[{"@context":"http:\/\/schema.org\/","@type":"BlogPosting","@id":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki13\/2020\/12\/22\/nebelhypothese-wikipedia\/#BlogPosting","mainEntityOfPage":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki13\/2020\/12\/22\/nebelhypothese-wikipedia\/","headline":"Nebelhypothese – Wikipedia","name":"Nebelhypothese – Wikipedia","description":"before-content-x4 Astronomische Theorie, dass sich das Sonnensystem aus nebul\u00f6sem Material gebildet hat Das Nebelhypothese ist das am weitesten verbreitete Modell","datePublished":"2020-12-22","dateModified":"2020-12-22","author":{"@type":"Person","@id":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki13\/author\/lordneo\/#Person","name":"lordneo","url":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki13\/author\/lordneo\/","image":{"@type":"ImageObject","@id":"https:\/\/secure.gravatar.com\/avatar\/44a4cee54c4c053e967fe3e7d054edd4?s=96&d=mm&r=g","url":"https:\/\/secure.gravatar.com\/avatar\/44a4cee54c4c053e967fe3e7d054edd4?s=96&d=mm&r=g","height":96,"width":96}},"publisher":{"@type":"Organization","name":"Enzyklop\u00e4die","logo":{"@type":"ImageObject","@id":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki4\/wp-content\/uploads\/2023\/08\/download.jpg","url":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki4\/wp-content\/uploads\/2023\/08\/download.jpg","width":600,"height":60}},"image":{"@type":"ImageObject","@id":"https:\/\/upload.wikimedia.org\/wikipedia\/commons\/thumb\/c\/c2\/SPHERE_images_a_zoo_of_dusty_discs_around_young_stars.jpg\/220px-SPHERE_images_a_zoo_of_dusty_discs_around_young_stars.jpg","url":"https:\/\/upload.wikimedia.org\/wikipedia\/commons\/thumb\/c\/c2\/SPHERE_images_a_zoo_of_dusty_discs_around_young_stars.jpg\/220px-SPHERE_images_a_zoo_of_dusty_discs_around_young_stars.jpg","height":"220","width":"220"},"url":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki13\/2020\/12\/22\/nebelhypothese-wikipedia\/","wordCount":26520,"articleBody":"     (adsbygoogle = window.adsbygoogle || []).push({});before-content-x4Astronomische Theorie, dass sich das Sonnensystem aus nebul\u00f6sem Material gebildet hat  Das Nebelhypothese ist das am weitesten verbreitete Modell auf dem Gebiet der Kosmogonie, um die Entstehung und Entwicklung des Sonnensystems (sowie anderer Planetensysteme) zu erkl\u00e4ren.  Es deutet darauf hin, dass sich das Sonnensystem aus Gas und Staub gebildet hat, die die Sonne umkreisen.  Die Theorie wurde von Immanuel Kant entwickelt und in seiner ver\u00f6ffentlicht Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels (“Universelle Naturgeschichte und Theorie des Himmels”), 1755 ver\u00f6ffentlicht und 1796 von Pierre Laplace modifiziert.  Urspr\u00fcnglich auf das Sonnensystem angewendet, wird angenommen, dass der Prozess der Bildung des Planetensystems nun im gesamten Universum abl\u00e4uft.  Die allgemein akzeptierte moderne Variante der Nebeltheorie ist die Solarnebelscheibenmodell ((SNDM) oder Solarnebelmodell.[1]  Es bot Erkl\u00e4rungen f\u00fcr eine Vielzahl von Eigenschaften des Sonnensystems, einschlie\u00dflich der nahezu kreisf\u00f6rmigen und koplanaren Umlaufbahnen der Planeten und ihrer Bewegung in die gleiche Richtung wie die Rotation der Sonne.  Einige Elemente der urspr\u00fcnglichen Nebeltheorie finden sich in modernen Theorien der Planetenbildung wieder, aber die meisten Elemente wurden ersetzt.Nach der Nebeltheorie bilden sich Sterne in massiven und dichten Wolken aus molekularem Wasserstoff – Riesenmolek\u00fclwolken (GMC).  Diese Wolken sind gravitativ instabil und Materie verschmilzt in ihnen zu kleineren, dichteren Klumpen, die sich dann drehen, kollabieren und Sterne bilden.  Die Sternentstehung ist ein komplexer Prozess, bei dem immer eine gasf\u00f6rmige protoplanetare Scheibe (proplyd) um den jungen Stern entsteht.  Dies kann unter bestimmten Umst\u00e4nden Planeten hervorbringen, die nicht gut bekannt sind.  Daher wird angenommen, dass die Bildung von Planetensystemen ein nat\u00fcrliches Ergebnis der Sternentstehung ist.  Die Bildung eines sonnen\u00e4hnlichen Sterns dauert normalerweise etwa 1 Million Jahre, wobei sich die protoplanetare Scheibe in den n\u00e4chsten 10 bis 100 Millionen Jahren zu einem Planetensystem entwickelt.[2]Die protoplanetare Scheibe ist eine Akkretionsscheibe, die den Zentralstern speist.  Anfangs sehr hei\u00df, k\u00fchlt sich die Scheibe sp\u00e4ter auf der sogenannten T Tauri-Sternstufe ab.  Hier ist die Bildung kleiner Staubk\u00f6rner aus Steinen und Eis m\u00f6glich.  Die K\u00f6rner k\u00f6nnen schlie\u00dflich zu kilometergro\u00dfen Planetesimalen koagulieren.  Wenn die Scheibe massiv genug ist, beginnen die au\u00dfer Kontrolle geratenen Ansammlungen, was zur raschen Bildung von Planetenembryonen in Mond- bis Marsgr\u00f6\u00dfe (100.000 bis 300.000 Jahre) f\u00fchrt.  In der N\u00e4he des Sterns durchlaufen die planetaren Embryonen eine Phase gewaltsamer Fusionen und produzieren einige terrestrische Planeten.  Die letzte Phase dauert ungef\u00e4hr 100 Millionen bis eine Milliarde Jahre.[2]  Die Bildung von Riesenplaneten ist ein komplizierterer Prozess.  Es wird angenommen, dass es jenseits der Frostgrenze auftritt, wo planetare Embryonen haupts\u00e4chlich aus verschiedenen Arten von Eis bestehen.  Infolgedessen sind sie um ein Vielfaches massiver als im inneren Teil der protoplanetaren Scheibe.  Was nach der Embryonenbildung folgt, ist nicht ganz klar.  Einige Embryonen scheinen weiter zu wachsen und erreichen schlie\u00dflich 5\u201310 Erdmassen – den Schwellenwert, der erforderlich ist, um die Akkretion des Wasserstoff-Helium-Gases von der Scheibe zu beginnen.