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Acreción (astrofísica)

En astrofísica , la acreción es la acumulación de partículas en un objeto masivo atrayendo gravitacionalmente más materia, típicamente materia gaseosa , en un disco de acreción . [1] [2] La mayoría de los objetos astronómicos , como galaxias , estrellas y planetas , se forman mediante procesos de acreción.

Imagen de ALMA de HL Tauri , un disco protoplanetario

Descripción general

El modelo de acreción que la Tierra y los demás planetas terrestres formaron a partir de material meteórico fue propuesto en 1944 por Otto Schmidt , seguido de la teoría de protoplanetas de William McCrea (1960) y finalmente la teoría de captura de Michael Woolfson . [3] En 1978, Andrew Prentice resucitó las ideas laplacianas iniciales sobre la formación de planetas y desarrolló la teoría laplaciana moderna . [3] Ninguno de estos modelos resultó completamente exitoso y muchas de las teorías propuestas fueron descriptivas.

El modelo de acreción de 1944 de Otto Schmidt fue desarrollado de forma cuantitativa en 1969 por Viktor Safronov . [4] Calculó, en detalle, las diferentes etapas de formación de los planetas terrestres. [5] [6] Desde entonces, el modelo se ha desarrollado aún más utilizando simulaciones numéricas intensivas para estudiar la acumulación planetesimal . Ahora se acepta que las estrellas se forman por el colapso gravitacional del gas interestelar . Antes del colapso, este gas se encuentra principalmente en forma de nubes moleculares, como la Nebulosa de Orión . A medida que la nube colapsa, perdiendo energía potencial, se calienta, ganando energía cinética, y la conservación del momento angular asegura que la nube forme un disco aplanado: el disco de acreción .

Acreción de galaxias

Unos cientos de miles de años después del Big Bang , el Universo se enfrió hasta el punto en que pudieron formarse los átomos. A medida que el Universo continuó expandiéndose y enfriándose, los átomos perdieron suficiente energía cinética y la materia oscura se fusionó lo suficiente para formar protogalaxias . A medida que se produjo una mayor acreción, se formaron galaxias . [7] La evidencia indirecta está muy extendida. [7] Las galaxias crecen a través de fusiones y acumulación suave de gas. La acreción también ocurre dentro de las galaxias, formando estrellas.

Acreción de estrellas

Las vistas en luz visible (izquierda) e infrarroja (derecha) de la Nebulosa Trífida , una nube gigante de gas y polvo formadora de estrellas ubicada a 5.400 años luz (1.700  pc ) de distancia en la constelación de Sagitario.

Se cree que las estrellas se forman dentro de nubes gigantes de hidrógeno molecular frío , nubes moleculares gigantes de aproximadamente 300.000  M ☉ y 65 años luz (20  pc ) de diámetro. [8] [9] Durante millones de años, las nubes moleculares gigantes son propensas al colapso y la fragmentación. [10] Estos fragmentos luego forman núcleos pequeños y densos, que a su vez colapsan en estrellas. [9] Los núcleos varían en masa desde una fracción hasta varias veces la del Sol y se denominan nebulosas protoestelares (protosolares). [8] Poseen diámetros de 2.000 a 20.000 unidades astronómicas (0,01 a 0,1  pc ) y una densidad numérica de partículas de aproximadamente 10.000 a 100.000 / cm 3 (160.000 a 1.600.000 / pulgada cúbica ). Compárelo con la densidad numérica de partículas del aire al nivel del mar: 2.8 × 10 19 / cm 3 (4.6 × 10 20 / pulgada cúbica). [9] [11]

El colapso inicial de una nebulosa protoestelar de masa solar tarda alrededor de 100.000 años. [8] [9] Toda nebulosa comienza con una cierta cantidad de momento angular . El gas en la parte central de la nebulosa, con un momento angular relativamente bajo, sufre una rápida compresión y forma un núcleo hidrostático caliente (no contraído) que contiene una pequeña fracción de la masa de la nebulosa original. Este núcleo forma la semilla de lo que se convertirá en una estrella. [8] A medida que continúa el colapso, la conservación del momento angular dicta que la rotación de la envoltura que cae se acelera, lo que eventualmente forma un disco.

