name=Woolfson1993 />. Небулярная гипотеза даёт объяснение целому ряду свойств Солнечной системы, включая близкие к круговым и расположенные в одной плоскости орбиты, и вращение планет в направлении вращения Солнца вокруг своей оси. Множество элементов Небулярной гипотезы нашли отражение в современных теориях формирования планет, но большая их часть претерпела изменения.

Согласно Небулярной гипотезе, звезды формируются в массивных и плотных облаках [[Водород|молекулярного водорода]] — [[Молекулярное облако|молекулярных облаках]]. Эти облака гравитационно неустойчивы, и материя в них собирается в сгустки, вращается, сжимается и затем формирует звезды. Формирование звезды — комплексный и длительный процесс, который всегда создаёт вокруг молодой звезды газообразный [[протопланетный диск]]. Этот процесс нередко приводит к появлению планет, при недостаточно хорошо известных обстоятельствах. Таким образом, формирование планетной системы — естественный результат формирования звёзд. Солнцеподобные звезды формируются на протяжении примерно миллиона лет, а протопланетный диск формируется на протяжении последующих 10—100 миллионов лет.<ref name=Montmerle2006 />.

Протопланетный диск представляет собой [[аккреционный диск]], подпитывающий центральную звезду. Изначально очень горячий, диск постепенно остывает до стадии, близкой по типу к [[Звезда типа T Тельца|звёздным системам типа T Тельца]]; затем формирование [[Пыль|пылевых]] песчинок приводит к появлению [[Горная порода|каменных]] и ледяных глыб. Сталкиваясь и слипаясь, глыбы формируют многокилометровые [[Планетезималь|планетезимали]]. Если диск достаточно массивен, скоротечная аккреция вокруг планетезималей приводит к формированию в течение 100—300 тысяч лет [[Протопланета|протопланет]] размерами с Луну или Марс. Вблизи от звезды планетарные эмбрионы, пройдя через стадию слияний и поглощений, формируют несколько [[Планеты земной группы|планет земной группы]]. Последняя стадия занимает от 100 миллионов до миллиарда лет.<ref name=Montmerle2006 />.

Формирование [[Планеты-гиганты|планет-гигантов]] — более сложный процесс. Считается, что они формируются за так называемой [[Снеговая линия (астрономия)|снеговой линией]], где планетарные эмбрионы в основном состоят из различных типов льдов. В результате они в несколько раз более массивны, чем внутренняя часть протопланетного диска. Что следует после формирования протопланеты — не до конца ясно. Немалая часть таких протопланет продолжает расти, достигая 5-10 [[Масса Земли|земных масс]]— порогового значения, позволяющего начать аккрецию [[водород]]-[[Гелий|гелиевого]] газа из диска. Накопление газа ядром — изначально медленный процесс, который длится миллионы лет, но по достижении массы в 30 Земных он начинает резко ускоряться. Планеты наподобие [[Юпитер]]а и [[Сатурн]]а, как считается, накапливали свою массу в течение всего 10 тысяч лет. Аккреция останавливается с исчерпанием запасов газа. Образовавшиеся планеты могут мигрировать на большие расстояния в процессе или после формирования. [[Ледяной гигант|Ледяные гиганты]] наподобие [[Уран (планета)|Урана]] и [[Нептун]]а считаются неудавшимися ядрами протопланет, которые сформировались в момент почти полного исчерпания диска.<ref name=Montmerle2006 />.

== История ==

{{Main|История гипотез формирования и эволюции Солнечной системы}}

Есть свидетельства, что частично небулярная гипотеза была предложена в 1734 [[Сведенборг, Эммануил|Эммануилом Сведенборгом]].<ref name=Swedenborg1734>{{книга |заглавие=(Principia) Latin: Opera Philosophica et Mineralia (English: Philosophical and Mineralogical Works) |том=I |ref=Swedenborg |язык=en |автор=Swedenborg, Emanuel |год=1734}}</ref><ref name="Httpwwwnewchurchhistoryorgarticlesglbbakerpdf">{{Cite web |url=http://www.newchurchhistory.org/articles/glb2007/baker.pdf |title=Архивированная копия |access-date=2012-10-20 |archive-date=2011-07-28 |archive-url=https://web.archive.org/web/20110728150554/http://www.newchurchhistory.org/articles/glb2007/baker.pdf |url-status=live }}</ref>. [[Кант, Иммануил|Иммануил Кант]], бывший хорошо знакомым с работой Сведенборга, развил теорию к 1755 году и опубликовал во ''Всеобщей естественной истории и теории неба'', в которой он рассуждал о [[Туманность|туманностях]], которые, медленно вращаясь, постепенно сжимались и сглаживались под действием [[Гравитация|гравитации]], постепенно формируя [[Звезда|звезды]] и [[Планета|планеты]].<ref name=Woolfson1993>{{статья |заглавие=Solar System&nbsp;– its origin and evolution |издание=Q. J. R. Astr. Soc. |том=34 |страницы=1—20 |bibcode=1993QJRAS..34....1W |автор=Woolfson, M.M. |год=1993 }} For details of Kant’s position, see Stephen Palmquist, «Kant’s Cosmogony Re-Evaluated», ''Studies in History and Philosophy of Science'' 18:3 (September 1987), pp.255-269.</ref>.

Аналогичная модель была разработана и предложена в 1796 году [[Лаплас, Пьер-Симон|Пьером-Симоном Лапласом]].<ref name=Woolfson1993 />. В своей книге ''Изложение мировой системы'' он предположил, что Солнце в древности имело расширенную звёздную атмосферу, покрывавшую собой весь современный объект Солнечной системы. Его теория признавала сжатие и охлаждение протосолнечного облака — протосолнечной туманности. Поскольку туманность охлаждалась и сжималась, она сплющивалась и вращалась быстрее, сбрасывая (или теряя) газообразные кольца материи, после чего планеты формировались из материи таких колец. Его модель напоминала модель Канта, за исключением большего количества деталей и меньших масштабов.<ref name=Woolfson1993 />. Несмотря на то, что небулярная модель Лапласа доминировала на протяжении XIX столетия, она столкнулась с рядом трудностей. Основной проблемой была передача [[Момент импульса|вращательного момента]] между Солнцем и планетами. Планеты получили 99 % вращательного момента, и этот факт небулярной моделью объяснить было нельзя.<ref name=Woolfson1993 />. Как результат, эта теория формирования планет была в значительной степени пересмотрена в начале 20 века.

Основная критика в 19 веке исходила от [[Максвелл, Джеймс Клерк|Джеймса Максвелла]], который утверждал, что ''различное вращение между внутренними и внешними частями кольца'' не позволило бы материи уплотниться.<ref>George H. A. Cole (2013). Planetary Science: The Science of Planets around Stars, Second Edition, Michael M. Woolfson, p. 190</ref>. Гипотеза подвергалась и критике астронома [[Брюстер, Дэвид|Дэвида Брюстера]], который писал: «Те, кто верят в Небулярную гипотезу, уверены, что наша Земля получила свою твёрдую материю и атмосферу из кольца, покинувшего Солнечную атмосферу, которая затем уплотнилась в земноводную сферу, из которой затем исторглась Луна схожим манером.» Он утверждал, что при таком видении, «Луна должна была унести с собой воду и воздух с Земли и обладать атмосферой.»<ref>Brester, David (1876), «More Worlds Than One: The Creed of the Philosopher and the Hope of the Christian», Chatto and windus, piccadilly, p. 153</ref> Брюстер утверждал, что религиозные убеждения времён [[Ньютон, Исаак|Исаака Ньютона]] рассматривали небулярные идеи как тенденцию к атеизму, и цитировал его: «произрастание новых идей из старых, без заступничества божественной силы, кажется мне абсурдным.»<ref>As quoted by David Brewster, «More worlds than one : the creed of the philosopher and the hope of the Christian», Fixed stars and binary systems. p. 233</ref>.

Падение Лапласовой модели стимулировало учёных искать замену. На протяжении 20 века было предложено много теорий, включая ''планетезимальную теорию'' [[Чамберлен, Краудер Томас|Томаса Чамберлена]] и [[Молтон, Форест Рей|Фореста Молтона]] (1901), ''приливную модель'' [[Джинс, Джеймс Хопвуд|Джинса]] (1917), ''аккреционную модель'' [[Шмидт, Отто Юльевич|Отто Шмидта]] (1944), ''протопланетную теорию'' [[Маккри, Уильям Хантер|Уильяма Маккри]] (1960) и ''теория захвата'' [[Вульфсон, Майкл|Майкла Вульфсона]].<ref name=Woolfson1993 />. В 1978 [[Прентис, Эндрю|Эндрю Прентис]] вспомнил об изначальных идеях, изложенных Лапласом, и создал ''современную Лапласову теорию''.<ref name=Woolfson1993 />. Ни одна из попыток создать полноценную теорию не увенчалась успехом, а многие из них имели лишь образный характер.