[3]  Die Ansammlung von Gas durch den Kern ist zun\u00e4chst ein langsamer Prozess, der mehrere Millionen Jahre andauert, aber nachdem der sich bildende Protoplanet etwa 30 Erdmassen erreicht hat (M.\u2295) es beschleunigt und l\u00e4uft au\u00dfer Kontrolle.  Es wird angenommen, dass Jupiter- und Saturn-\u00e4hnliche Planeten den gr\u00f6\u00dften Teil ihrer Masse in nur 10.000 Jahren ansammeln.  Die Akkretion stoppt, wenn das Gas ersch\u00f6pft ist.  Die gebildeten Planeten k\u00f6nnen w\u00e4hrend oder nach ihrer Entstehung \u00fcber gro\u00dfe Entfernungen wandern.  Eisriesen wie Uranus und Neptun gelten als ausgefallene Kerne, die sich zu sp\u00e4t bildeten, als die Scheibe fast verschwunden war.[2]Table of ContentsGeschichte[edit]Solarnebelmodell: Erfolge und Probleme[edit]Erfolge[edit]Aktuelle Probleme[edit]Bildung von Sternen und protoplanetaren Scheiben[edit]Protosterne[edit]Protoplanetare Scheiben[edit]Bildung von Planeten[edit]Felsige Planeten[edit]Riesenplaneten[edit]Exoplaneten[edit]Bedeutung von Akkretion[edit]Siehe auch[edit]Verweise[edit]Externe Links[edit]Geschichte[edit]Es gibt Hinweise darauf, dass Emanuel Swedenborg 1734 erstmals Teile der Nebeltheorie vorschlug.[4][5]Immanuel Kant, der mit Swedenborgs Werk vertraut ist, entwickelte die Theorie 1755 weiter und ver\u00f6ffentlichte seine eigene Universelle Naturgeschichte und Theorie des Himmels, wobei er argumentierte, dass sich gasf\u00f6rmige Wolken (Nebel) langsam drehen, allm\u00e4hlich kollabieren und aufgrund der Schwerkraft abflachen und schlie\u00dflich Sterne und Planeten bilden.[1]Pierre-Simon Laplace entwickelte und schlug 1796 unabh\u00e4ngig ein \u00e4hnliches Modell vor[1]  in seinem Exposition du systeme du monde.  Er stellte sich vor, dass die Sonne urspr\u00fcnglich eine ausgedehnte hei\u00dfe Atmosph\u00e4re im gesamten Volumen des Sonnensystems hatte.  Seine Theorie beinhaltete eine kontrahierende und k\u00fchlende protosolare Wolke – den protosolaren Nebel.  Als dies abk\u00fchlte und sich zusammenzog, flachte es ab und drehte sich schneller, wobei eine Reihe gasf\u00f6rmiger Materialringe abgeworfen (oder abgeworfen) wurden.  und ihm zufolge verdichteten sich die Planeten aus diesem Material.  Sein Modell \u00e4hnelte Kants, war jedoch detaillierter und in kleinerem Ma\u00dfstab.[1]  W\u00e4hrend das Laplace-Nebelmodell im 19. Jahrhundert dominierte, stie\u00df es auf eine Reihe von Schwierigkeiten.  Das Hauptproblem bestand in der Drehimpulsverteilung zwischen Sonne und Planeten.  Die Planeten haben 99% des Drehimpulses, und diese Tatsache konnte durch das Nebelmodell nicht erkl\u00e4rt werden.[1]  Infolgedessen gaben die Astronomen diese Theorie der Planetenbildung zu Beginn des 20. Jahrhunderts weitgehend auf.  Eine Hauptkritik kam im 19. Jahrhundert von James Clerk Maxwell (1831\u20131879), der dies behauptete unterschiedliche Drehung zwischen dem inneren und dem \u00e4u\u00dferen Teil eines Rings Kondensation von Material konnte nicht zugelassen werden.[6]  Der Astronom Sir David Brewster lehnte auch Laplace ab und schrieb 1876, dass “diejenigen, die an die Nebeltheorie glauben, es als sicher betrachten, dass unsere Erde ihre feste Materie und ihre Atmosph\u00e4re aus einem Ring abgeleitet hat, der aus der Sonnenatmosph\u00e4re geworfen wurde und sich anschlie\u00dfend zu einer festen Terrakasse zusammenzog Kugel, von der der Mond durch den gleichen Prozess abgeworfen wurde “.  Er argumentierte, dass unter dieser Sichtweise “der Mond notwendigerweise Wasser und Luft aus den Wasser- und Luftteilen der Erde abgef\u00fchrt haben muss und eine Atmosph\u00e4re haben muss”.[7]  Brewster behauptete, Sir Isaac Newtons religi\u00f6ser Glaube habe zuvor nebul\u00f6se Ideen als zum Atheismus neigend angesehen und zitierte ihn mit den Worten, dass “das Wachstum neuer Systeme aus alten Systemen ohne die Vermittlung einer g\u00f6ttlichen Macht ihm anscheinend absurd erschien”.[8]Die wahrgenommenen M\u00e4ngel des Laplace-Modells veranlassten die Wissenschaftler, einen Ersatz daf\u00fcr zu finden.  W\u00e4hrend des 20. Jahrhunderts besch\u00e4ftigten sich viele Theorien mit dem Thema, einschlie\u00dflich der Planetesimaltheorie von Thomas Chamberlin und Forest Moulton (1901), der Gezeitenmodell von James Jeans (1917), der Akkretionsmodell von Otto Schmidt (1944), der Protoplanetentheorie von William McCrea (1960) und schlie\u00dflich der Theorie erfassen von Michael Woolfson.[1]  1978 belebte Andrew Prentice die urspr\u00fcnglichen laplaceischen Ideen zur Planetenbildung wieder und entwickelte die moderne Laplace-Theorie.[1]  Keiner dieser Versuche erwies sich als vollst\u00e4ndig erfolgreich, und viele der vorgeschlagenen Theorien waren beschreibend.Die Geburt der modernen, weit verbreiteten Theorie der Planetenbildung – des Solar Nebular Disc Model (SNDM) – kann auf den sowjetischen Astronomen Victor Safronov zur\u00fcckgef\u00fchrt werden.[9]  Sein Buch von 1969 Entwicklung der protoplanetaren Wolke und Bildung der Erde und der Planeten,[10]  Das 1972 ins Englische \u00fcbersetzte hat die Art und Weise, wie Wissenschaftler \u00fcber die Bildung der Planeten denken, nachhaltig beeinflusst.[11]  In diesem Buch wurden fast alle Hauptprobleme des Planetenbildungsprozesses formuliert und einige von ihnen gel\u00f6st.  Safronovs Ideen wurden in den Werken von George Wetherill weiterentwickelt, der sie entdeckte au\u00dfer Kontrolle geratene Akkretion.[1]  W\u00e4hrend das SNDM urspr\u00fcnglich nur auf das Sonnensystem angewendet wurde, wurde es sp\u00e4ter von Theoretikern als im gesamten Universum wirksam angesehen.  Bis zum 1. Dezember 2020 haben Astronomen 4.379 extrasolare Planeten in unserer Galaxie entdeckt.[12]Solarnebelmodell: Erfolge und Probleme[edit]Erfolge[edit]  Staubige Scheiben, die junge Sterne in der N\u00e4he genauer umgeben.