Imagen infrarroja del flujo de salida molecular de una estrella recién nacida que de otro modo estaría oculta HH 46/47

A medida que continúa la caída de material del disco, la envoltura finalmente se vuelve delgada y transparente y el objeto estelar joven (YSO) se vuelve observable, inicialmente en luz infrarroja lejana y luego en la visible. [11] Alrededor de este tiempo, la protoestrella comienza a fusionar el deuterio . Si la protoestrella es suficientemente masiva (por encima de 80  M J ), se produce la fusión de hidrógeno. De lo contrario, si su masa es demasiado baja, el objeto se convierte en una enana marrón . [12] Este nacimiento de una nueva estrella ocurre aproximadamente 100.000 años después de que comience el colapso. [8] Los objetos en esta etapa se conocen como protoestrellas de Clase I, que también se denominan estrellas jóvenes T Tauri , protoestrellas evolucionadas u objetos estelares jóvenes. Para entonces, la estrella en formación ya ha acumulado gran parte de su masa; la masa total del disco y la envoltura restante no excede el 10-20% de la masa del YSO central. [11]

Cuando la estrella de menor masa en un sistema binario entra en una fase de expansión, su atmósfera exterior puede caer sobre la estrella compacta, formando un disco de acreción.

En la siguiente etapa, el sobre desaparece por completo, después de haber sido recogido por el disco, y la protoestrella se convierte en una estrella clásica T Tauri. [13] Estos últimos tienen discos de acreción y continúan acumulando gas caliente, que se manifiesta por fuertes líneas de emisión en su espectro. Los primeros no poseen discos de acreción. Las estrellas clásicas T Tauri evolucionan a estrellas T Tauri de líneas débiles. [14] Esto sucede después de aproximadamente 1 millón de años. [8] La masa del disco alrededor de una estrella clásica T Tauri es aproximadamente del 1 al 3% de la masa estelar, y se acumula a una tasa de 10 −7 a 10 −9  M ☉ por año. [15] También suele haber un par de chorros bipolares. La acreción explica todas las propiedades peculiares de las estrellas clásicas T Tauri: fuerte flujo en las líneas de emisión (hasta el 100% de la luminosidad intrínseca de la estrella), actividad magnética , variabilidad fotométrica y chorros. [16] Las líneas de emisión en realidad se forman cuando el gas acumulado golpea la "superficie" de la estrella, lo que ocurre alrededor de sus polos magnéticos . [16] Los chorros son subproductos de la acreción: se llevan un momento angular excesivo. La etapa clásica de T Tauri dura unos 10 millones de años. [8] Hay solo unos pocos ejemplos, el llamado Disco de Peter Pan, donde la acumulación dura más de 20 millones de años. [17] El disco finalmente desaparece debido a la acreción en la estrella central, la formación de planetas, la expulsión por chorros y la fotoevaporación por radiación ultravioleta de la estrella central y estrellas cercanas. [18] Como resultado, la estrella joven se convierte en una estrella T Tauri de líneas débiles , que, durante cientos de millones de años, evoluciona hasta convertirse en una estrella similar al Sol, dependiendo de su masa inicial.

Acreción de planetas

Impresión artística de un disco protoplanetario que muestra una estrella joven en su centro

La auto-acreción de polvo cósmico acelera el crecimiento de las partículas en planetesimales del tamaño de una roca . Los planetesimales más masivos acumulan algunos más pequeños, mientras que otros se rompen en colisiones. Los discos de acreción son comunes alrededor de estrellas más pequeñas, remanentes estelares en un binario cercano o agujeros negros rodeados de material (como los que se encuentran en el centro de las galaxias ). Algunas dinámicas en el disco, como la fricción dinámica , son necesarias para permitir que el gas en órbita pierda momento angular y caiga sobre el objeto masivo central. Ocasionalmente, esto puede resultar en una fusión de la superficie estelar (ver Acreción de Bondi ).

En la formación de planetas terrestres o núcleos planetarios , se pueden considerar varias etapas. Primero, cuando los granos de gas y polvo chocan, se aglomeran mediante procesos microfísicos como las fuerzas de van der Waals y las fuerzas electromagnéticas , formando partículas del tamaño de un micrómetro; durante esta etapa, los mecanismos de acumulación son en gran medida de naturaleza no gravitacional. [19] Sin embargo, la formación planetesimal en el rango de centímetro a metro no se comprende bien, y no se ofrece una explicación convincente de por qué tales granos se acumularían en lugar de simplemente rebotar. [19] : 341 En particular, todavía no está claro cómo estos objetos crecen para convertirse en planetesimales de tamaño 0,1-1 km (0,06-0,6 mi); [5] [20] este problema se conoce como la "barrera del tamaño del metro": [21] [22] A medida que las partículas de polvo crecen por coagulación, adquieren velocidades relativas cada vez mayores con respecto a otras partículas en su vecindad, así como una velocidad de deriva sistemática hacia el interior, que conduce a colisiones destructivas y, por lo tanto, limita el crecimiento de los agregados a un tamaño máximo. [23] Ward (1996) sugiere que cuando chocan los granos que se mueven lentamente, la gravedad muy baja, aunque distinta de cero, de los granos que chocan impide su escape. [19] : 341 También se cree que la fragmentación de los granos juega un papel importante en la reposición de los granos pequeños y en mantener el disco grueso, pero también en el mantenimiento de una abundancia relativamente alta de sólidos de todos los tamaños. [23]