Рождение современной и общепринятой теории формирования планетарного диска — '''Небулярно-дисковой Солнечной модели''' — можно отнести к советскому астроному [[Сафронов, Виктор Сергеевич|Виктору Сафронову]].<ref name=NewScientist>{{cite web|last=Henbest|first=Nigel|url=https://www.newscientist.com/channel/solar-system/comets-asteroids/mg13117837.100|title=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|publisher=New Scientist|date=1991|accessdate=2008-04-18|archive-date=2020-07-25|archive-url=https://web.archive.org/web/20200725225837/https://www.newscientist.com/article/mg13117837-100-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/|url-status=live}}</ref>. Его книга ''Эволюция допланетного облака и образование Земли и планет'',<ref name=Safronov1972>{{книга |заглавие=Evolution of the Protoplanetary Cloud and Formation of the Earth and the Planets |ссылка=https://archive.org/details/evolutionofproto0000safr |isbn=0-7065-1225-1 |издательство={{Нп3|Keter Publishing House|Israel Program for Scientific Translations|en|Keter Publishing House}} |ref=Safronov |язык=en |автор=Safronov, Viktor Sergeevich |год=1972}}</ref>, переведённая на английский в 1972, произвела долговременный эффект на научное мышление о формировании планет.<ref name=Safronov>{{статья |bibcode=1989Metic..24..347W |заглавие=Leonard Medal Citation for Victor Sergeevich Safronov |издание=Meteoritics |том=24 |страницы=347 |doi=10.1111/j.1945-5100.1989.tb00700.x |язык=en |тип=journal |автор=Wetherill, George W. |год=1989}}</ref>. В книге были сформулированы практически все проблемы планетарного формирования, и многие из них решены. Труд Сафронова нашёл продолжение в работах [[Ветрелл, Джордж|Джорджа Ветрелла]], который открыл ''скоротечную [[Аккреция|аккрецию]]''.<ref name=Woolfson1993 /> Изначально применимая к [[Солнечная система|Солнечной системе]], Солнечная небулярная модель стала считаться теоретиками применимой и к остальным планетам Вселенной, которых в нашей Галактике на 1 июня 2016 года известно 3422.<ref name="Encyclopaedia">{{cite web |last1=Schneider |first1=Jean |date=2011-09-10 |title=Interactive Extra-solar Planets Catalog |url=http://exoplanet.eu/catalog.php |work=[[The Extrasolar Planets Encyclopedia]] |accessdate=2011-09-10 |archive-date=2012-02-12 |archive-url=https://web.archive.org/web/20120212034824/http://exoplanet.eu/catalog.php |url-status=live }}</ref>.

== Солнечная небулярная модель: достижения и проблемы ==

=== Достижения ===

Процесс формирования звезды естественным путём приводит к появлению [[Аккреционный диск|аккреционного диска]] вокруг «молодых звёздных объектов».<ref name=Andre1994 />. При достижении возраста в примерно 1 миллион лет, 100 % звёзд обладают такого рода диском.<ref name=Haisch2001 />. Вывод подтверждается открытиями газовых и пылевых облаков вокруг [[Протозвезда|протозвёзд]] и [[Звезда типа T Тельца|звёзд типа T Тельца]], а также теоретическими соображениями.<ref name=Padgett1999 />. Наблюдения за дисками позволяют говорить о том, что частицы пыли внутри них растут в размерах на протяжении тысячелетий, превращаясь в частицы размером около 1 сантиметра.<ref name=Kessler-Silacci2006 />.

Процесс аккреции, с помощью которого километровые [[Планетезималь|планетезимали]] вырастают в 1,000 км небесные тела, сейчас хорошо понятен.<ref name=Kokubo2002 />. Этот процесс начинается в любом диске, когда плотность планетезималей становится достаточно высокой, и протекает безудержно и в скоротечной манере. Позднее прирост замедляется и идёт с перебоями. Конечным результатом являются [[Протопланета|протопланеты]] разных размеров и на разной дистанции от звезды.<ref name=Kokubo2002 />. Разного рода симуляции этого процесса сходятся в одном — слияние протопланет во внутренней части протопланетного диска приводит к формированию нескольких небесных тел, размерами схожими с Землёй. Таким образом, происхождение [[Планеты земной группы|планет Земной группы]] считается практически установленным и бесспорным.<ref name=Raymond2006 />.

=== Текущие проблемы ===

Физика аккреционых дисков вызывает множество вопросов.<ref name=Wurchterl2004 />. Одна из интереснейших загадок — каким образом материя, аккрецируемая звездой, утрачивает свой [[Момент импульса|вращательный момент]]? Возможный ответ нашёл [[Альфвен, Ханнес|Ханнес Альфвен]], предположив, что момент тормозится солнечным ветром на стадии [[T Тельца]]. Затем вращательный момент транслируется внешним областям диска за счёт «вязкостного рассеяния».<ref name=lynden-bell_1974>{{статья |заглавие=The evolution of viscous discs and the origin of the nebular variables |ссылка=https://archive.org/details/sim_monthly-notices-of-the-royal-astronomical-society_1974-09_168_3/page/603 |издание=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] |том=168 |номер=3 |страницы=603—637 |doi=10.1093/mnras/168.3.603 |bibcode=1974MNRAS.168..603L |язык=en |тип=journal |автор=Lynden-Bell, D.; Pringle, J. E. |год=1974 |издательство=[[Oxford University Press]] }}</ref>. Вязкость создаётся за счёт макроскопических турбулентностей, но механизм, вызывающий саму турбулентность, не слишком хорошо известен. Другой возможный процесс, тормозящий вращательный момент — [[магнитное торможение]], когда вращение звезды передаётся окружающему протопланетному диску через магнитное поле.<ref>{{cite news |first=Terry |last=Devitt |title=What Puts The Brakes On Madly Spinning Stars? |publisher=University of Wisconsin-Madison |date=2001-01-31 |url=http://www.news.wisc.edu/5732 |accessdate=2013-04-09 |archivedate=2012-05-04 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20120504170446/http://www.news.wisc.edu/5732 }}</ref>. Основные процессы, отвечающие за исчезновение газа из диска — вязкостное рассеивание и фотоиспарение.<ref name=dullemond_2007>{{книга |заглавие=Protostars and Planets V |издательство={{Нп3|University of Arizona Press}} |место=Tucson, AZ |isbn=978-0816526543 |страницы=555—572 |ссылка=https://arxiv.org/abs/astro-ph/0602619 |часть=Models of the Structure and Evolution of Protoplanetary Disks |автор=Dullemond, C.; Hollenbach, D.; Kamp, I.; D'Alessio, P. |ответственный=Reipurth, B.; [[Джуитт, Дэвид|Jewitt, D.]]; Keil, K. |год=2007 |archive-date=2020-07-02 |archive-url=https://web.archive.org/web/20200702234000/https://arxiv.org/abs/astro-ph/0602619 }}</ref><ref name=clarke_2011>{{книга |заглавие=Physical Processes in Circumstellar Disks around Young Stars |издательство=[[University of Chicago Press]] |место=Chicago, IL |isbn=9780226282282 |страницы=355—418 |часть=The Dispersal of Disks around Young Stars |язык=en |автор=Clarke, C. |ответственный=Garcia, P. |год=2011}}</ref>.

Формирование планетезималей — ещё одна загадка Солнечной небулярной модели. Каким образом частицы размерами в 1 см слипаются в 1 км планетезимали? Разгадка этого механизма станет своего рода ключом к пониманию, почему у одних звёзд есть планеты, тогда как у прочих нет даже [[Остаточный диск|пылевых дисков]].<ref name=Youdin2002 />.

Формирование временной шкалы для [[Планеты-гиганты|планет-гигантов]] когда-то было проблемой. Старые теории не могли объяснить, каким образом их ядра могли сформироваться достаточно быстро, чтобы притянуть большие объёмы газа из стремительного исчезающего протопланетного диска.<ref name=Kokubo2002 /><ref name=Inaba2003 />. Средний срок жизни такого диска (иногда менее 10 миллионов (10⁷) лет) оказался короче, чем время, необходимое на формирование ядра.<ref name=Haisch2001 />. Современная же модель опирается на тот факт, что такая планета, как [[Юпитер]] (или более массивные планеты), может сформироваться и менее чем за 4 миллиона лет, что отлично сочетается со средним сроком жизни газовых дисков.<ref name=lhdb2009>{{статья |заглавие=Models of Jupiter's growth incorporating thermal and hydrodynamic constraints |издание=[[Icarus (журнал)|Icarus]] |том=199 |страницы=338—350 |ссылка=https://arxiv.org/pdf/0810.5186v1.pdf |arxiv=0810.5186 |doi=10.1016/j.icarus.2008.10.004 |bibcode=2009Icar..199..338L |язык=en |тип=journal |автор=Lissauer, J. J.; Hubickyj, O.; D'Angelo, G.; Bodenheimer, P. |год=2009 |издательство=[[Elsevier]] |archivedate=2020-06-12 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20200612082220/https://arxiv.org/pdf/0810.5186v1.pdf }}</ref><ref name=bodenheimer2013>{{статья |заглавие=Deuterium Burning in Massive Giant Planets and Low-mass Brown Dwarfs Formed by Core-nucleated Accretion |издание=[[The Astrophysical Journal]] |том=770 |номер=2 |страницы=120 (13 pp.) |doi=10.1088/0004-637X/770/2/120 |ссылка=https://arxiv.org/pdf/1305.0980v1.pdf |arxiv=1305.0980 |bibcode=2013ApJ...770..120B |язык=en |тип=journal |автор=Bodenheimer, P.; D'Angelo, G.; Lissauer, J. J.; Fortney, J. J.; Saumon, D. |год=2013 |издательство=[[IOP Publishing]] |archivedate=2020-06-12 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20200612082224/https://arxiv.org/pdf/1305.0980v1.pdf }}</ref><ref name=dangelo2014>{{статья |заглавие=Growth of Jupiter: Enhancement of core accretion by a voluminous low-mass envelope |издание=[[Icarus (журнал)|Icarus]] |том=241 |страницы=298—312 |ссылка=https://arxiv.org/pdf/1405.7305.pdf |arxiv=1405.7305 |doi=10.1016/j.icarus.2014.06.029 |bibcode=2014Icar..241..298D |язык=en |тип=journal |автор=D'Angelo, G.; Weidenschilling, S. J.; Lissauer, J. J.; Bodenheimer, P. |год=2014 |издательство=[[Elsevier]] |archivedate=2020-06-12 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20200612082228/https://arxiv.org/pdf/1405.7305.pdf }}</ref>.