[13]Der Sternentstehungsprozess f\u00fchrt nat\u00fcrlich zum Auftreten von Akkretionsscheiben um junge Sternobjekte.[14]  Im Alter von etwa 1 Million Jahren k\u00f6nnen 100% der Sterne solche Scheiben haben.[15]  Diese Schlussfolgerung wird durch die Entdeckung der gasf\u00f6rmigen und staubigen Scheiben um Protosterne und T-Tauri-Sterne sowie durch theoretische \u00dcberlegungen gest\u00fctzt.[16]  Beobachtungen dieser Scheiben zeigen, dass die Staubk\u00f6rner in ihnen auf kurzen (tausendj\u00e4hrigen) Zeitskalen an Gr\u00f6\u00dfe zunehmen und Partikel von 1 cm Gr\u00f6\u00dfe produzieren.[17]Der Akkretionsprozess, bei dem 1 km Planetesimale zu K\u00f6rpern mit einer Gr\u00f6\u00dfe von 1.000 km heranwachsen, ist mittlerweile gut bekannt.[18]  Dieser Prozess entwickelt sich in jeder Scheibe, in der die Zahlendichte von Planetesimalen ausreichend hoch ist, und verl\u00e4uft au\u00dfer Kontrolle.  Das Wachstum verlangsamt sich sp\u00e4ter und setzt sich als oligarchische Akkretion fort.  Das Endergebnis ist die Bildung von Planetenembryonen unterschiedlicher Gr\u00f6\u00dfe, die von der Entfernung zum Stern abh\u00e4ngen.[18]  Verschiedene Simulationen haben gezeigt, dass die Fusion von Embryonen im inneren Teil der protoplanetaren Scheibe zur Bildung einiger erdgro\u00dfer K\u00f6rper f\u00fchrt.  Daher wird der Ursprung der terrestrischen Planeten nun als fast gel\u00f6stes Problem angesehen.[19]Aktuelle Probleme[edit]Die Physik von Akkretionsscheiben st\u00f6\u00dft auf einige Probleme.[20]  Das wichtigste ist, wie das Material, das vom Protostern angereichert wird, seinen Drehimpuls verliert.  Eine m\u00f6gliche Erkl\u00e4rung von Hannes Alfv\u00e9n war, dass der Sonnenwind w\u00e4hrend seiner T-Tauri-Sternphase einen Drehimpuls abgegeben hat.  Der Impuls wird durch viskose Spannungen zu den \u00e4u\u00dferen Teilen der Scheibe transportiert.[21]  Die Viskosit\u00e4t wird durch makroskopische Turbulenzen erzeugt, aber der genaue Mechanismus, der diese Turbulenzen erzeugt, ist nicht gut verstanden.  Ein weiterer m\u00f6glicher Prozess zum Abwerfen des Drehimpulses ist das magnetische Bremsen, bei dem der Spin des Sterns \u00fcber das Magnetfeld dieses Sterns in die umgebende Scheibe \u00fcbertragen wird.[22]  Die Hauptprozesse, die f\u00fcr das Verschwinden des Gases in Scheiben verantwortlich sind, sind viskose Diffusion und Photoverdampfung.[23][24]  Mehrsternsystem AS 205.[25]Die Bildung von Planetesimalen ist das gr\u00f6\u00dfte ungel\u00f6ste Problem im Nebelscheibenmodell.  Wie 1 cm gro\u00dfe Partikel zu 1 km Planetesimalen verschmelzen, ist ein R\u00e4tsel.  Dieser Mechanismus scheint der Schl\u00fcssel zu der Frage zu sein, warum einige Sterne Planeten haben, w\u00e4hrend andere nichts um sich haben, nicht einmal Staubg\u00fcrtel.[26]Die Zeitskala der Bildung von Riesenplaneten ist ebenfalls ein wichtiges Problem.  Alte Theorien konnten nicht erkl\u00e4ren, wie sich ihre Kerne schnell genug bilden konnten, um signifikante Mengen an Gas aus der schnell verschwindenden protoplanetaren Scheibe anzusammeln.[18][27]  Die durchschnittliche Lebensdauer der Festplatten betr\u00e4gt weniger als zehn Millionen (107) Jahre schienen k\u00fcrzer zu sein als die f\u00fcr die Kernbildung notwendige Zeit.[15]  Es wurden gro\u00dfe Fortschritte erzielt, um dieses Problem zu l\u00f6sen, und aktuelle Modelle der Bildung riesiger Planeten sind nun in der Lage, Jupiter (oder massereichere Planeten) in etwa 4 Millionen Jahren oder weniger zu bilden, und zwar innerhalb der durchschnittlichen Lebensdauer gasf\u00f6rmiger Scheiben.[28][29][30]Ein weiteres potenzielles Problem der Bildung riesiger Planeten ist ihre Umlaufbahnwanderung.  Einige Berechnungen zeigen, dass die Interaktion mit der Scheibe eine schnelle Einwanderung verursachen kann, die, wenn sie nicht gestoppt wird, dazu f\u00fchrt, dass der Planet die “zentralen Regionen noch als subjovianisches Objekt” erreicht.[31]  Neuere Berechnungen zeigen, dass die Festplattenentwicklung w\u00e4hrend der Migration dieses Problem mindern kann.[32]Bildung von Sternen und protoplanetaren Scheiben[edit]Protosterne[edit]  Das sichtbare Licht (links) und das Infrarot (rechts) des Trifid-Nebels – einer riesigen sternbildenden Wolke aus Gas und Staub, die sich im Sternbild Sch\u00fctze in 5.400 Lichtjahren Entfernung befindetEs wird angenommen, dass sich Sterne in riesigen Wolken aus kaltem molekularem Wasserstoff bilden – riesigen molekularen Wolken, die ungef\u00e4hr 300.000 Mal so gro\u00df sind wie die Masse der Sonne (M.\u2609) und 20 Parsec im Durchmesser.[2][33]  \u00dcber Millionen von Jahren neigen riesige Molek\u00fclwolken zum Zusammenbruch und zur Fragmentierung.[34]  Diese Fragmente bilden dann kleine, dichte Kerne, die wiederum zu Sternen zusammenfallen.[33]  Die Masse der Kerne reicht von einem Bruchteil bis zum Mehrfachen der Sonne und wird als protostellare (protosolare) Nebel bezeichnet.[2]  Sie besitzen Durchmesser von 0,01 bis 0,1 pc (2.000 bis 20.000 AU) und eine Partikelanzahldichte von etwa 10.000 bis 100.000 cm\u22123.[a][33][35]Der anf\u00e4ngliche Zusammenbruch eines Protostellarnebels mit Sonnenmasse dauert etwa 100.000 Jahre.[2][33]  Jeder Nebel beginnt mit einem bestimmten Drehimpuls.  Gas im zentralen Teil des Nebels mit relativ geringem Drehimpuls wird schnell komprimiert und bildet einen hei\u00dfen hydrostatischen (nicht kontrahierenden) Kern, der einen kleinen Teil der Masse des urspr\u00fcnglichen Nebels enth\u00e4lt.[36]  Dieser Kern bildet den Samen dessen, was ein Stern werden wird.[2][36]  Wenn der Kollaps weitergeht, bedeutet die Erhaltung des Drehimpulses, dass sich die Rotation der unfehlbaren H\u00fclle beschleunigt.[37][38]  Dies verhindert weitgehend, dass sich das Gas direkt auf dem zentralen Kern ansammelt.  