Se han propuesto varios mecanismos para cruzar la barrera del "tamaño de un metro". Pueden formarse concentraciones locales de guijarros, que luego colapsan gravitacionalmente en planetesimales del tamaño de grandes asteroides. Estas concentraciones pueden ocurrir pasivamente debido a la estructura del disco de gas, por ejemplo, entre remolinos, en golpes de presión, en el borde de un espacio creado por un planeta gigante o en los límites de las regiones turbulentas del disco. [24] O las partículas pueden tener un papel activo en su concentración a través de un mecanismo de retroalimentación denominado inestabilidad de flujo . En una inestabilidad de flujo, la interacción entre los sólidos y el gas en el disco protoplanetario da como resultado el crecimiento de concentraciones locales, ya que se acumulan nuevas partículas como consecuencia de pequeñas concentraciones, lo que hace que crezcan en filamentos masivos. [24] Alternativamente, si los granos que se forman debido a la aglomeración del polvo son muy porosos, su crecimiento puede continuar hasta que se vuelvan lo suficientemente grandes como para colapsar debido a su propia gravedad. La baja densidad de estos objetos les permite permanecer fuertemente acoplados con el gas, evitando así colisiones de alta velocidad que podrían resultar en su erosión o fragmentación. [25]

Los granos eventualmente se unen para formar cuerpos del tamaño de una montaña (o más grandes) llamados planetesimales. Las colisiones y las interacciones gravitacionales entre planetesimales se combinan para producir embriones planetarios del tamaño de la Luna ( protoplanetas ) durante aproximadamente 0,1 a 1 millón de años. Finalmente, los embriones planetarios chocan para formar planetas durante 10 a 100 millones de años. [20] Los planetesimales son lo suficientemente masivos como para que las interacciones gravitacionales mutuas sean lo suficientemente significativas como para ser tomadas en cuenta al calcular su evolución. [5] El crecimiento se ve favorecido por la descomposición orbital de los cuerpos más pequeños debido al arrastre del gas, lo que evita que queden varados entre las órbitas de los embriones. [26] [27] Más colisiones y acumulación conducen a planetas terrestres o al núcleo de planetas gigantes.

Si los planetesimales se formaron a través del colapso gravitacional de concentraciones locales de guijarros, su crecimiento en embriones planetarios y los núcleos de planetas gigantes está dominado por las acumulaciones adicionales de guijarros. La acumulación de guijarros se ve favorecida por el arrastre de gas que sienten los objetos al acelerar hacia un cuerpo masivo. El arrastre de gas ralentiza los guijarros por debajo de la velocidad de escape del cuerpo masivo, lo que hace que giren en espiral y sean acrecentados por él. La acreción de guijarros puede acelerar la formación de planetas en un factor de 1000 en comparación con la acreción de planetesimales, lo que permite que se formen planetas gigantes antes de la disipación del disco de gas. [28] [29] Sin embargo, el crecimiento del núcleo a través de la acumulación de guijarros parece incompatible con las masas y composiciones finales de Urano y Neptuno . [30]

La formación de los planetas terrestres difiere de la de los planetas gaseosos gigantes, también llamados planetas jovianos . Las partículas que componen los planetas terrestres están hechas de metal y roca que se condensaron en el interior del Sistema Solar . Sin embargo, los planetas jovianos comenzaron como grandes planetesimales helados, que luego capturaron hidrógeno y helio de la nebulosa solar . [31] La diferenciación entre estas dos clases de planetesimales surge debido a la línea de escarcha de la nebulosa solar. [32]

Acreción de asteroides

Condrulas en un meteorito condrita . Se muestra una escala milimétrica.