Ещё одной проблемой теории являются [[Планетарная миграция|орбитальные миграции]]. Множество вычислений утверждают, что взаимодействия с диском могут приводить к краткосрочным миграциям планет-гигантов к внутренним районам системы, что, если не будет остановлено, может привести к достижению «центральных районов системы, оставаясь в виде протоюпитера (планеты, уступающей по массе Юпитеру и Сатурну, но всё же являющейся планетой-гигантом) .»<ref>[[#Papaloizou2007|Papaloizou 2007]] page 10</ref> Более современные вычисления учитывают эволюцию и расширение протопланетных дисков, что исключает такого рода теоретические коллизии.<ref name=ddl2011>{{книга |часть=Giant Planet Formation |bibcode=2010exop.book..319D |заглавие=Exoplanets |издательство=University of Arizona Press, Tucson, AZ |страницы=319—346 |ссылка=http://www.uapress.arizona.edu/Books/bid2263.htm |arxiv=1006.5486 |ref=D'Angelo |автор=D'Angelo, G.; Durisen, R. H.; Lissauer, J. J. |ответственный=S. Seager. |год=2011 |archive-date=2015-06-30 |archive-url=https://web.archive.org/web/20150630164645/http://www.uapress.arizona.edu/Books/bid2263.htm }}</ref>.

== Формирование звёзд и протопланетных дисков ==

Строка 42:

{{Main|Протозвезда}}

[[Файл:Ssc2005-02b.jpg|right|thumb|300px|Видимый свет (слева) и инфракрасное изображение (справа) [[Тройная туманность|Тройной туманности]] — гигантского региона звездообразования на расстоянии в 5,400 световых лет от Солнца в созвездии [[Стрелец (созвездие)|Стрельца]]]]

[[Звезда|Звезды]], как принято считать на данный момент, формируются в [[Молекулярное облако|гигантских облаках]] из холодного [[водород]]а массой примерно в 300 тысяч раз больше массы Солнца и около 20 [[парсек]]ов в диаметре.<ref name=Montmerle2006>{{статья |заглавие=Solar System Formation and Early Evolution: the First 100 Million Years |издание={{Нп3|Earth, Moon, and Planets}} |том=98 |номер=1—4 |издательство=Spinger |страницы=39—95 |doi=10.1007/s11038-006-9087-5 |bibcode=2006EM&P...98...39M |язык=en |тип=journal |автор=Montmerle, Thierry; Augereau, Jean-Charles; Chaussidon, Marc et al. |год=2006}}</ref><ref name=Pudritz2002>{{статья |заглавие=Clustered Star Formation and the Origin of Stellar Masses |издание=Science |том=295 |страницы=68—75 |doi=10.1126/science.1068298 |ссылка=http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/295/5552/68 |pmid=11778037 |номер=5552 |bibcode=2002Sci...295...68P |язык=en |тип=journal |автор=Pudritz, Ralph E. |год=2002 |archivedate=2009-08-31 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20090831194454/http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/295/5552/68 }}</ref>. На протяжении миллионов лет облака [[Гравитационный коллапс|коллапсируют]] и претерпевают фрагментацию.<ref name=Clark2005>{{статья |заглавие=The onset of collapse in turbulently supported molecular clouds |издание=Mon.Not.R.Astron.Soc. |том=361 |номер=1 |страницы=2—16 |doi=10.1111/j.1365-2966.2005.09105.x |bibcode=2005MNRAS.361....2C |язык=en |тип=journal |автор=Clark, Paul C.; Bonnell, Ian A. |год=2005}}</ref>. Фрагменты затем становятся небольшими, плотными сферами, которые далее сжимаются до звёздных размеров.<ref name=Pudritz2002 />. Сферы, в зависимости от фракции, могут достигать до нескольких Солнечных масс и зовутся протозвёздными (протосолнечными) туманностями.<ref name=Montmerle2006 />. Они могут достигать диаметров в 0.01-0.1 парсек (2,000-20,000 [[Астрономическая единица|астрономических единиц]]) и обладать [[Плотность частиц|плотностью частиц]] от 10,000 до 100,000 см⁻³.<ref group=lower-alpha>Сравните это с плотностью частиц воздуха на уровне моря —{{val|2.8|e=19|u=cm⁻³}}.</ref><ref name=Pudritz2002 /><ref name=Motte1998>{{статья |заглавие=The initial conditions of star formation in the ρ Ophiuchi main cloud: wide-field millimeter continuum mapping |издание=[[Astronomy and Astrophysics|Astronomy and Astrophysics]] |том=336 |страницы=150—172 |bibcode=1998A&A...336..150M |язык=en |тип=journal |автор=Motte, F.; Andre, P.; Neri, R. |год=1998}}</ref>.

Коллапс протозвёздной туманности с cолнечной массой занимает порядка 100 тысяч лет.<ref name=Montmerle2006 /><ref name=Pudritz2002 />. Каждая туманность в процессе притяжения газа и пыли приобретает определённый [[Момент импульса|вращательный момент]]. Газ в центральной части туманности с относительно низким вращательным моментом претерпевает быстрое сжатие и формирует горячее [[Гидростатика|гидростатичное]] (не сжатое) ядро, содержащее небольшую часть исходной массы туманности.<ref name=Stahler1980 />. Со временем это ядро и становится звездой.<ref name=Montmerle2006 /><ref name=Stahler1980 />. После того как коллапс подходит к концу, начинает работать механизм сохранение вращательного момента, что вызывает значительное ускорение вращения падающего на звезду газа<ref name=Nakamoto1995 /><ref name=Yorke1999 /> — ядро словно скидывает оболочку. Газ выбрасывается наружу вблизи экваториальной плоскости, формируя [[Аккреционный диск|диск]], который в свою очередь аккрецирует обратно на ядро.<ref name=Montmerle2006 /><ref name=Nakamoto1995>.{{статья |заглавие=Formation, early evolution, and gravitational stability of protoplanetary disks |издание=[[The Astrophysical Journal]] |том=421 |страницы=640—650 |doi=10.1086/173678 |bibcode=1994ApJ...421..640N |язык=en |тип=journal |автор=Nakamoto, Taishi; Nakagawa, Yushitsugu |год=1994 |издательство=[[IOP Publishing]]}}</ref><ref name=Yorke1999>{{статья |заглавие=The formation of protostellar disks. III. The influence of gravitationally induced angular momentum transport on disk structure and appearance |издание=[[The Astrophysical Journal]] |том=525 |номер=1 |страницы=330—342 |doi=10.1086/307867 |bibcode=1999ApJ...525..330Y |язык=en |тип=journal |автор=Yorke, Harold W.; Bodenheimer, Peter |год=1999 |издательство=[[IOP Publishing]]}}</ref>. Ядро постоянно прирастает в массе, пока не станет юной и горячей [[Протозвезда|протозвездой]].<ref name=Stahler1980 />. На этой стадии протозвезда и её диск сильно затемняются оседающей оболочкой туманности из материи и не могут наблюдаться непосредственно.<ref name=Andre1994 />. Иногда [[непрозрачность]] такой оболочки доходит до такой степени, что сквозь него не пробивается даже [[Терагерцевое излучение|миллиметровая радиация]].<ref name=Montmerle2006 /><ref name=Andre1994 />. Такие объекты наблюдаются как яркие сгустки, излучающие в основном в миллиметровом и [[Терагерцевое излучение|субмиллиметровом]] диапазоне.<ref name=Motte1998 />. Они классифицируются как протозвезды спектрального класса 0.<ref name=Andre1994>{{статья |заглавие=From T Tauri stars protostars: circumstellar material and young stellar objects in the ρ Ophiuchi cloud |издание=[[The Astrophysical Journal]] |том=420 |страницы=837—862 |doi=10.1086/173608 |bibcode=1994ApJ...420..837A |язык=en |тип=journal |автор=Andre, Philippe; Montmerle, Thierry |год=1994 |издательство=[[IOP Publishing]]}}</ref>. Коллапс нередко сопровождается [[Биполярное истечение|биполярным истечением]] [[Струя (механика жидкости и газа)|струй]] газа, [[Вращение|вращающихся]] вдоль оси вращения диска. Такие струи нередко можно увидеть в регионах звездообразования (см. [[Объект Хербига — Аро|объекты Хербига-Аро]]).<ref name=Lee2000>{{статья |заглавие=CO outflows from young stars: confronting the jet and wind models |издание=[[The Astrophysical Journal]] |том=542 |номер=2 |страницы=925—945 |doi=10.1086/317056 |bibcode=2000ApJ...542..925L |язык=en |тип=journal |автор=Lee, Chin-Fei; Mundy, Lee G.; Reipurth, Bo et al. |год=2000 |издательство=[[IOP Publishing]]}}</ref>. Светимость протозвёзд спектрального класса 0 очень высокая — протозвезда солнечной массы может светить в 100 раз ярче Солнца.<ref name=Andre1994 />. Источник их энергии — [[Гравитационный коллапс]], так как их ядра ещё недостаточно горячи для [[Термоядерная реакция|термоядерной реакции]].<ref name=Stahler1980>{{статья |заглавие=The evolution of protostars: II The hydrostatic core |издание=[[The Astrophysical Journal]] |том=242 |страницы=226—241 |bibcode=1980ApJ...242..226S |doi=10.1086/158459 |язык=en |тип=journal |автор=Stahler, Steven W.; Shu, Frank H.; Taam, Ronald E. |год=1980 |издательство=[[IOP Publishing]]}}</ref><ref name=Stahler1988 />.