Das Gas wird stattdessen gezwungen, sich in der N\u00e4he seiner \u00c4quatorialebene nach au\u00dfen auszubreiten und eine Scheibe zu bilden, die sich wiederum auf dem Kern ansammelt.[2][37][38]  Der Kern w\u00e4chst allm\u00e4hlich an Masse, bis er zu einem jungen hei\u00dfen Protostern wird.[36]  Zu diesem Zeitpunkt sind der Protostern und seine Scheibe durch die unfehlbare H\u00fclle stark verdeckt und nicht direkt beobachtbar.[14]  Tats\u00e4chlich ist die Opazit\u00e4t der verbleibenden H\u00fclle so hoch, dass selbst Millimeterwellenstrahlung Schwierigkeiten hat, aus dem Inneren zu entweichen.[2][14]  Solche Objekte werden als sehr helle Kondensationen beobachtet, die haupts\u00e4chlich Millimeterwellen- und Submillimeterwellenstrahlung emittieren.[35]  Sie werden als spektrale Protosterne der Klasse 0 klassifiziert.[14]  Der Zusammenbruch wird oft von bipolaren Abfl\u00fcssen – Jets – begleitet, die entlang der Rotationsachse der abgeleiteten Scheibe ausgehen.  Die Jets werden h\u00e4ufig in sternbildenden Regionen beobachtet (siehe Herbig-Haro (HH) -Objekte).[39]  Die Leuchtkraft der Protosterne der Klasse 0 ist hoch – ein Protostern mit Sonnenmasse kann mit bis zu 100 Sonnenhelligkeiten strahlen.[14]  Die Quelle dieser Energie ist der Gravitationskollaps, da ihre Kerne noch nicht hei\u00df genug sind, um mit der Kernfusion zu beginnen.[36][40]  Infrarotbild des molekularen Abflusses eines ansonsten versteckten neugeborenen Sterns HH 46\/47Wenn das Material weiter auf die Scheibe f\u00e4llt, wird die H\u00fclle schlie\u00dflich d\u00fcnn und transparent, und das junge Sternobjekt (YSO) wird zun\u00e4chst im fernen Infrarotlicht und sp\u00e4ter im sichtbaren Bereich sichtbar.[35]  Um diese Zeit beginnt der Protostern, Deuterium zu verschmelzen.  Wenn der Protostern ausreichend massiv ist (\u00fcber 80 Jupitermassen (M.J.)) folgt die Wasserstofffusion.  Andernfalls wird das Objekt zu einem braunen Zwerg, wenn seine Masse zu gering ist.[40]  Diese Geburt eines neuen Sterns erfolgt ungef\u00e4hr 100.000 Jahre nach Beginn des Zusammenbruchs.[2]  Objekte in dieser Phase sind als Protosterne der Klasse I bekannt.[14]  die auch als junge T-Tauri-Sterne, entwickelte Protosterne oder junge Sternobjekte bezeichnet werden.[14]  Zu diesem Zeitpunkt hat der sich bildende Stern bereits einen Gro\u00dfteil seiner Masse angeh\u00e4uft: Die Gesamtmasse der Scheibe und der verbleibenden H\u00fclle \u00fcberschreitet 10\u201320% der Masse des zentralen YSO nicht.[35]In der n\u00e4chsten Phase verschwindet die H\u00fclle vollst\u00e4ndig, nachdem sie von der Scheibe gesammelt wurde, und der Protostern wird zu einem klassischen T-Tauri-Stern.[b]  Dies geschieht nach etwa 1 Million Jahren.[2]  Die Masse der Scheibe um einen klassischen T-Tauri-Stern betr\u00e4gt etwa 1\u20133% der Sternmasse und wird mit einer Rate von 10 angereichert\u22127 bis 10\u22129 M.\u2609 pro Jahr.[43]  Ein Paar bipolarer Strahlen ist normalerweise ebenfalls vorhanden.[44]  Die Akkretion erkl\u00e4rt alle besonderen Eigenschaften klassischer T-Tauri-Sterne: starker Fluss in den Emissionslinien (bis zu 100% der intrinsischen Leuchtkraft des Sterns), magnetische Aktivit\u00e4t, photometrische Variabilit\u00e4t und Strahlen.[45]  Die Emissionslinien bilden sich tats\u00e4chlich, wenn das akkumulierte Gas auf die “Oberfl\u00e4che” des Sterns trifft, was um seine Magnetpole geschieht.[45]  Die Jets sind Nebenprodukte der Akkretion: Sie tragen \u00fcberm\u00e4\u00dfigen Drehimpuls weg.  Die klassische T-Tauri-B\u00fchne dauert etwa 10 Millionen Jahre.[2]  Die Scheibe verschwindet schlie\u00dflich aufgrund von Akkretion auf dem Zentralstern, Planetenbildung, Aussto\u00df durch Jets und Photoevaporation durch UV-Strahlung vom Zentralstern und nahegelegenen Sternen.[46]  Infolgedessen wird der junge Stern zu einem schwach ausgekleideten T-Tauri-Stern, der sich \u00fcber Hunderte von Millionen von Jahren langsam zu einem gew\u00f6hnlichen sonnen\u00e4hnlichen Stern entwickelt.[36]Protoplanetare Scheiben[edit]  In HST-Archivbildern junger Sterne entdeckte Tr\u00fcmmerscheiben, HD 141943 und HD 191089unter Verwendung verbesserter Bildgebungsverfahren (24. April 2014).[47]Unter bestimmten Umst\u00e4nden kann die Scheibe, die jetzt als protoplanetar bezeichnet werden kann, ein Planetensystem hervorbringen.[2]  Protoplanetare Scheiben wurden um einen sehr hohen Anteil von Sternen in jungen Sternhaufen beobachtet.[15][48]  Sie existieren vom Beginn der Sternentstehung an, sind jedoch in den fr\u00fchesten Stadien aufgrund der Opazit\u00e4t der umgebenden H\u00fclle nicht beobachtbar.[14]  Die Scheibe eines Protosterns der Klasse 0 wird als massiv und hei\u00df angesehen.  Es ist eine Akkretionsscheibe, die den zentralen Protostern speist.[37][38]  Die Temperatur kann innerhalb von 5 AU leicht 400 K und innerhalb von 1 AU 1.000 K \u00fcberschreiten.[49]  Die Erw\u00e4rmung der Scheibe wird haupts\u00e4chlich durch die viskose Ableitung von Turbulenzen in ihr und durch das Eindringen des Gases aus dem Nebel verursacht.[37][38]  Die hohe Temperatur in der inneren Scheibe f\u00fchrt dazu, dass der gr\u00f6\u00dfte Teil des fl\u00fcchtigen Materials – Wasser, organische Stoffe und einige Gesteine \u200b\u200b- verdunstet und nur die feuerfestesten Elemente wie Eisen zur\u00fcckbleiben.  Das Eis kann nur im \u00e4u\u00dferen Teil der Scheibe \u00fcberleben.[49]  Das Hauptproblem in der Physik von Akkretionsscheiben ist die Erzeugung von Turbulenzen und der Mechanismus, der f\u00fcr die hohe effektive Viskosit\u00e4t verantwortlich ist.[2]  Es wird angenommen, dass die turbulente Viskosit\u00e4t f\u00fcr den Transport der Masse zum zentralen Protostern und den Impuls zur Peripherie der Scheibe verantwortlich ist.  