Los meteoritos contienen un registro de acreción e impactos durante todas las etapas del origen y evolución de los asteroides ; sin embargo, el mecanismo de acumulación y crecimiento de asteroides no se comprende bien. [33] La evidencia sugiere que el crecimiento principal de los asteroides puede resultar de la acumulación de condrules asistida por gas , que son esférulas de tamaño milimétrico que se forman como gotas fundidas (o parcialmente fundidas) en el espacio antes de convertirse en sus asteroides originales. [33] En el Sistema Solar interior, los cóndrulos parecen haber sido cruciales para iniciar la acreción. [34] La pequeña masa de asteroides puede deberse en parte a la formación ineficaz de condrules más allá de 2 AU , o la entrega menos eficiente de condrules desde cerca de la protoestrella. [34] Además, los impactos controlaron la formación y destrucción de asteroides, y se cree que son un factor importante en su evolución geológica. [34]

Es probable que en la nebulosa solar se hayan formado cóndrulos, granos metálicos y otros componentes . Estos se acumularon juntos para formar asteroides parentales. Algunos de estos cuerpos se derritieron posteriormente, formando núcleos metálicos y mantos ricos en olivino ; otros fueron alterados de forma acuosa. [34] Después de que los asteroides se enfriaron, fueron erosionados por impactos durante 4.500 millones de años o interrumpidos. [35]

Para que se produzca la acumulación, las velocidades de impacto deben ser menos del doble de la velocidad de escape, que es de aproximadamente 140  m / s (460  pies / s ) para un asteroide de 100 km (60 millas) de radio. [34] Los modelos simples de acreción en el cinturón de asteroides generalmente asumen que los granos de polvo del tamaño de un micrómetro se pegan y se asientan en el plano medio de la nebulosa para formar una capa densa de polvo que, debido a las fuerzas gravitacionales, se convirtió en un disco de un kilómetro. planetesimales de tamaño. Pero, varios argumentos [ ¿cuál? ] sugieren que es posible que los asteroides no se hayan acumulado de esta manera. [34]

Acreción de cometas

486958 Arrokoth , un objeto del cinturón de Kuiper que se cree que representa los planetesimales originales a partir de los cuales crecieron los planetas.

Los cometas , o sus precursores, se formaron en el Sistema Solar exterior, posiblemente millones de años antes de la formación de los planetas. [36] Se debate cómo y cuándo se formaron los cometas, con distintas implicaciones para la formación, la dinámica y la geología del Sistema Solar. Las simulaciones tridimensionales por computadora indican que las principales características estructurales observadas en los núcleos de los cometas pueden explicarse por la acreción por pares de baja velocidad de los cometesimales débiles. [37] [38] El mecanismo de formación favorecido actualmente es el de la hipótesis nebular , que establece que los cometas son probablemente un remanente de los "bloques de construcción" planetesimales originales a partir de los cuales crecieron los planetas. [39] [40] [41]

Los astrónomos creen que los cometas se originan tanto en la nube de Oort como en el disco disperso . [42] El disco disperso se creó cuando Neptuno migró hacia el exterior en el cinturón de proto-Kuiper, que en ese momento estaba mucho más cerca del Sol, y dejó a su paso una población de objetos dinámicamente estables que nunca podrían verse afectados por su órbita ( el cinturón de Kuiper propiamente dicho), y una población cuyo perihelia está lo suficientemente cerca como para que Neptuno aún pueda perturbarlos mientras viaja alrededor del Sol (el disco disperso). Debido a que el disco disperso es dinámicamente activo y el cinturón de Kuiper relativamente estable dinámicamente, el disco disperso ahora se considera el punto de origen más probable para los cometas periódicos. [42] La teoría clásica de la nube de Oort establece que la nube de Oort, una esfera que mide aproximadamente 50.000 AU (0,24 pc) de radio, se formó al mismo tiempo que la nebulosa solar y ocasionalmente libera cometas al interior del Sistema Solar como un planeta gigante o la estrella pasa cerca y causa interrupciones gravitacionales. [43] Es posible que ya se hayan visto ejemplos de tales nubes de cometas en la Nebulosa Helix . [44]

La misión Rosetta al cometa 67P / Churyumov – Gerasimenko determinó en 2015 que cuando el calor del Sol penetra en la superficie, provoca la evaporación (sublimación) del hielo enterrado. Si bien parte del vapor de agua resultante puede escapar del núcleo, el 80% se vuelve a condensar en capas debajo de la superficie. [45] Esta observación implica que las delgadas capas ricas en hielo expuestas cerca de la superficie pueden ser una consecuencia de la actividad y evolución de los cometas, y que la formación de capas globales no ocurre necesariamente al principio de la historia de formación del cometa. [45] [46] Si bien la mayoría de los científicos pensaba que toda la evidencia indicaba que la estructura de los núcleos de los cometas es montones de escombros procesados de planetesimales de hielo más pequeños de una generación anterior, [47] la misión Rosetta disipó la idea de que los cometas son "montones de escombros "de material dispar. [48] [49]