[[Файл:Embedded Outflow in Herbig-Haro object HH 46 47.jpg|left|thumb|250px|Инфракрасное изображение молекулярного газа, покидающего скрытую новорождённую звезду HH 46/47]]

После того как выпадение материи на диск прекращается, оболочка, окружающая звезду, становится тоньше и прозрачней, позволяя наблюдать «молодой звёздный объект», изначально в дальней инфракрасной части спектра, затем визуально.<ref name=Motte1998 />. Примерно в это время происходит запуск [[Термоядерная реакция|термоядерной реакции]] [[Дейтерий|дейтерия]]. Если звезда достаточно массивна (более 80 масс Юпитера) — начинается термоядерная реакция с водородом. Однако если масса слишком мала — объект превращается в [[коричневый карлик]].<ref name=Stahler1988>{{статья |заглавие=Deuterium and the Stellar Birthline |издание=[[The Astrophysical Journal]] |том=332 |страницы=804—825 |bibcode=1988ApJ...332..804S |doi=10.1086/166694 |язык=en |автор=Stahler, Steven W. |год=1988 |тип=journal |издательство=[[IOP Publishing]]}}</ref>. Рождение новой звезды происходит примерно через 100 тысяч лет после начала коллапса.<ref name=Montmerle2006 />. Объекты на этой стадии известны как протозвезды класса I ,<ref name=Andre1994 />, которые также называют юными звёздами типа [[Звезда типа T Тельца|T Тельца]], эволюционирующими протозвёздами, или молодыми звёздными объектами.<ref name=Andre1994 />. К этому моменту формирующуюся звезда аккрецировала большую часть массы изначальной туманности: совокупная масса диска и остающейся оболочки не превышает 10-20 % от массы молодого звёздного объекта.<ref name=Motte1998 />.

На последующем этапе оболочка полностью исчезает, полностью войдя в состав диска, и протозвезда становится классической звездой типа T Тельца.{{Refn|group=lower-alpha|Звезды типа Т Тельца — молодые звезды с массой менее 2.5 солнечных с высоким уровнем активности. Они делятся на 2 класса: слабо выраженные и классические звезды типа T Тельца.<ref name=Mohanty2005>{{статья |заглавие=The T Tauri Phase down to Nearly Planetary Masses: Echelle Spectra of 82 Very Low Mass Stars and Brown Dwarfs |издание=[[The Astrophysical Journal]] |том=626 |номер=1 |страницы=498—522 |doi=10.1086/429794 |bibcode=2005ApJ...626..498M |arxiv=astro-ph/0502155 |язык=en |тип=journal |автор=Mohanty, Subhanjoy; [[Джаявардхана, Рэй|Jayawardhana, Ray]]; Basri, Gibor |год=2005 |издательство=[[IOP Publishing]]}}</ref>. Последние обладают аккреционным диском и продолжают поглощать горячий газ, проявляющийся сильными эмиссионными линиями в спектре. У первых аккреционного диска нет вовсе. Классические звезды типа T Тельца могут эволюционировать в слабо выраженные.<ref name=Martin1994>{{статья |заглавие=Pre-main sequence lithium burning |издание=[[Astronomy and Astrophysics|Astronomy and Astrophysics]] |том=282 |страницы=503—517 |bibcode=1994A&A...282..503M |arxiv=astro-ph/9308047 |язык=en |автор=Martin, E. L.; Rebolo, R.; Magazzu, A.; Pavlenko, Ya. V. |год=1994 |тип=journal}}</ref>.}} Это происходит примерно через миллион лет после коллапса.<ref name=Montmerle2006 />. Масса диска вокруг классической звезды типа T Тельца — примерно 1-3 % от массы звезды, и он аккрецируется на скорости примерно от 10⁻⁷ до 10⁻⁹ масс Солнца в год.<ref name=Hartmann1998>{{статья |заглавие=Accretion and the evolution of T Tauri disks |издание=[[The Astrophysical Journal]] |том=495 |номер=1 |страницы=385—400 |doi=10.1086/305277 |bibcode=1998ApJ...495..385H |язык=en |автор=Hartmann, Lee; Calvet, Nuria; Gullbring, Eric; D’Alessio, Paula |год=1998 |тип=journal |издательство=[[IOP Publishing]]}}</ref>. Пара биполярных струй на тот момент ещё остаётся.<ref name=Shu1997 />. Аккреция объясняет все специфичные свойства звёзд типа T Тельца: сильно выраженные [[Спектральная линия|эмиссионные линии]] (до от 100 % собственной светимости звезды), [[Магнетизм|магнитную]] активность, [[Фотометрия (астрономия)|фотометрическую]] [[Переменная звезда|переменность]] и «струи».<ref name=Muzerolle2001>{{статья |заглавие=Emission-line diagnostics of T Tauri magnetospheric accretion. II. Improved model tests and insights into accretion physics |издание=[[The Astrophysical Journal]] |том=550 |номер=2 |страницы=944—961 |doi=10.1086/319779 |bibcode=2001ApJ...550..944M |язык=en |тип=journal |автор=Muzerolle, James; Calvet, Nuria; Hartmann, Lee |год=2001 |издательство=[[IOP Publishing]]}}</ref>. Сильные эмиссионные линии фактически вызваны моментом соприкосновения аккрецируемого газа с «поверхностью» звезды в местах нахождения её магнитных полюсов.<ref name=Muzerolle2001 />. Струи — побочный продукт аккреции: они уравновешивают избыточный момент импульса. Классическая стадия звезды типа T Тельца длится около 10 миллионов лет.<ref name=Montmerle2006 />. Диск постепенно исчезает из-за аккреции на звезду, формирования планет, извержения струй и [[фотоиспарение|фотоиспарения]] [[Ультрафиолетовое излучение|УФ-радиацией]] с центральной и ближайших звёзд.<ref name=Adams2004>{{статья |заглавие=Photoevaporation of circumstellar disks due to external far-ultraviolet radiation in stellar aggregates |издание=[[The Astrophysical Journal]] |том=611 |номер=1 |страницы=360—379 |doi=10.1086/421989 |bibcode=2004ApJ...611..360A |arxiv=astro-ph/0404383 |язык=en |автор=Adams, Fred C.; Hollenbach, David; Laughlin, Gregory; Gorti, Uma |год=2004 |тип=journal |издательство=[[IOP Publishing]]}}</ref>. В результате молодая звезда становится слабо выраженной звездой типа Т Тельца, которая медленно, в течение сотен миллионов лет, эволюционирует в обычную солнцеподобную звезду.<ref name=Stahler1980 />.

=== Протопланетные диски ===

{{Main|Протопланетный диск}}{{Main|Планетезималь}}

[[Файл:NASA-14114-HubbleSpaceTelescope-DebrisDisks-20140424.jpg|thumb|right|250px|[[Остаточный диск]], обнаруженный [[Хаббл (телескоп)|телескопом Хаббл]] вокруг молодых звёзд ''HD 141943'' и ''HD 191089'', (24 апреля 2014).<ref name="NASA-20140424">{{cite web |last1=Harrington |first1=J.D. |last2=Villard |first2=Ray |title=RELEASE 14-114 Astronomical Forensics Uncover Planetary Disks in NASA's Hubble Archive |url=http://www.nasa.gov/press/2014/april/astronomical-forensics-uncover-planetary-disks-in-nasas-hubble-archive |date=2014-04-24 |work=[[NASA]] |archivedate=2014-04-25 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20140425125432/http://www.nasa.gov/press/2014/april/astronomical-forensics-uncover-planetary-disks-in-nasas-hubble-archive/ |accessdate=2014-04-25 }}</ref>.]]

При определённых обстоятельствах диск, который уже можно назвать протопланетным, может дать рождение [[Планетная система|планетной системе]].<ref name=Montmerle2006 /> Протопланетные диски наблюдаются вокруг очень высокой доли звёзд в юных [[Звёздное скопление|звёздных скоплениях]].<ref name=Haisch2001>{{статья |заглавие=Disk frequencies and lifetimes in young clusters |издание=[[The Astrophysical Journal]] |том=553 |номер=2 |страницы=L153—L156 |doi=10.1086/320685 |bibcode=2001ApJ...553L.153H |arxiv=astro-ph/0104347 |язык=en |автор=Haisch, Karl E.; Lada, Elizabeth A.; Lada, Charles J. |год=2001 |тип=journal |издательство=[[IOP Publishing]]}}</ref><ref name=Megeath2005>{{статья |заглавие=Spitzer/IRAC photometry of the ρ Chameleontis association |издание=[[The Astrophysical Journal]] |том=634 |номер=1 |страницы=L113—L116 |doi=10.1086/498503 |bibcode=2005ApJ...634L.113M |arxiv=astro-ph/0511314 |язык=en |тип=journal |автор=Megeath, S.T.; Hartmann, L.; Luhmann, K.L.; Fazio, G.G. |год=2005 |издательство=[[IOP Publishing]]}}</ref>. Они существуют с самого начала формирования звёздной системы, но на самых ранних стадиях являются невидимыми из-за [[непрозрачность|непрозрачности]] окружающей оболочки.<ref name=Andre1994 />. Диски вокруг [[протозвезда|протозвёзд]] класса 0 считаются массивными и горячими. Это [[Аккреция|аккреционный диск]], который подпитывает центральную протозвезду.<ref name=Nakamoto1995 /><ref name=Yorke1999 />. Температура может быть до 400 [[Кельвин|K]] внутри 5 астрономических единиц, и 1,000 K внутри 1 а.е.<ref name=Chick1997>{{статья |заглавие=Thermal processing of interstellar dust grains in the primitive solar environment |издание=[[The Astrophysical Journal]] |том=477 |номер=1 |страницы=398—409 |doi=10.1086/303700 |bibcode=1997ApJ...477..398C |язык=en |тип=journal |автор=Chick, Kenneth M.; Cassen, Patrick |год=1997 |издательство=[[IOP Publishing]]}}</ref> Нагрев диска прежде всего обусловлен [[Вязкость|вязкостным]] [[Диссипация энергии|рассеиванием]] [[Турбулентность|турбулентности]] внутри него и падением газа из туманности.<ref name=Nakamoto1995 /><ref name=Yorke1999 />. Высочайшая [[температура]] во внутренней части диска заставляет испаряться большинство летучих веществ — воду, органику и немалую часть [[Горная порода|горных пород]], оставляя лишь самые [[Огнеупорные материалы|огнеупорные]] элементы вроде [[Железо|железа]]. Лёд имеет шансы сохраниться лишь в наружной части диска.<ref name=Chick1997 />.