Dies ist f\u00fcr die Akkretion von entscheidender Bedeutung, da das Gas nur dann vom zentralen Protostern akkretiert werden kann, wenn es den gr\u00f6\u00dften Teil seines Drehimpulses verliert, der von dem kleinen Teil des nach au\u00dfen driftenden Gases weggetragen werden muss.[37][50]  Das Ergebnis dieses Prozesses ist das Wachstum sowohl des Protostars als auch des Scheibenradius, das 1.000 AE erreichen kann, wenn der anf\u00e4ngliche Drehimpuls des Nebels gro\u00df genug ist.[38]  In vielen sternbildenden Regionen wie dem Orionnebel werden routinem\u00e4\u00dfig gro\u00dfe Scheiben beobachtet.[16]K\u00fcnstlerische Darstellung der Scheiben- und Gasstr\u00f6me um den jungen Star HD 142527.[51]Die Lebensdauer der Akkretionsscheiben betr\u00e4gt etwa 10 Millionen Jahre.[15]  Wenn der Stern das klassische T-Tauri-Stadium erreicht, wird die Scheibe d\u00fcnner und k\u00fchlt ab.[43]  Weniger fl\u00fcchtige Materialien beginnen nahe ihrer Mitte zu kondensieren und bilden 0,1\u20131 \u03bcm Staubk\u00f6rner, die kristalline Silikate enthalten.[17]  Der Transport des Materials von der \u00e4u\u00dferen Scheibe kann diese neu gebildeten Staubk\u00f6rner mit urspr\u00fcnglichen mischen, die organische Stoffe und andere fl\u00fcchtige Stoffe enthalten.  Diese Vermischung kann einige Besonderheiten in der Zusammensetzung von K\u00f6rpern des Sonnensystems erkl\u00e4ren, wie das Vorhandensein interstellarer K\u00f6rner in den primitiven Meteoriten und feuerfeste Einschl\u00fcsse in Kometen.[49]  Staubpartikel neigen dazu, in der dichten Scheibenumgebung aneinander zu haften, was zur Bildung gr\u00f6\u00dferer Partikel mit einer Gr\u00f6\u00dfe von bis zu mehreren Zentimetern f\u00fchrt.[52]  Die Signaturen der Staubverarbeitung und Koagulation werden in den Infrarotspektren der jungen Scheiben beobachtet.[17]  Eine weitere Aggregation kann zur Bildung von Planetesimalen mit einem Durchmesser von 1 km oder mehr f\u00fchren, die die Bausteine \u200b\u200bvon Planeten darstellen.[2][52]  Die planetesimale Bildung ist ein weiteres ungel\u00f6stes Problem der Scheibenphysik, da ein einfaches Anhaften unwirksam wird, wenn Staubpartikel gr\u00f6\u00dfer werden.[26]Eine Hypothese ist die Bildung durch die Gravitationsinstabilit\u00e4t.  Teilchen mit einer Gr\u00f6\u00dfe von mehreren Zentimetern oder mehr setzen sich langsam in der N\u00e4he der Mittelebene der Scheibe ab und bilden eine sehr d\u00fcnne – weniger als 100 km – und dichte Schicht.  Diese Schicht ist gravitativ instabil und kann in zahlreiche Klumpen fragmentieren, die wiederum zu Planetesimalen zusammenfallen.[2][26]  Die unterschiedlichen Geschwindigkeiten der Gasscheibe und der Feststoffe in der N\u00e4he der Mittelebene k\u00f6nnen jedoch Turbulenzen erzeugen, die verhindern, dass die Schicht aufgrund der Gravitationsinstabilit\u00e4t d\u00fcnn genug wird, um zu fragmentieren.[53]  Dies kann die Bildung von Planetesimalen \u00fcber Gravitationsinstabilit\u00e4ten auf bestimmte Stellen in der Scheibe beschr\u00e4nken, an denen die Feststoffkonzentration erh\u00f6ht ist.[54]Ein weiterer m\u00f6glicher Mechanismus f\u00fcr die Bildung von Planetesimalen ist die Instabilit\u00e4t des Stroms, bei der der Widerstand, den Partikel sp\u00fcren, die durch Gas kreisen, einen R\u00fcckkopplungseffekt erzeugt, der das Wachstum lokaler Konzentrationen verursacht.  Diese lokale Konzentration dr\u00fcckt auf das Gas zur\u00fcck und erzeugt einen Bereich, in dem der von den Partikeln empfundene Gegenwind geringer ist.  Die Konzentration kann somit schneller umkreisen und erf\u00e4hrt weniger radiale Drift.  Isolierte Partikel verbinden sich mit diesen Konzentrationen, wenn sie \u00fcberholt werden oder wenn sie nach innen driften, wodurch sie an Masse zunehmen.  Schlie\u00dflich bilden diese Konzentrationen massive Filamente, die fragmentieren und durch Gravitationskollaps Planetesimale von der Gr\u00f6\u00dfe der gr\u00f6\u00dferen Asteroiden bilden.[55]Die Planetenbildung kann auch durch Gravitationsinstabilit\u00e4t innerhalb der Scheibe selbst ausgel\u00f6st werden, was zu ihrer Fragmentierung in Klumpen f\u00fchrt.  Einige von ihnen, wenn sie dicht genug sind, werden zusammenbrechen,[50]  Dies kann zur schnellen Bildung von Gasriesenplaneten und sogar Braunen Zwergen im Zeitrahmen von 1.000 Jahren f\u00fchren.[56]  Wenn diese Klumpen im Verlauf des Zusammenbruchs nach innen wandern, k\u00f6nnen Gezeitenkr\u00e4fte vom Stern zu einem erheblichen Massenverlust f\u00fchren, der einen kleineren K\u00f6rper zur\u00fcckl\u00e4sst.[57]  Dies ist jedoch nur bei massiven Festplatten m\u00f6glich – massiver als 0,3 M.\u2609.  Im Vergleich dazu liegen typische Scheibenmassen zwischen 0,01 und 0,03 M.\u2609.  Da die massiven Scheiben selten sind, wird angenommen, dass dieser Mechanismus der Planetenbildung selten ist.[2][20]  Andererseits kann dieser Mechanismus eine wichtige Rolle bei der Bildung von Braunen Zwergen spielen.[58]  Asteroiden-Kollision – Planeten bauen (K\u00fcnstlerkonzept).Die endg\u00fcltige Dissipation protoplanetarer Scheiben wird durch eine Reihe verschiedener Mechanismen ausgel\u00f6st.  Der innere Teil der Scheibe wird entweder vom Stern akkretiert oder von den bipolaren Strahlen ausgesto\u00dfen.[43][44]  W\u00e4hrend der T-Tauri-Phase kann der \u00e4u\u00dfere Teil unter der starken UV-Strahlung des Sterns verdampfen[59]  oder von nahe gelegenen Sternen.[46]  Das Gas im zentralen Teil kann entweder von den wachsenden Planeten akkretiert oder ausgesto\u00dfen werden, w\u00e4hrend die kleinen Staubpartikel durch den Strahlungsdruck des zentralen Sterns ausgesto\u00dfen werden.  Was schlie\u00dflich \u00fcbrig bleibt, ist entweder ein Planetensystem, eine Staubreste ohne Planeten oder nichts, wenn sich keine Planetesimale bilden.