Ver también

  • iconPortal de física
  • Astroquímica  : el estudio de las moléculas del Universo y sus reacciones.
  • Espectroscopía astronómica
  • Disco circumplanetario  : acumulación de materia alrededor de un planeta
  • Lista de moléculas interestelares y circunestelares  - Moléculas detectadas en el espacio
  • Nova  - Explosión nuclear en una estrella enana blanca.
  • Nebulosa planetaria  - Tipo de nebulosa de emisión
  • Q-PACE  : misión de la nave espacial para estudiar la acreción estelar
  • Cuasi-estrella
  • Sistema de anillos  : anillo de polvo cósmico que orbita un objeto astronómico.
  • Montón de escombros
  • Cronología de la física gravitacional y la relatividad  - Cronología

Referencias

  1. ^ "Ciencia con el VLTI" . Observatorio Europeo Austral. 8 de agosto de 2008. Archivado desde el original el 24 de mayo de 2011 . Consultado el 11 de abril de 2011 .
  2. ^ Masters, Harris (26 de agosto de 2010). "Transcripción de la acreción de galaxias y estrellas" . Prezi . Consultado el 8 de enero de 2016 .
  3. ^ a b Woolfson, MM (marzo de 1993). "El sistema solar: su origen y evolución". Revista trimestral de la Royal Astronomical Society . 34 : 1–20. Código bibliográfico : 1993QJRAS..34 .... 1W .
    Para obtener detalles sobre la posición de Kant, consulte Palmquist, Stephen (septiembre de 1987). "La cosmogonía de Kant reevaluada". Estudios de Historia y Filosofía de la Ciencia . 18 (3): 255–269. Código bibliográfico : 1987SHPS ... 18..255P . doi : 10.1016 / 0039-3681 (87) 90021-5 .
  4. ^ Henbest, Nigel (24 de agosto de 1991). "Nacimiento de los planetas: La Tierra y sus planetas compañeros pueden ser supervivientes de una época en la que los planetas rebotaban alrededor del Sol como cojinetes de bolas en una mesa de pinball" . Nuevo científico . Consultado el 18 de abril de 2008 .
  5. ^ a b c Papaloizou, John CB; Terquem, Caroline (28 de noviembre de 2005). "Formación y migración de planetas" (PDF) . CERN . Consultado el 21 de octubre de 2015 .
  6. ^ Safronov, Viktor S. (1972) [1969]. Evolución de la nube protoplanetaria y formación de la Tierra y los planetas . Jerusalén: Programa de Israel para Traducciones Científicas. hdl : 2027 / uc1.b4387676 . ISBN 0-7065-1225-1. Traducción técnica de la NASA F-677.
  7. ^ a b Kereš, Dušan; Davé, Romeel; Fardal, Mark; Faucher-Giguere, C.-A .; Hernquist, Lars; et al. (2010). Acreción de gas en galaxias (PDF) . Galaxias masivas en el tiempo cósmico 3. 8-10 de noviembre de 2010. Tucson, Arizona. Observatorio Nacional de Astronomía Óptica.
  8. ^ a b c d e f g Montmerle, Thierry; Augereau, Jean-Charles; Chaussidon, Marc; Counelle, Mathieu; Marty, Bernard; et al. (Junio ​​de 2006). "Formación del sistema solar y evolución temprana: los primeros 100 millones de años". Tierra, Luna y Planetas . 98 (1–4): 39–95. Código Bibliográfico : 2006EM & P ... 98 ... 39M . doi : 10.1007 / s11038-006-9087-5 .
  9. ^ a b c d Pudritz, Ralph E. (enero de 2002). "Formación de estrellas agrupadas y el origen de las masas estelares". Ciencia . 295 (5552): 68–75. Código Bibliográfico : 2002Sci ... 295 ... 68P . doi : 10.1126 / science.1068298 . PMID  11778037 .
  10. ^ Clark, Paul C .; Bonnell, Ian A. (julio de 2005). "El inicio del colapso en nubes moleculares soportadas turbulentamente" . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 361 (1): 2-16. Código bibliográfico : 2005MNRAS.361 .... 2C . doi : 10.1111 / j.1365-2966.2005.09105.x .