[[Файл:M42proplyds.jpg|thumb|left|250px|Протопланетный диск, формирующийся в [[Туманность Ориона|туманности Ориона]]]]

Основная загадка в физике аккреционных дисков — это механизмы, вызывающие турбулентность и отвечающие за высокоэффективную [[вязкость]].<ref name=Montmerle2006 />. Турбулентности и вязкость, как считается, ответственны за [[Явление переноса|перенос]] массы к центральной протозвезде и вращательного момента к периферии. Это очень важно для аккреции, потому что газ может быть поглощён центральной протозвездой только потеряв большую часть своего вращательного момента, который иначе заставляет некоторую часть газа дрейфовать к периферии системы.<ref name=Nakamoto1995 /><ref name=Klahr2003>{{статья |заглавие=Turbulence in accretion disks: vorticity generation and angular momentum transport via the global baroclinic instability |издание=[[The Astrophysical Journal]] |том=582 |номер=2 |страницы=869—892 |doi=10.1086/344743 |bibcode=2003ApJ...582..869K |arxiv=astro-ph/0211629 |язык=en |тип=journal |автор=Klahr, H.H.; Bodenheimer, P. |год=2003 |издательство=[[IOP Publishing]]}}</ref>. Результатом этого процесса является рост как протозвезды, так и диска, достигающего порой радиуса порядка 1,000 а.е., если вращательный момент изначальной туманности был достаточно высок.<ref name=Yorke1999 />. Большие диски не редкость во многих областях звёздообразования, например, в [[Туманность Ориона|туманности Ориона]].<ref name=Padgett1999>{{статья |заглавие=Hubble space telescope/nicmos imaging of disks and envelopes around very young stars |ссылка=https://archive.org/details/sim_astronomical-journal_1999-03_117_3/page/1490 |издание=[[The Astronomical Journal]] |том=117 |номер=3 |страницы=1490—1504 |doi=10.1086/300781 |bibcode=1999AJ....117.1490P |arxiv=astro-ph/9902101 |язык=en |тип=journal |автор=Padgett, Deborah L.; Brandner, Wolfgang; Stapelfeldt, Karl L. et al. |год=1999 |издательство=[[IOP Publishing]]}}</ref>.

[[Файл:Artist’s impression of the disc and gas streams around HD 142527 (Animation).ogv|thumb|300px|Протопланетный диск и газовые струи вокруг молодой звезды [[HD 142527]] в представлении художника.<ref>{{cite news|title=ALMA Sheds Light on Planet-Forming Gas Streams|url=http://www.eso.org/public/news/eso1301/|accessdate=2013-01-10|newspaper=ESO Press Release|archivedate=2013-05-07|archiveurl=https://web.archive.org/web/20130507105205/http://www.eso.org/public/news/eso1301/}}</ref>. ]]

Срок жизни аккреционного диска составляет около 10 миллионов лет.<ref name=Haisch2001 />. К тому моменту звезда достигает стадии звёзд типа классической T Тельца, и диск становится тоньше и холоднее.<ref name=Hartmann1998 />. Менее летучие вещества начинают [[Конденсация|конденсироваться]] ближе к центру, формируя 0.1-1 мкм пылевые зерна, содержащие кристаллические [[Силикаты (соли)|силикаты]].<ref name=Kessler-Silacci2006 />. Материя из внешнего диска может смешивать эти новообразования из [[Космическая пыль|космической пыли]] с первичными, которые содержат органику и летучие элементы. Такое смешение объясняет некоторые особенности в составе тел Солнечной системы, например, наличие [[Космическая пыль|межзвёздной]] пыли в примитивных [[метеорит]]ах и тугоплавкие включения в кометах.<ref name=Chick1997 />.

[[Файл:NASA-ExocometsAroundBetaPictoris-ArtistView.jpg|thumb|350px|left|Процесс формирования планет, включая [[экзокомета|экзокометы]] и [[Планетезималь|планетезимали]] вокруг [[Бета Живописца|Беты Живописца]], очень молодой звезды класса A V (изображение [[НАСА]]).]]

Частицы пыли, как правило, слипаются друг с другом в плотной среде диска, что ведёт к образованию более крупных частиц до нескольких сантиметров диаметром.<ref name=Michikoshi2006>{{статья |заглавие=A two-fluid analysis of the kelvin-helmholtz instability in the dusty layer of a protoplanetary disk: a possible path toward planetesimal formation through gravitational instability |издание=[[The Astrophysical Journal]] |том=641 |номер=2 |страницы=1131—1147 |doi=10.1086/499799 |bibcode=2006ApJ...641.1131M |язык=en |тип=journal |автор=Michikoshi, Shugo; Inutsuka, Shu-ichiro |год=2006 |издательство=[[IOP Publishing]]}}</ref>. Признаки перемещения и слипания пыли астрономы могут наблюдать в инфракрасных спектрах молодых дисков.<ref name=Kessler-Silacci2006>{{статья |заглавие=c2d SPITZER IRS spectra of disks around T Tauri stars. I. Silicate emission and grain growth |издание=[[The Astrophysical Journal]] |том=639 |номер=3 |страницы=275—291 |doi=10.1086/499330 |arxiv=astro-ph/0511092 |bibcode=2006ApJ...639..275K |язык=en |тип=journal |автор=Kessler-Silacci, Jacqueline; Augereau, Jean-Charles; Dullemond, Cornelis P. et al. |год=2006 |издательство=[[IOP Publishing]]}}</ref>. Дальнейшие объединения приводят к формированию [[Планетезималь|планетезималей]] до 1 км диаметром или крупнее, которые служат «строительными блоками» для [[Планета|планет]].<ref name=Montmerle2006 /><ref name=Michikoshi2006 />. Формирование планетезималей в подробностях представляет пока ещё загадку, потому что обычное слипание становится неэффективным с увеличением размеров частиц.<ref name=Youdin2002 />.

Согласно одной из гипотез, за образование планетезималей отвечает [[гравитационная неустойчивость]]. Частицы размером в несколько сантиметров или крупней медленно оседают вблизи плоскости диска, образуя относительно тонкий и плотный слой менее чем 100 км толщиной. Слой гравитационно неустойчив и может распадаться на отдельные сгустки, коллапсирующие в планетезимали.<ref name=Montmerle2006 /><ref name=Youdin2002>{{статья |заглавие=Planetesimal formation by gravitational instability |издание=[[The Astrophysical Journal]] |том=580 |номер=1 |страницы=494—505 |doi=10.1086/343109 |bibcode=2002ApJ...580..494Y |arxiv=astro-ph/0207536 |язык=en |тип=journal |автор=Youdin, Andrew N.; Shu, Frank N. |год=2002 |издательство=[[IOP Publishing]]}}</ref>. Однако различное ускорение газового диска и твёрдых частиц вблизи от плоскости может служить причиной турбулентности, которая предотвращает слишком сильное уменьшение диска в толщину и фрагментацию из-за гравитационной неустойчивости.<ref name="Johansen_etal_2006">{{статья |заглавие=Dust Sedimentation and Self-sustained Kelvin-Helmholtz Turbulence in Protoplanetary Disk Midplanes |издание=[[The Astrophysical Journal]] |том=643 |номер=2 |страницы=1219—1232 |doi=10.1086/502968 |arxiv=astro-ph/0512272 |ссылка=https://iopscience.iop.org/article/10.1086/502968 |bibcode=2006ApJ...643.1219J |язык=en |тип=journal |автор=Johansen, Anders; Henning, Thomas; Klahr, Hubert |год=2006 |издательство=[[IOP Publishing]] |archivedate=2022-09-15 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20220915104844/https://iopscience.iop.org/article/10.1086/502968 }}</ref>. Это может ограничить предел образования планетезималей через гравитационную нестабильность до определённых областей диска, где велика концентрация твёрдых частиц.<ref name="Protostars_and Planets_2014">{{книга |часть=The Multifaceted Planetesimal Formation Process |заглавие=Protostars and Planets VI |страницы=547—570 |издательство={{Нп3|University of Arizona Press}} |arxiv=1402.1344 |bibcode=2014prpl.conf..547J |doi=10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch024 |isbn=978-0-8165-3124-0 |автор=Johansen, A.; Blum, J.; Tanaka, H.; Ormel, C.; Bizzarro, M.; Rickman, H. |ответственный=Beuther, H.; Klessen, R. S.; Dullemond, C. P.; Henning, T. |год=2014}}</ref>.

Ещё один возможный механизм формирований планетезималей — [[потоковая нестабильность]], в ходе которой движение частиц сквозь газ создаёт эффект обратной связи, способствующий росту локальных скоплений пыли. Эти локальные скопления, проходя сквозь газовые облака, создают участки относительно чистого пространства, сквозь которое частицы движутся без сопротивления среды. Эти скопления начинают обращаться по орбите быстрее, испытывая небольшие радиальные колебания. Отдельные частицы присоединяются к этому скоплению, так как движутся ему навстречу, либо догоняются скоплением, что способствует приросту в массе. В конечном счёте эти скопления формируют массивные протяжённые «нити», претерпевающие фрагментацию и коллапсирующие в планетезимали размером с крупные астероиды.<ref name=Johansen_Jacquet_2015>{{книга |часть=New Paradigms For Asteroid Formation |заглавие=Asteroids IV |страницы=471 |издательство={{Нп3|University of Arizona Press}} |серия=Space Science Series |arxiv=1505.02941 |bibcode=2015arXiv150502941J |isbn=978-0-8165-3213-1 |автор=Johansen, A.; Jacquet, E.; Cuzzi, J. N.; Morbidelli, A.; Gounelle, M. |ответственный=Michel, P.; DeMeo, F.; Bottke, W. |год=2015}}</ref>.