[2]Weil Planetesimale so zahlreich sind und sich \u00fcber die protoplanetare Scheibe ausbreiten, \u00fcberleben einige die Bildung eines Planetensystems.  Unter Asteroiden werden \u00fcbrig gebliebene Planetesimale verstanden, die sich allm\u00e4hlich in immer kleinere Teile zerkleinern, w\u00e4hrend Kometen typischerweise Planetesimale aus den weiter entfernten Bereichen eines Planetensystems sind.  Meteoriten sind Proben von Planetesimalen, die eine Planetenoberfl\u00e4che erreichen und viele Informationen \u00fcber die Entstehung des Sonnensystems liefern.  Meteoriten vom primitiven Typ sind Brocken zerbrochener Planetesimale mit geringer Masse, bei denen keine thermische Differenzierung stattgefunden hat, w\u00e4hrend Meteoriten vom verarbeiteten Typ Brocken von zerbrochenen massiven Planetesimalen sind.[60]  Interstellare Objekte k\u00f6nnten eingefangen worden sein und Teil des jungen Sonnensystems werden.[61]Bildung von Planeten[edit]Felsige Planeten[edit]Nach dem Modell der Sonnennebelscheibe bilden sich im inneren Teil der protoplanetaren Scheibe innerhalb der Frostgrenze felsige Planeten, wo die Temperatur hoch genug ist, um die Kondensation von Wassereis und anderen Substanzen zu K\u00f6rnern zu verhindern.[62]  Dies f\u00fchrt zur Koagulation von rein felsigen K\u00f6rnern und sp\u00e4ter zur Bildung von felsigen Planetesimalen.[c][62]  Es wird angenommen, dass solche Bedingungen im inneren 3\u20134 AU-Teil der Scheibe eines sonnen\u00e4hnlichen Sterns vorliegen.[2]Nachdem sich auf die eine oder andere Weise kleine Planetesimale mit einem Durchmesser von etwa 1 km gebildet haben, au\u00dfer Kontrolle geratene Akkretion beginnt.[18]  Es wird als au\u00dfer Kontrolle geraten bezeichnet, weil die Massenwachstumsrate proportional zu ist R.4~ M.4\/3wobei R und M der Radius bzw. die Masse des wachsenden K\u00f6rpers sind.[63]  Das spezifische Wachstum (geteilt durch die Masse) beschleunigt sich mit zunehmender Masse.  Dies f\u00fchrt zu einem bevorzugten Wachstum gr\u00f6\u00dferer K\u00f6rper auf Kosten kleinerer.[18]  Die au\u00dfer Kontrolle geratene Akkretion dauert zwischen 10.000 und 100.000 Jahren und endet, wenn die gr\u00f6\u00dften K\u00f6rper einen Durchmesser von mehr als 1.000 km \u00fcberschreiten.[18]  Die Verlangsamung der Akkretion wird durch Gravitationsst\u00f6rungen durch gro\u00dfe K\u00f6rper auf den verbleibenden Planetesimalen verursacht.[18][63]  Dar\u00fcber hinaus stoppt der Einfluss gr\u00f6\u00dferer K\u00f6rper das weitere Wachstum kleinerer K\u00f6rper.[18]Die n\u00e4chste Stufe hei\u00dft oligarchische Akkretion.[18]  Es ist gekennzeichnet durch die Dominanz mehrerer hundert der gr\u00f6\u00dften K\u00f6rper – Oligarchen, die weiterhin langsam Planetesimale ansammeln.[18]  Kein anderer K\u00f6rper als die Oligarchen kann wachsen.[63]  Zu diesem Zeitpunkt ist die Akkretionsrate proportional zu R.2, die sich aus dem geometrischen Querschnitt eines Oligarchen ableitet.[63]  Die spezifische Akkretionsrate ist proportional zu M.\u22121\/3;;  und es nimmt mit der Masse des K\u00f6rpers ab.  Dadurch k\u00f6nnen kleinere Oligarchen gr\u00f6\u00dfere einholen.  Die Oligarchen werden in einem Abstand von etwa gehalten 10 \u00b7 H.r  ((H.r=a (1-e) (M \/ 3Ms)1\/3  ist der H\u00fcgelradius, wobei a die Hauptachse ist, e die Exzentrizit\u00e4t der Umlaufbahn ist und M.s ist die Masse des Zentralsterns) durch den Einfluss der verbleibenden Planetesimalen voneinander.[18]  Ihre Exzentrizit\u00e4ten und Neigungen in der Umlaufbahn bleiben gering.  Die Oligarchen wachsen weiter an, bis die Planetesimalen in der Scheibe um sie herum ersch\u00f6pft sind.[18]  Manchmal verschmelzen Oligarchen in der N\u00e4he.  Die Endmasse eines Oligarchen h\u00e4ngt von der Entfernung vom Stern und der Oberfl\u00e4chendichte der Planetesimalen ab und wird als Isolationsmasse bezeichnet.[63]  F\u00fcr die felsigen Planeten sind es bis zu 0,1 M.\u2295oder eine Marsmasse.[2]  Das Endergebnis des oligarchischen Stadiums ist die Bildung von etwa 100 Planetenembryonen in Mond- bis Marsgr\u00f6\u00dfe, die in einem gleichm\u00e4\u00dfigen Abstand von etwa 100 angeordnet sind 10 \u00b7 H.r.[19]  Es wird angenommen, dass sie sich in L\u00fccken in der Scheibe befinden und durch Ringe verbleibender Planetesimale getrennt sind.  Es wird angenommen, dass diese Phase einige hunderttausend Jahre dauert.[2][18]Die letzte Stufe der felsigen Planetenbildung ist die Fusionsphase.[2]  Es beginnt, wenn nur noch eine geringe Anzahl von Planetesimalen \u00fcbrig bleibt und Embryonen massiv genug werden, um sich gegenseitig zu st\u00f6ren, wodurch ihre Umlaufbahnen chaotisch werden.[19]  W\u00e4hrend dieser Phase sto\u00dfen Embryonen verbleibende Planetesimale aus und kollidieren miteinander.  Das Ergebnis dieses Prozesses, der 10 bis 100 Millionen Jahre dauert, ist die Bildung einer begrenzten Anzahl erdgro\u00dfer K\u00f6rper.  Simulationen zeigen, dass die Anzahl der \u00fcberlebenden Planeten im Durchschnitt zwischen 2 und 5 liegt.[2][19][60][64]  Im Sonnensystem k\u00f6nnen sie durch Erde und Venus dargestellt werden.[19]  Die Bildung beider Planeten erforderte die Verschmelzung von ungef\u00e4hr 10\u201320 Embryonen, w\u00e4hrend eine gleiche Anzahl von ihnen aus dem Sonnensystem geworfen wurde.[60]  Einige der Embryonen, die aus dem Asteroideng\u00fcrtel stammen, sollen Wasser auf die Erde gebracht haben.[62]  Mars und Merkur k\u00f6nnen als verbleibende Embryonen angesehen werden, die diese Rivalit\u00e4t \u00fcberlebt haben.[60]  Felsige Planeten, die es geschafft haben, sich zu vereinigen, setzen sich schlie\u00dflich in mehr oder weniger stabilen Bahnen ab, was erkl\u00e4rt, warum Planetensysteme im Allgemeinen bis an die Grenzen gepackt sind.  oder mit anderen Worten, warum sie immer am Rande der Instabilit\u00e4t zu stehen scheinen.