  11. ^ a b c Motte, F .; Andre, P .; Neri, R. (agosto de 1998). "Las condiciones iniciales de formación de estrellas en la nube principal ρ Ophiuchi: mapeo continuo milimétrico de campo amplio". Astronomía y Astrofísica . 336 : 150-172. Bibcode : 1998A y A ... 336..150M .
  12. ^ Stahler, Steven W. (septiembre de 1988). "Deuterio y la línea de nacimiento estelar". El diario astrofísico . 332 : 804–825. Código bibliográfico : 1988ApJ ... 332..804S . doi : 10.1086 / 166694 .
  13. ^ Mohanty, Subhanjoy; Jayawardhana, Ray; Basri, Gibor (junio de 2005). "La fase de T Tauri hasta casi masas planetarias: espectros de Echelle de 82 estrellas de masa muy baja y enanas marrones". El diario astrofísico . 626 (1): 498–522. arXiv : astro-ph / 0502155 . Código bibliográfico : 2005ApJ ... 626..498M . doi : 10.1086 / 429794 .
  14. ^ Martin, EL; Rebolo, R .; Magazzu, A .; Pavlenko, Ya. V. (febrero de 1994). "Pre-secuencia principal de quema de litio". Astronomía y Astrofísica . 282 : 503–517. arXiv : astro-ph / 9308047 . Bibcode : 1994A y A ... 282..503M .
  15. ^ Hartmann, Lee; Calvet, Nuria; Gullbring, Eric; D'Alessio, Paula (marzo de 1998). "Acreción y evolución de los discos T Tauri" . El diario astrofísico . 495 (1): 385–400. Código Bibliográfico : 1998ApJ ... 495..385H . doi : 10.1086 / 305277 .
  16. ^ a b Muzerolle, James; Calvet, Nuria; Hartmann, Lee (abril de 2001). "Diagnóstico de la línea de emisión de la acreción magnetosférica de T Tauri. II. Pruebas de modelos mejoradas y conocimientos sobre la física de la acreción" . El diario astrofísico . 550 (2): 944–961. Código bibliográfico : 2001ApJ ... 550..944M . doi : 10.1086 / 319779 .
  17. ^ Silverberg, Steven M .; Wisniewski, John P .; Kuchner, Marc J .; Lawson, Kellen D .; Bans, Alissa S .; Debes, John H .; Biggs, Joseph R .; Bosch, Milton KD; Doll, Katharina; Luca, Hugo A. Durantini; Enachioaie, Alexandru (14 de enero de 2020). "Discos de Peter Pan: discos de acreción de larga duración alrededor de estrellas M jóvenes". arXiv : 2001.05030 [ astroph.SR ].
  18. ^ Adams, Fred C .; Hollenbach, David; Laughlin, Gregory; Gorti, Uma (agosto de 2004). "Fotoevaporación de discos circunestelares debido a la radiación ultravioleta lejana externa en agregados estelares". El diario astrofísico . 611 (1): 360–379. arXiv : astro-ph / 0404383 . Código Bibliográfico : 2004ApJ ... 611..360A . doi : 10.1086 / 421989 .
  19. ^ a b c Ward, William R. (1996). "Acreción planetaria". Serie de conferencias ASP . Completando el Inventario del Sistema Solar. 107 : 337–361. Código Bib : 1996ASPC..107..337W .
  20. ^ a b Chambers, John E. (julio de 2004). "Acreción planetaria en el sistema solar interior". Letras de Ciencias de la Tierra y Planetarias . 233 (3–4): 241–252. Bibcode : 2004E y PSL.223..241C . doi : 10.1016 / j.epsl.2004.04.031 .
  21. ^ Küffmeier, Michael (3 de abril de 2015). "¿Cuál es la barrera del tamaño del medidor?" . Astrobites . Consultado el 15 de enero de 2015 .
  22. ^ Grishin, Evgeni; et al. (Agosto de 2019). "Planeta siembra a través de la captura asistida por gas de objetos interestelares". Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 487 (3): 3324–3332. arXiv : 1804.09716 . Código Bib : 2019MNRAS.487.3324G . doi : 10.1093 / mnras / stz1505 .
  23. ^ a b Birnstiel, T .; Dullemond, CP; Brauer, F. (agosto de 2009). "Retención de polvo en discos protoplanetarios". Astronomía y Astrofísica . 503 (1): L5 – L8. arXiv : 0907.0985 . Bibcode : 2009A y A ... 503L ... 5B . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 200912452 .