Формирование планет может быть также вызвано и гравитационной неустойчивостью в самом диске, которая приводит к его фрагментации в комки. Некоторые из них, при достаточной плотности, проходят через [[Гравитационный коллапс|коллапс]],<ref name=Klahr2003 />, что может привести к быстрому формированию [[Газовая планета|газовых гигантов]] и даже [[Коричневый карлик|коричневых карликов]] всего за тысячу лет.<ref name=Boss2003>{{статья |заглавие=Rapid formation of outer giant planets by disk instability |издание=[[The Astrophysical Journal]] |том=599 |номер=1 |страницы=577—581 |doi=10.1086/379163 |bibcode=2003ApJ...599..577B |язык=en |тип=journal |автор=Boss, Alan P. |год=2003 |издательство=[[IOP Publishing]]}}</ref>. Если такого рода скопления мигрируют ближе к звезде во время коллапса, приливные силы от звезды вызывают утрату тела в массе, уменьшая размеры будущей планеты.<ref name=Nayaksin_2010>{{статья |заглавие=Formation of planets by tidal downsizing of giant planet embryos |издание=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters, Volume 408, Issue 1, pp. L36-L40 |том=408 |номер=1 |страницы=L36—l40 |doi=10.1111/j.1745-3933.2010.00923.x |arxiv=1007.4159 |ссылка=http://mnrasl.oxfordjournals.org/content/408/1/L36 |язык=en |тип=journal |автор=Nayakshin, Sergie |год=2010}}</ref>. Однако такое возможно лишь в массивных дисках, более массивных, чем 0.3 солнечных масс. Для сравнения, обычный размер диска — 0.01-0.03 масс Солнца. Так как массивные диски редки, считается, что такой механизм формирования — большая редкость.<ref name=Montmerle2006 /><ref name=Wurchterl2004>{{cite encyclopedia|last=Wurchterl|first=G.|title=Planet Formation Towards Estimating Galactic Habitability|encyclopedia=Astrobiology:Future Perspectives|date=2004|publisher=Kluwer Academic Publishers|editor=P. Ehrenfreund|display-editors=etal|pages=67–96|url=http://www.springerlink.com/content/pr4rj4240383l585/}} {{Wayback|url=http://www.springerlink.com/content/pr4rj4240383l585/ |date=20180618123013 }}</ref>. С другой стороны, такого рода процесс может играть немаловажную роль в формировании [[Коричневый карлик|коричневых карликов]].<ref name=Stamatellosetal2007>{{статья |заглавие=Brown dwarf formation by gravitational fragmentation of massive, extended protostellar discs |издание=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters]] |том=382 |номер=1 |страницы=L30—L34 |doi=10.1111/j.1745-3933.2007.00383.x |ссылка=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?arXiv:0708.2827 |bibcode=2007MNRAS.382L..30S |arxiv=0708.2827 |язык=en |тип=journal |автор=Stamatellos, Dimitris; Hubber, David A.; Whitworth, Anthony P. |год=2007 |archivedate=2015-11-06 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20151106101541/http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?arXiv:0708.2827 }}</ref>.

[[Файл:PIA18469-AsteroidCollision-NearStarNGC2547-ID8-2013.jpg|thumb|right|300px|Столкновения астероидов создают планеты (фантазия художника).]]

Полное рассеяние протопланетного диска инициируется рядом механизмов. Внутренняя часть диска либо аккрецируется звездой, либо выбрасывается в виде биполярных струй,<ref name=Hartmann1998 /><ref name=Shu1997>{{статья |заглавие=X-rays and Fluctuating X-Winds from Protostars |издание=Science |том=277 |номер=5331 |страницы=1475—1479 |doi=10.1126/science.277.5331.1475 |ссылка=http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/277/5331/1475 |bibcode=1997Sci...277.1475S |язык=en |автор=Shu, Frank H.; Shang, Hsian; Glassgold, Alfred E.; Lee, Typhoon |год=1997 |archivedate=2009-06-15 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20090615091133/http://www.sciencemag.org/cgi/content/full/277/5331/1475 }}</ref>, тогда как внешняя часть диска подвергается фотоиспарению под мощным ультрафиолетовым излучением на стадии звезды типа T Tельца<ref name=Font2004>{{статья |заглавие=Photoevaporation of circumstellar disks around young stars |издание=[[The Astrophysical Journal]] |том=607 |номер=2 |страницы=890—903 |doi=10.1086/383518 |bibcode=2004ApJ...607..890F |arxiv=astro-ph/0402241 |язык=en |тип=journal |автор=Font, Andreea S.; McCarthy, Ian G.; Johnstone, Doug; Ballantyne, David R. |год=2004 |издательство=[[IOP Publishing]]}}</ref> или от ближайших звёзд.<ref name=Adams2004 />. Газ в центральной части диска может быть либо аккрецирован, либо исторгнут наружу системы растущими планетами, тогда как небольшие частицы пыли исторгнуты [[Давление электромагнитного излучения|световым давлением]] центральной звезды. В конечном счёте, остаётся либо планетарная система, либо остаточный диск без планет, или ничего, если планетезимали не смогли сформироваться.<ref name=Montmerle2006 />.

Так как планетезималей очень много, и они раскиданы по протопланетному диску, некоторые переживают формирование планетарной системы. [[Астероид]]ы считаются оставшимися планетезималями, которые сталкивались и разбивались на меньшие куски, тогда как кометы — это планетезимали из дальних пределов протопланетной системы. Метеориты — небольшие планетезимали, падающие на поверхность планет, именно им мы обязаны немалым массивом информации о формировании планетных систем. Метеориты примитивного типа представляют собой осколки маломассивных планетезималей, не проходивших термическую [[Гравитационная дифференциация|дифференциацию]], тогда как «обработанные метеориты» — останки расколовшихся массивных планетезималей, успевших пройти такого рода процесс.<ref name=Bottke2005 />.

== Формирование планет ==

=== Землеподобные планеты ===

Согласно '''Солнечной небулярной модели диска''', [[планеты земной группы]] формируются во внутренней части протопланетного диска, внутри [[Снеговая линия (астрономия)|снеговой линии]], где температура достаточно высока чтобы предотвратить слипание водяного льда и других веществ в зерна.<ref name=Raymond2007>{{статья |заглавие=High-resolution simulations of the final assembly of Earth-like planets 2: water delivery and planetary habitability |издание=Astrobiology |том=7 |страницы=66—84 |doi=10.1089/ast.2006.06-0126 |bibcode=2007AsBio...7...66R |pmid=17407404 |номер=1 |arxiv=astro-ph/0510285 |язык=en |тип=journal |автор=Raymond, Sean N.; Quinn, Thomas; Lunine, Jonathan I. |год=2007}}</ref>. Это приводит к соединению чисто горных пород, и далее формированию каменных планетезималей.{{Refn|group=lower-alpha|[[Планетезималь|Планетезимали]] вблизи от внешнего края региона землеподобных планет (от 2.5 до 4 а.е. от Солнца), могут скапливать некоторые количества льдов. Однако горные породы по прежнему доминируют, как и во внешней части [[Пояс астероидов|Пояса Астероидов]] в Солнечной системе.<ref name=Raymond2007 />.}}<ref name=Raymond2007 /> Такие условия как полагают, существуют во внутренней части протопланетного диска, на расстоянии до 3-4 а.е. у солнцеподобных звёзд.<ref name=Montmerle2006 />.

После появления целой череды небольших планетезималей — около 1 км диаметром, начинается ''скоротечная аккреция''.<ref name=Kokubo2002 /> Она зовётся скоротечной так как скорость прироста массы пропорциональна {{nowrap|R⁴~M^4/3}}, где R и M радиус и масса растущего тела, соответственно.<ref name=Thommes2003 />.Ускоренный прирост планетезималей напрямую привязан к набранной массе объекта. Потому, большие планетезимали растут преимущественно за счёт мелких.<ref name=Kokubo2002 />. Скоротечная аккреция длится от 10,000 до 100,000 лет, и подходит к концу когда крупнейшие планетезимали достигают более 1,000 км в диаметре.<ref name=Kokubo2002>{{статья |заглавие=Formation of protoplanet systems and diversity of planetary systems |издание=[[The Astrophysical Journal]] |том=581 |номер=1 |страницы=666—680 |doi=10.1086/344105 |bibcode=2002ApJ...581..666K |язык=en |тип=journal |автор=Kokubo, Eiichiro; Ida, Shigeru |год=2002 |издательство=[[IOP Publishing]]}}</ref>. Торможение аккреции обусловлено гравитационными возмущениями оказываемыми крупными телами на прочие планетезимали.<ref name=Kokubo2002 /><ref name=Thommes2003 />. Таким образом, воздействие крупных небесных тел тормозит прирост небольших.<ref name=Kokubo2002 />.

Следующий этап формирования, называется ''олигархической аккрецией''.<ref name=Kokubo2002 />. Этап характеризуется преобладанием нескольких сотен крупнейших объектов — «олигархов», медленно обрастающих меньшими планетезималями.<ref name=Kokubo2002 />. Другие планетезимали не растут, а лишь поглощаются.<ref name=Thommes2003 />. На этом этапе скорость аккреции пропорциональна R², что является производной от [[Разрез|поперечного сечения]] «олигарха».<ref name=Thommes2003 />. Также, определённая скорость аккреции пропорциональна {{nowrap|M^−1/3}}; и понижается с приростом тела. Это позволяет небольшим олигархам, догонять по размерам крупные. Олигархи сохраняют между собой дистанцию в примерно {{nowrap|10·H_r}} ({{nowrap|H_r}}={{nowrap|a(1-e)(M/3M_s)^1/3}} — «[[Сфера Хилла|радиусов Хилла]]», где a — [[большая полуось]], e — [[Кеплеровы элементы орбиты|эксцентриситет]], и M_s — масса центральной звезды) друг от друга, под воздействием остающихся планетезималей.<ref name=Kokubo2002 />. Их орбитальный эксцентриситет и наклонение, остаются небольшими. Олигархи продолжают прирастать в массе до тех пор, пока планетезимали в диске вокруг них не будут исчерпаны.<ref name=Kokubo2002 />. Иногда близкие друг к другу «олигархи» сливаются. Конечная масса «олигарха» зависит от расстояния до звезды, и поверхностной плотности планетезималей составляющих его массу. Такая масса в планетологии зовётся «изоляционной» — и означает что растущая планета стала изолирована от прочих, аккрецировав на себя всю массу в локальной области, тем самым прекратив процесс аккреции.<ref name=Thommes2003 />. Для каменистых планет это порядка 0.1 Земных масс, или порядка массы Марса.<ref name=Montmerle2006 />. Окончательный итог олигархического этапа: формирование около 100 планетоидов размерами от Луны до Марса, равномерно отстоящих друг от друга на {{nowrap|10·H_r}}.<ref name=Raymond2006 />. Считается что они располагаются в интервалах внутри диска, и разделены кольцами от остающихся планетезималей. Этот этап как считается длится несколько сот тысячелетий.<ref name=Montmerle2006 /><ref name=Kokubo2002 />.