[19]Riesenplaneten[edit]  Die Staubscheibe um Fomalhaut – der hellste Stern im Sternbild Piscis Austrinus.  Eine Asymmetrie der Scheibe kann durch einen riesigen Planeten (oder Planeten) verursacht werden, der den Stern umkreist.Die Bildung von Riesenplaneten ist ein herausragendes Problem in den Planetenwissenschaften.[20]  Im Rahmen des solaren Nebelmodells existieren zwei Theorien f\u00fcr ihre Bildung.  Der erste ist der Festplatteninstabilit\u00e4tsmodell, wo sich aufgrund ihrer Gravitationsfragmentierung Riesenplaneten in den massiven protoplanetaren Scheiben bilden (siehe oben).[56]  Die zweite M\u00f6glichkeit ist die Kernakkretionsmodell, die auch als bekannt ist kernhaltiges Instabilit\u00e4tsmodell.[20][32]  Das letztere Szenario wird als das vielversprechendste angesehen, da es die Bildung der Riesenplaneten in Scheiben mit relativ geringer Masse (weniger als 0,1) erkl\u00e4ren kann M.\u2609).[32]  In diesem Modell ist die Bildung von Riesenplaneten in zwei Stufen unterteilt: a) Akkretion eines Kerns von ungef\u00e4hr 10 M.\u2295 und b) Ansammlung von Gas von der protoplanetaren Scheibe.[2][20][65]  Beide Methoden k\u00f6nnen auch zur Entstehung von Braunen Zwergen f\u00fchren.[29][66]  Untersuchungen ab 2011 haben ergeben, dass die Kernakkretion wahrscheinlich der dominierende Bildungsmechanismus ist.[66]Es wird angenommen, dass die Kernbildung des Riesenplaneten ungef\u00e4hr nach dem Vorbild der terrestrischen Planetenbildung verl\u00e4uft.[18]  Es beginnt mit Planetesimalen, die ein au\u00dfer Kontrolle geratenes Wachstum erfahren, gefolgt von einem langsameren oligarchischen Stadium.[63]  Hypothesen sagen aufgrund der geringen Wahrscheinlichkeit von Kollisionen zwischen planetaren Embryonen im \u00e4u\u00dferen Teil von Planetensystemen kein Fusionsstadium voraus.[63]  Ein weiterer Unterschied ist die Zusammensetzung der Planetesimalen, die sich bei Riesenplaneten jenseits der sogenannten Frostgrenze bilden und haupts\u00e4chlich aus Eis bestehen – das Verh\u00e4ltnis von Eis zu Gestein betr\u00e4gt etwa 4 zu 1.[27]  Dies erh\u00f6ht die Masse der Planetesimalen um das Vierfache.  Der zur Bildung des Erdplaneten f\u00e4hige Nebel mit minimaler Masse kann jedoch nur 1\u20132 bilden M.\u2295 Kerne in der Entfernung von Jupiter (5 AU) innerhalb von 10 Millionen Jahren.[63]  Die letztere Zahl gibt die durchschnittliche Lebensdauer von Gasscheiben um sonnen\u00e4hnliche Sterne an.[15]  Die vorgeschlagenen L\u00f6sungen umfassen eine erh\u00f6hte Masse der Platte – eine Verzehnfachung w\u00fcrde ausreichen;[63]  Protoplanetenmigration, die es dem Embryo erm\u00f6glicht, mehr Planetesimale anzusammeln;[27]  und schlie\u00dflich Verbesserung der Akkretion aufgrund des Gaswiderstands in den gasf\u00f6rmigen H\u00fcllen der Embryonen.[27][30][67]  Eine Kombination der oben genannten Ideen k\u00f6nnte die Bildung der Kerne von Gasriesenplaneten wie Jupiter und vielleicht sogar Saturn erkl\u00e4ren.[20]  Die Bildung von Planeten wie Uranus und Neptun ist problematischer, da keine Theorie die In-situ-Bildung ihrer Kerne im Abstand von 20\u201330 AE vom Zentralstern vorsehen konnte.[2]  Eine Hypothese ist, dass sie sich zun\u00e4chst in der Jupiter-Saturn-Region ansammelten, dann verstreut wurden und an ihren heutigen Standort wanderten.[68]  Eine andere m\u00f6gliche L\u00f6sung ist das Wachstum der Kerne der Riesenplaneten durch Kieselakkretion.  Bei der Kieselakkretion werden Objekte mit einem Durchmesser zwischen einem Zentimeter und einem Meter, die auf einen massiven K\u00f6rper fallen, durch den Gaswiderstand so verlangsamt, dass sie sich darauf zubewegen und akkretiert werden.  Das Wachstum durch Kieselakkretion kann bis zu 1000-mal schneller sein als durch Akkretion von Planetesimalen.[69]Sobald die Kerne eine ausreichende Masse haben (5\u201310 M.\u2295) beginnen sie, Gas von der umgebenden Scheibe zu sammeln.[2]  Anfangs ist es ein langsamer Prozess, bei dem die Kernmassen auf 30 erh\u00f6ht werden M.\u2295 in ein paar Millionen Jahren.[27][67]  Danach steigen die Akkretionsraten dramatisch an und die verbleibenden 90% der Masse werden in ungef\u00e4hr 10.000 Jahren akkumuliert.[67]  Die Gasansammlung stoppt, wenn die Versorgung von der Scheibe ersch\u00f6pft ist.[65]  Dies geschieht allm\u00e4hlich aufgrund der Bildung einer Dichtel\u00fccke in der protoplanetaren Scheibe und der Scheibendispersion.[32][70]  In diesem Modell sind Eisriesen – Uranus und Neptun – ausgefallene Kerne, die zu sp\u00e4t mit der Gasakkretion begannen, als fast das gesamte Gas bereits verschwunden war.  Die Phase nach der au\u00dfer Kontrolle geratenen Gasakkretion ist durch die Migration der neu gebildeten Riesenplaneten und die fortgesetzte langsame Gasakkretion gekennzeichnet.[70]  Die Migration wird durch die Interaktion des Planeten in der L\u00fccke mit der verbleibenden Scheibe verursacht.  Es stoppt, wenn die protoplanetare Platte verschwindet oder wenn das Ende der Platte erreicht ist.  Der letztere Fall entspricht den sogenannten hei\u00dfen Jupitern, die wahrscheinlich ihre Migration gestoppt haben, als sie das innere Loch in der protoplanetaren Scheibe erreichten.[70]  In der Konzeption dieses K\u00fcnstlers dreht sich ein Planet durch eine Lichtung (L\u00fccke) in der staubigen, planetenbildenden Scheibe eines nahe gelegenen Sterns.Riesenplaneten k\u00f6nnen die Bildung terrestrischer Planeten erheblich beeinflussen.  Die Anwesenheit von Riesen erh\u00f6ht tendenziell die Exzentrizit\u00e4t und Neigung (siehe Kozai-Mechanismus) von Planetesimalen und Embryonen in der terrestrischen Planetenregion (innerhalb von 4 AE im Sonnensystem).