  24. ^ a b Johansen, A .; Blum, J .; Tanaka, H .; Ormel, C .; Bizzarro, M .; Rickman, H. (2014). "El proceso de formación planetesimal multifacético". En Beuther, H .; Klessen, RS; Dullemond, CP; Henning, T. (eds.). Protoestrellas y planetas VI . Prensa de la Universidad de Arizona. págs. 547–570. arXiv : 1402.1344 . Código bibliográfico : 2014prpl.conf..547J . doi : 10.2458 / azu_uapress_9780816531240-ch024 . ISBN 978-0-8165-3124-0.
  25. ^ Johansen, A .; Jacquet, E .; Cuzzi, JN; Morbidelli, A .; Gounelle, M. (2015). "Nuevos paradigmas para la formación de asteroides". En Michel, P .; DeMeo, F .; Bottke, W. (eds.). Asteroides IV . Serie de ciencia espacial. Prensa de la Universidad de Arizona. pag. 471. arXiv : 1505.02941 . Código Bibliográfico : 2015aste.book..471J . doi : 10.2458 / azu_uapress_9780816532131-ch025 . ISBN 978-0-8165-3213-1.
  26. ^ Weidenschilling, SJ; Spaute, D .; Davis, DR; Marzari, F .; Ohtsuki, K. (agosto de 1997). "Evolución por acreción de un enjambre planetesimal". Ícaro . 128 (2): 429–455. Código Bibliográfico : 1997Icar..128..429W . doi : 10.1006 / icar.1997.5747 .
  27. ^ Kary, David M .; Lissauer, Jack; Greenzweig, Yuval (noviembre de 1993). "Arrastre de gas nebular y acreción planetaria". Ícaro . 106 (1): 288-307. Código bibliográfico : 1993Icar..106..288K . doi : 10.1006 / icar.1993.1172 .
  28. ^ Lewin, Sarah (19 de agosto de 2015). "Para construir un planeta gigante de gas, basta con añadir guijarros" . Space.com . Consultado el 22 de noviembre de 2015 .
  29. ^ Lambrechts, M .; Johansen, A. (agosto de 2012). "Crecimiento rápido de núcleos gigantes de gas por acreción de guijarros". Astronomía y Astrofísica . 544 : A32. arXiv : 1205.3030 . Bibcode : 2012A & A ... 544A..32L . doi : 10.1051 / 0004-6361 / 201219127 .
  30. ^ Helled, Ravit; Bodenheimer, Peter (julio de 2014). "La formación de Urano y Neptuno: desafíos e implicaciones para exoplanetas de masa intermedia". El diario astrofísico . 789 (1). 69. arXiv : 1404.5018 . Código bibliográfico : 2014ApJ ... 789 ... 69H . doi : 10.1088 / 0004-637X / 789/1/69 .
  31. ^ D'Angelo, Gennaro; Durisen, Richard H .; Lissauer, Jack J. (diciembre de 2010). "Formación de un planeta gigante". En Seager, Sara (ed.). Exoplanetas . Prensa de la Universidad de Arizona. págs. 319–346. arXiv : 1006.5486 . Código Bibliográfico : 2010exop.book..319D . ISBN 978-0-8165-2945-2.
  32. ^ Bennett, Jeffrey; Donahue, Megan ; Schneider, Nicholas; Voit, Mark (2014). "Formación del Sistema Solar". La perspectiva cósmica (7ª ed.). San Francisco: Pearson. págs. 136-169. ISBN 978-0-321-89384-0.
  33. ^ a b Johansen, Anders (abril de 2015). "Crecimiento de asteroides, embriones planetarios y objetos del cinturón de Kuiper por acreción de cóndrulos" . Avances científicos . 1 (3): e1500109. arXiv : 1503.07347 . Código bibliográfico : 2015SciA .... 1E0109J . doi : 10.1126 / sciadv.1500109 . PMC  4640629 . PMID  26601169 .
  34. ^ a b c d e f Scott, Edward RD (2002). "Evidencia de meteoritos para la evolución de la acreción y colisión de asteroides" (PDF) . En Bottke Jr., WF; Cellino, A .; Paolicchi, P .; Binzel, RP (eds.). Asteroides III . Prensa de la Universidad de Arizona. págs. 697–709. Código Bibliográfico : 2002aste.book..697S . ISBN 978-0-8165-2281-1.