Последняя стадия формирования планет земной группы зовётся — ''стадией слияния''.<ref name=Montmerle2006 />. Она начинается когда остаётся лишь небольшое количество планетезималей и протопланеты становятся достаточно массивными, чтобы влиять друг на друга и делать орбиты [[Теория хаоса|хаотичными]].<ref name=Raymond2006>{{статья |заглавие=High-resolution simulations of the final assembly of earth-like planets 1: terrestrial accretion and dynamics |издание=[[Icarus (журнал)|Icarus]] |том=183 |номер=2 |страницы=265—282 |doi=10.1016/j.icarus.2006.03.011 |bibcode=2006Icar..183..265R |arxiv=astro-ph/0510284 |язык=en |тип=journal |автор=Raymond, Sean N.; Quinn, Thomas; Lunine, Jonathan I. |год=2006 |издательство=[[Elsevier]]}}</ref>. На этом этапе протопланеты выталкивают с орбиты или поглощают оставшиеся планетезимали, и сталкиваются друг с другом. В результате этого процесса, который длится от 10 до 100 миллионов лет, формируется ограниченное количество планет размером с Землю. Симуляции указывают на то, что примерное количество остающихся в результате планет земной группы колеблется от 2 до 5.<ref name=Montmerle2006 /><ref name=Raymond2006 /><ref name=Bottke2005 /><ref name=Petit2001 />. Для Солнечной системы таким примером служат Земля с Венерой.<ref name=Raymond2006 />. Формирование обеих планет потребовало слияния от 10 до 20 протопланет, и примерно равное число сошло с орбит и покинуло Солнечную систему.<ref name=Bottke2005 />. Считается что протопланетам, из [[Пояс астероидов|Пояса астероидов]] мы обязаны водой на Земле.<ref name=Raymond2007 />. Марс и [[Меркурий]] возможно являются оставшимися протопланетами пережившими конкуренцию.<ref name=Bottke2005 />. Планеты Земной группы, прошедшие слияния, оседают в конечном счёте на более стабильных орбитах.<ref name=Raymond2006 />.

=== Планеты-гиганты ===

[[Файл:Fomalhaut Circumstellar Disk.jpg|right|thumb|250px|Пылевой диск вокруг [[Фомальгаут]]а — ярчайшей звезды в созвездии Южной Рыбы. Асимметрия диска вызвана скорее всего планетой-гигантом (или планетами) на орбите.]]

Формирование [[Планеты-гиганты|гигантских планет]] — одна из загадок [[Планетология|планетологии]].<ref name=Wurchterl2004 />. В рамках '''Солнечной небулярной модели''' есть две гипотезы их формирования. Первая: ''модель дисковой нестабильности'', исходя из которой планеты-гиганты появляются благодаря [[Гравитация|гравитационной]] фрагментации.<ref name=Boss2003 />. Вторая гипотеза: ''модель ядерной аккреции'',также называемая ''модель ядерной нестабильности''<ref name=Wurchterl2004 /><ref name=ddl2011 />. Последняя гипотеза считается наиболее перспективной, потому что объясняет формирование планет-гигантов в относительно маломассивных дисках (менее 0.1 Солнечной массы)<ref name=ddl2011 />. Исходя из этой гипотезы, формирование планет-гигантов разбито на две стадии: a) аккрецию ядра массой в примерно 10 Земных масс, и б) аккрецию газа из протопланетного диска.<ref name=Montmerle2006 /><ref name=Wurchterl2004 />. Любая из двух гипотез может также приводить к образованию [[Коричневый карлик|коричневых карликов]].<ref name=bodenheimer2013 /><ref name=Janson2011>{{статья |заглавие=High-contrast Imaging Search for Planets and Brown Dwarfs around the Most Massive Stars in the Solar Neighborhood |издание=[[The Astrophysical Journal]] |том=736 |номер=89 |arxiv=1105.2577v1 |doi=10.1088/0004-637x/736/2/89 |bibcode=2011ApJ...736...89J |язык=en |тип=journal |автор=Janson, M.; Bonavita, M.; Klahr, H.; Lafreniere, D.; [[Джаявардхана, Рэй|Jayawardhana, R.]]; Zinnecker, H. |год=2011 |издательство=[[IOP Publishing]]}}</ref><ref name=bodenheimer2013 />. Наблюдения на момент 2011 года обнаружили, что ядерная аккреция — доминирующий механизм формирования.<ref name=Janson2011 />.

Формирование ядер планет-гигантов, как считается, происходит похожим образом и на землеподобных планетах<ref name=Kokubo2002 />. Оно начинается с планетезималей, подвергающихся быстрому росту, и сменяется более медленной олигархической стадией.<ref name=Thommes2003>{{статья |заглавие=Oligarchic growth of giant planets |издание=[[Icarus (журнал)|Icarus]] |том=161 |номер=2 |страницы=431—455 |doi=10.1016/S0019-1035(02)00043-X |bibcode=2003Icar..161..431T |arxiv=astro-ph/0303269 |язык=en |автор=Thommes, E.W.; Duncan, M.J.; Levison, H.F. |год=2003 |издательство=[[Elsevier]]}}</ref>. Гипотезы не прогнозируют стадию слияния, из-за низкой вероятности столкновений между протопланетами во внешних частях планетарной системы<ref name=Thommes2003 />. Дополнительное отличие: состав планетезималей, которые в случае планет-гигантов образуются за пределами [[Снеговая линия (астрономия)|снеговой линии]] и состоят в основном из льда, или льда в соотношении с горными породами 4 к 1.<ref name=Inaba2003 />. Это в среднем увеличивает массу планетезималей в 4 раза. Однако, туманность минимальной массы, способная создать землеподобные планеты, может сформировать лишь 1-2 ядра массой с Землю, на орбите Юпитера (5 а.е.) в течение 10 миллионов лет.<ref name=Thommes2003 />. Последнее число: среднее время жизни газового диска вокруг Солнцеподобной звезды.<ref name=Haisch2001 />. Есть несколько решений такой несостыковки: недооценка массы диска — десятикратного увеличения хватило бы на формирование планет-гигантов на окраине;<ref name=Thommes2003 /> протопланетная миграция, которая могла бы позволить аккрецировать больше планетезималей;<ref name=Inaba2003 /> и, в конечном счёте, усиленная аккреция за счёт [[Лобовое сопротивление|лобового сопротивления]] газа, в газообразных оболочках протопланет.<ref name=Inaba2003 /><ref name=dangelo2014 /><ref name=Fortier2007>{{статья |заглавие=Oligarchic planetesimal accretion and giant planet formation |издание=[[Astronomy and Astrophysics|Astronomy and Astrophysics]] |том=473 |номер=1 |страницы=311—322 |doi=10.1051/0004-6361:20066729 |bibcode=2007A&A...473..311F |arxiv=0709.1454 |язык=en |тип=journal |автор=Fortier, A.; Benvenuto, A.G. |год=2007}}</ref><ref name=dangelo2014 />. Комбинации из вышеприведённых идей могут объяснить формирование ядер газовых гигантов вроде [[Юпитер]]а, и возможно даже [[Сатурн]]а.<ref name=Wurchterl2004 />. Формирование планет вроде [[Уран (планета)|Урана]] и [[Нептун]]а более загадочно, так как ни одна теория не объясняет формирование их ядер на дистанциях в 20-30 а.е. от центральной звезды.<ref name=Montmerle2006 />. По одной из гипотез, они проходят аккрецию в том же регионе что и Юпитер с Сатурном, затем сходят с орбиты под возмущениями более крупных тел и остаются на текущей дистанции.<ref name=Thommes1999>{{статья |заглавие=The formation of Uranus and Neptune in the Jupiter-Saturn region of the Solar System |издание=Nature |том=402 |страницы=635—638 |ссылка=http://www.boulder.swri.edu/~hal/PDF/un-scat_nature.pdf |doi=10.1038/45185 |pmid=10604469 |номер=6762 |bibcode=1999Natur.402..635T |язык=en |тип=journal |автор=Thommes, Edward W.; Duncan, Martin J.; Levison, Harold F. |год=1999 |archivedate=2019-05-21 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20190521143056/https://www.boulder.swri.edu/~hal/PDF/un-scat_nature.pdf }}</ref>. Ещё одна из возможностей: прирост ядер планет-гигантов через «галечную аккрецию». В ходе «галечной аккреции» объекты, имеющие диаметр от сантиметра до метра, падают по спирали на массивное тело, подвергаясь торможению за счёт газового лобового сопротивления, и в результате аккрецируются. Прирост через галечную аккрецию может проходить в 1000 раз быстрее, чем при аккреции планетезималей.<ref name=Lambrechts_Johansen_2012>{{статья |заглавие=Rapid growth of gas-giant cores by pebble accretion |издание=[[Astronomy and Astrophysics|Astronomy and Astrophysics]] |том=544 |страницы=A32 |doi=10.1051/0004-6361/201219127 |bibcode=2012A&A...544A..32L |arxiv=1205.3030 |язык=en |тип=journal |автор=Lambrechts, M.; Johansen, A. |месяц=8 |год=2012}}</ref>.