  35. ^ Shukolyukov, A .; Lugmair, GW (2002). "Cronología de la diferenciación y acreción de asteroides" (PDF) . En Bottke Jr., WF; Cellino, A .; Paolicchi, P .; Binzel, RP (eds.). Asteroides III . págs. 687–695. Código Bibliográfico : 2002aste.book..687S . ISBN 978-0-8165-2281-1.
  36. ^ "Cómo se ensamblaron los cometas" . Universidad de Berna, a través de Phys.org. 29 de mayo de 2015 . Consultado el 8 de enero de 2016 .
  37. ^ Jutzi, M .; Asphaug, E. (junio de 2015). "La forma y estructura de los núcleos cometarios como resultado de la acreción a baja velocidad". Ciencia . 348 (6241): 1355-1358. Código bibliográfico : 2015Sci ... 348.1355J . doi : 10.1126 / science.aaa4747 . PMID  26022415 .
  38. ^ Weidenschilling, SJ (junio de 1997). "El origen de los cometas en la nebulosa solar: un modelo unificado". Ícaro . 127 (2): 290-306. Código Bibliográfico : 1997Icar..127..290W . doi : 10.1006 / icar.1997.5712 .
  39. ^ Choi, Charles Q. (15 de noviembre de 2014). "Cometas: hechos sobre las 'bolas de nieve sucias' del espacio" . Space.com . Consultado el 8 de enero de 2016 .
  40. ^ Nuth, Joseph A .; Hill, Hugh GM; Kletetschka, Gunther (20 de julio de 2000). "Determinación de las edades de los cometas a partir de la fracción de polvo cristalino". Naturaleza . 406 (6793): 275–276. Código bibliográfico : 2000Natur.406..275N . doi : 10.1038 / 35018516 . PMID  10917522 .
  41. ^ "Cómo se formaron los asteroides y los cometas" . Ciencia aclarada . Consultado el 16 de enero de 2016 .
  42. ^ a b Levison, Harold F .; Donnes, Luke (2007). "Poblaciones de cometas y dinámica de cometas" . En McFadden, Lucy-Ann Adams; Weissman, Paul Robert; Johnson, Torrence V. (eds.). Enciclopedia del Sistema Solar (2ª ed.). Amsterdam: Prensa académica. págs.  575–588 . ISBN 978-0-12-088589-3.
  43. ^ Greenberg, Richard (1985). "El origen de los cometas entre los planetas exteriores en crecimiento". En Carusi, Andrea; Valsecchi, Giovanni B. (eds.). Dinámica de los cometas: su origen y evolución . Biblioteca de Astrofísica y Ciencias Espaciales, Volumen 115. 115 . Springer Holanda. págs. 3–10. Código bibliográfico : 1985ASSL..115 .... 3G . doi : 10.1007 / 978-94-009-5400-7_1 . ISBN 978-94-010-8884-8.
  44. ^ "Evaporación y acreción de cometas extrasolares después de patadas enanas blancas" . Departamento de Astronomía de la Universidad de Cornell. 2014 . Consultado el 22 de enero de 2016 .
  45. ^ a b Filacchione, Gianrico; Capaccioni, Fabrizio; Taylor, Matt; Bauer, Markus (13 de enero de 2016). "Hielo expuesto en el cometa Rosetta confirmado como agua" (Comunicado de prensa). Agencia Espacial Europea. Archivado desde el original el 18 de enero de 2016 . Consultado el 14 de enero de 2016 .
  46. ^ Filacchione, G .; de Sanctis, MC; Capaccioni, F .; Raponi, A .; Tosi, F .; et al. (13 de enero de 2016). "Hielo de agua expuesto en el núcleo del cometa 67P / Churyumov – Gerasimenko". Naturaleza . 529 (7586): 368–372. Código bibliográfico : 2016Natur.529..368F . doi : 10.1038 / nature16190 . PMID  26760209 .
  47. ^ Krishna Swamy, KS (mayo de 1997). Física de los cometas . Serie científica mundial de astronomía y astrofísica, volumen 2 (2ª ed.). World Scientific. pag. 364. ISBN 981-02-2632-2.
  48. ^ Khan, Amina (31 de julio de 2015). "Después de un rebote, Rosetta" . Los Angeles Times . Consultado el 22 de enero de 2016 .
  49. ^ "Preguntas frecuentes de Rosetta" . Agencia Espacial Europea. 2015 . Consultado el 22 de enero de 2016 .

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