После набора массы примерно в 5-10 Земных, планеты гиганты начинают собирать газ из окружающего их диска.<ref name=Montmerle2006 />. Изначально это медленный процесс, увеличивающий массу ядра до 30 Земных в течение нескольких миллионов лет.<ref name=Inaba2003>{{статья |заглавие=Formation of gas giant planets: core accretion models with fragmentation and planetary envelope |издание=[[Icarus (журнал)|Icarus]] |том=166 |номер=1 |страницы=46—62 |doi=10.1016/j.icarus.2003.08.001 |ссылка=http://isotope.colorado.edu/~astr5835/Inaba%20et%20al%202003.pdf |bibcode=2003Icar..166...46I |archiveurl=https://web.archive.org/web/20060912185426/http://isotope.colorado.edu/~astr5835/Inaba%20et%20al%202003.pdf |archivedate=2006-09-12 |accessdate=2016-06-12 |язык=en |тип=journal |автор=Inaba, S.; Wetherill, G.W.; Ikoma, M. |год=2003 |издательство=[[Elsevier]]}}</ref><ref name=Fortier2007 />. После набора достаточной массы, аккреция повышается во много раз, и остающиеся 90 % массы планеты-гиганты набирают примерно за 10,000 лет.<ref name=Fortier2007 />. Аккреция газа прекращается с исчерпанием запасов диска. Это происходит постепенно, за счёт появления в диске «щелей» и рассеивания диска в целом.<ref name=ddl2011 /><ref name=Papaloizou2007>{{cite encyclopedia |last1=Papaloizou |first1=J. C. B. |last2=Nelson |first2=R. P. |last3=Kley |first3=W. |last4=Masset |first4=F. S. |last5=Artymowicz |first5=P. |display-authors=3 |title=Disk-Planet Interactions During Planet Formation |encyclopedia=Protostars and Planets V |date=2007 |publisher=Arizona Press |editors=Bo Reipurth; [[Джуитт, Дэвид|David Jewitt]]; Klaus Keil |bibcode=2007prpl.conf..655P |ref=Papaloizou2007 |pages=655}}</ref>. Исходя из доминирующей модели, Уран с Нептуном — неудавшиеся ядра, приступившие к аккреции газа слишком поздно, когда почти все запасы газа в системе были исчерпаны. После скоротечной аккреции газа начинается миграция недавно сформировавшихся планет-гигантов и фаза медленной аккреции.<ref name=Papaloizou2007 />. Миграция вызывается взаимодействием между планетами в расчищенных участках и остающимся диском. Она прекращается с исчерпанием диска или при достижении границ диска. Последний случай актуален в связи с так называемыми [[Горячий юпитер|горячими Юпитерами]], которые прекращают свою миграцию, достигнув внутренних частей планетарных систем.<ref name=Papaloizou2007 />.

[[Файл:Planet formation.jpg|left|thumb|250px|На этом рисунке художника, планета движется через расчищенное пространство (щель) пылевого диска, вблизи от звезды.]]

Планеты-гиганты могут оказывать значительное влияние на землеподобные планеты на этапе формирования. Присутствие гигантов оказывает влияние на [[Кеплеровы элементы орбиты|эксцентриситет]] и [[Кеплеровы элементы орбиты|наклонение]] (см [[Резонанс Лидова — Козаи|механизм Козаи]]) планетезималей и протопланет во внутреннем регионе (внутри 4 а.е. в случае Солнечной системы).<ref name=Bottke2005 /><ref name=Petit2001>{{статья |заглавие=The Primordial Excitation and Clearing of the Asteroid Belt |издание=[[Icarus (журнал)|Icarus]] |том=153 |номер=2 |страницы=338—347 |doi=10.1006/icar.2001.6702 |ссылка=http://www.gps.caltech.edu/classes/ge133/reading/asteroids.pdf |bibcode=2001Icar..153..338P |язык=en |тип=journal |автор=Petit, Jean-Marc; Morbidelli, Alessandro |год=2001 |издательство=[[Elsevier]] |archivedate=2007-02-21 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20070221085835/http://www.gps.caltech.edu/classes/ge133/reading/asteroids.pdf }}</ref>. Если планеты-гиганты формируется слишком рано, они могут предотвратить или остановить аккрецию во внутренней части системы. Если они формируются ближе к концу олигархической стадии, как это, скорее всего, было в Солнечной системе, они будут влиять на слепление протопланет, делая его более усиленным<ref name=Bottke2005 />. В результате этого процесса число земплеподобных планет уменьшится, и они станут более массивными.<ref name=Levinson2003>{{статья |заглавие=The role of giant planets in terrestrial planet formation |издание=[[The Astronomical Journal]] |том=125 |номер=5 |страницы=2692—2713 |doi=10.1086/374625 |ссылка=http://www.boulder.swri.edu/~hal/PDF/tfakess.pdf |bibcode=2003AJ....125.2692L |язык=en |тип=journal |автор=Levison, Harold F.; Agnor, Craig |год=2003 |издательство=[[IOP Publishing]] |archivedate=2020-06-12 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20200612082326/https://www.boulder.swri.edu/~hal/PDF/tfakess.pdf }}</ref>. В дополнение, размер системы сократится, поскольку землеподобные миры сформируются ближе к звезде. Воздействие планет-гигантов в Солнечной системе, в частности [[Юпитер]]а, было относительно ограниченно, так как они были достаточно удалены от землеподобных планет<ref name=Levinson2003 />.

Регион планетарной системы, прилегающий к планетам-гигантам, будет претерпевать множество воздействий<ref name=Petit2001 />. В большей части регионов эксцентриситет протопланет может оказаться настолько высоким, что протопланеты, проходящие вблизи от планет-гигантов, рискуют покинуть пределы системы<ref group=lower-alpha> или, как вариант, столкнуться с звездой или планетой-гигантом</ref><ref name=Bottke2005>{{статья |заглавие=Linking the collisional history of the main asteroid belt to its dynamical excitation and depletion |издание=[[Icarus (журнал)|Icarus]] |том=179 |номер=1 |страницы=63—94 |doi=10.1016/j.icarus.2005.05.017 |ссылка=http://www.boulder.swri.edu/~bottke/Reprints/Bottke_Icarus_2005_179_63-94_Linking_Collision_Dynamics_MB.pdf |bibcode=2005Icar..179...63B |язык=en |тип=journal |автор=Bottke, William F.; Durda, Daniel D.; Nesvorny, David et al. |год=2005 |издательство=[[Elsevier]] |archivedate=2008-05-11 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20080511163536/http://www.boulder.swri.edu/~bottke/Reprints/Bottke_Icarus_2005_179_63-94_Linking_Collision_Dynamics_MB.pdf }}</ref><ref name=Petit2001 />. Если пределы системы покинут все протопланеты, то никаких планет в данном регионе не сформируется.<ref name=Petit2001 />. В дополнение к тому остаётся огромное количество мелких планетезималей, потому что планеты-гиганты не могут очистить все пространство без помощи протопланет. Совокупная масса оставшихся планетезималей будет небольшой, так как протопланеты, прежде чем покинуть пределы системы, соберут порядка 99 % малых небесных тел.<ref name=Bottke2005 />. Такой регион, в конечном счёте, станет напоминать [[пояс астероидов]], наподобие того что расположен в Солнечной системе, между 2 и 4 а.е. от Солнца.<ref name=Bottke2005 /><ref name=Petit2001 />.

== Значение аккреции ==

Использование термина [[аккреционный диск]] применительно к [[Протопланетный диск|протопланетному диску]] приводит к путанице в понимании процесса планетарной аккреции.

Протопланетные диски нередко называют аккреционными, из-за того что на стадии молодых звёзд типа [[Звезда типа T Тельца|T Тельца]] протозвезды всё ещё поглощают газы, падающие на их поверхность из внутренних районов диска.<ref name=Yorke1999 />. В аккреционном диске это поток масс от больших радиусов к меньшим.<ref name=lynden-bell_1974 />.

Однако, это не следует путать с аккрецией, формирующей планеты. В данном контексте, аккреция относится к процессу слипания охлаждённых, отвердевших частиц пыли и льда на орбите [[Протозвезда|протозвезды]] в протопланетном диске, а также к процессам столкновения, слипания и прироста, вплоть до высокоэнергетических столкновений между крупными [[Планетезималь|планетезималями]].<ref name=Kokubo2002 />.

К тому же, планеты-гиганты, возможно, и сами могут обладать аккреционными дисками (в первоначальном значении этого слова)<ref name=dangelo_podolak_2015>{{статья |заглавие=Capture and Evolution of Planetesimals in Circumjovian Disks |издание=[[The Astrophysical Journal]] |том=806 |номер=1 |страницы=29pp |doi=10.1088/0004-637X/806/2/203 |ссылка=https://arxiv.org/pdf/1504.04364v1.pdf |arxiv=1504.04364 |bibcode=2015ApJ...806..203D |язык=en |тип=journal |автор=D'Angelo, G.; Podolak, M. |год=2015 |издательство=[[IOP Publishing]] |archivedate=2020-06-12 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20200612082335/https://arxiv.org/pdf/1504.04364v1.pdf }}</ref>. Облака из захваченного гелия и водорода вытягиваются, раскручиваются, сплющиваются и оседают на поверхность гигантской [[Протопланета|протопланеты]], тогда как твёрдые тела в пределах такого диска превращаются в будущие спутники планеты-гиганта<ref name=Canup2002>{{статья |заглавие=Formation of the Galilean Satellites: Conditions of Accretion |издание=[[The Astronomical Journal]] |том=124 |номер=6 |страницы=3404—3423 |doi=10.1086/344684 |ссылка=http://www.boulder.swri.edu/~robin/cw02final.pdf |bibcode=2002AJ....124.3404C |язык=en |тип=journal |автор=Canup, Robin M.; Ward, William R. |год=2002 |издательство=[[IOP Publishing]] |archivedate=2019-06-15 |archiveurl=https://web.archive.org/web/20190615104621/https://www.boulder.swri.edu/~robin/cw02final.pdf }}</ref>.