[60][64]  Wenn sich Riesenplaneten zu fr\u00fch bilden, k\u00f6nnen sie die Akkretion des inneren Planeten verlangsamen oder verhindern.  Wenn sie sich gegen Ende des oligarchischen Stadiums bilden, wie es im Sonnensystem vermutet wird, beeinflussen sie die Verschmelzung planetarischer Embryonen und machen sie gewaltt\u00e4tiger.[60]  Infolgedessen wird die Anzahl der terrestrischen Planeten abnehmen und sie werden massiver sein.[71]  Au\u00dferdem wird die Gr\u00f6\u00dfe des Systems kleiner, da sich terrestrische Planeten n\u00e4her am Zentralstern bilden.  Es wird angenommen, dass der Einfluss von Riesenplaneten im Sonnensystem, insbesondere des Jupiter, begrenzt war, da sie relativ weit von den terrestrischen Planeten entfernt sind.[71]Die Region eines Planetensystems neben den Riesenplaneten wird auf andere Weise beeinflusst.[64]  In einer solchen Region k\u00f6nnen die Exzentrizit\u00e4ten von Embryonen so gro\u00df werden, dass die Embryonen in der N\u00e4he eines riesigen Planeten vorbeiziehen, was dazu f\u00fchren kann, dass sie aus dem System ausgesto\u00dfen werden.[d][60][64]  Wenn alle Embryonen entfernt werden, bilden sich in dieser Region keine Planeten.[64]  Eine weitere Konsequenz ist, dass eine gro\u00dfe Anzahl kleiner Planetesimale \u00fcbrig bleibt, da Riesenplaneten nicht in der Lage sind, sie alle ohne die Hilfe von Embryonen auszur\u00e4umen.  Die Gesamtmasse der verbleibenden Planetesimalen wird gering sein, da die kumulative Wirkung der Embryonen vor ihrem Auswurf und der Riesenplaneten immer noch stark genug ist, um 99% der kleinen K\u00f6rper zu entfernen.[60]  Eine solche Region wird sich schlie\u00dflich zu einem Asteroideng\u00fcrtel entwickeln, der ein vollst\u00e4ndiges Analogon zum Asteroideng\u00fcrtel im Sonnensystem ist und sich zwischen 2 und 4 AE von der Sonne entfernt befindet.[60][64]Exoplaneten[edit]In den letzten zwanzig Jahren wurden Tausende von Exoplaneten identifiziert.  Die Umlaufbahnen vieler dieser Planeten und Planetensysteme unterscheiden sich erheblich von den Planeten im Sonnensystem.  Zu den entdeckten Exoplaneten geh\u00f6ren hei\u00dfe Jupiter, warme Jupiter, Supererden und Systeme dicht gepackter innerer Planeten.Es wird angenommen, dass die Hot-Jupiter und Warm-Jupiter w\u00e4hrend oder nach ihrer Bildung in ihre aktuellen Umlaufbahnen gewandert sind.  Eine Reihe m\u00f6glicher Mechanismen f\u00fcr diese Migration wurde vorgeschlagen.  Eine Migration vom Typ I oder Typ II k\u00f6nnte die Hauptachse der Umlaufbahn des Planeten sanft verringern, was zu einem warmen oder hei\u00dfen Jupiter f\u00fchrt.  Gravitationsstreuung durch andere Planeten auf exzentrische Bahnen mit einem Perihel in der N\u00e4he des Sterns, gefolgt von der Zirkularisierung seiner Umlaufbahn aufgrund von Gezeitenwechselwirkungen mit dem Stern, kann einen Planeten auf einer engen Umlaufbahn verlassen.  Wenn ein massiver Begleitplanet oder Stern auf einer geneigten Umlaufbahn vorhanden war, kann ein Austausch der Neigung gegen Exzentrizit\u00e4t \u00fcber den Kozai-Mechanismus, der die Exzentrizit\u00e4t erh\u00f6ht und das Perihel senkt, gefolgt von einer Zirkularisierung, ebenfalls zu einer engen Umlaufbahn f\u00fchren.  Viele der Jupiter-gro\u00dfen Planeten haben exzentrische Bahnen, was darauf hindeuten kann, dass Gravitationsbegegnungen zwischen den Planeten stattgefunden haben, obwohl Migration in Resonanz auch Exzentrizit\u00e4ten anregen kann.[72]  Das In-situ-Wachstum hei\u00dfer Jupiter aus eng umlaufenden Supererden wurde ebenfalls vorgeschlagen.  Die Kerne in dieser Hypothese k\u00f6nnten sich lokal oder in gr\u00f6\u00dferer Entfernung gebildet haben und nahe am Stern gewandert sein.[73]Es wird angenommen, dass Supererden und andere eng umkreisende Planeten sich entweder in situ gebildet haben oder von ihren urspr\u00fcnglichen Positionen nach innen gewandert sind.  Die In-situ-Bildung eng umlaufender Supererden w\u00fcrde eine massive Scheibe, die Migration planetarischer Embryonen, gefolgt von Kollisionen und Fusionen, oder die radiale Drift kleiner Feststoffe von weiter au\u00dfen in der Scheibe erfordern.  Die Migration der Supererden oder der Embryonen, die zu ihrer Kollision kollidierten, d\u00fcrfte aufgrund ihrer geringeren Masse Typ I gewesen sein.  Die Resonanzbahnen einiger Exoplanetensysteme zeigen an, dass in diesen Systemen eine gewisse Migration aufgetreten ist, w\u00e4hrend der Abstand der Bahnen in vielen anderen Systemen, die nicht in Resonanz sind, darauf hinweist, dass in diesen Systemen nach der Dissipation der Gasscheibe wahrscheinlich eine Instabilit\u00e4t aufgetreten ist.  Das Fehlen von Supererden und eng umlaufenden Planeten im Sonnensystem kann auf die fr\u00fchere Bildung von Jupiter zur\u00fcckzuf\u00fchren sein, die ihre Einwanderung blockiert.[74]Die Menge an Gas, die eine in situ gebildete Supererde aufnimmt, kann davon abh\u00e4ngen, wann die planetaren Embryonen aufgrund riesiger St\u00f6\u00dfe im Verh\u00e4ltnis zur Dissipation der Gasscheibe verschmolzen.  Wenn die Fusionen stattfinden, nachdem sich die Gasscheibe aufgel\u00f6st hat, k\u00f6nnen sich terrestrische Planeten bilden, wenn sich in einer \u00dcbergangsscheibe eine Supererde mit einer Gash\u00fclle bilden kann, die einige Prozent ihrer Masse enth\u00e4lt.  Wenn die Fusionen zu fr\u00fch stattfinden, kann es zu einer Gasakkretion kommen, die zur Bildung eines Gasriesen f\u00fchrt.  Die Fusionen beginnen, wenn die dynamische Reibung aufgrund der Gasscheibe nicht mehr ausreicht, um Kollisionen zu verhindern, ein Prozess, der bei einer Scheibe mit h\u00f6herer Metallizit\u00e4t fr\u00fcher beginnt.[75]  Alternativ kann die Gasakkretion begrenzt sein, da sich die H\u00fcllen nicht im hydrostatischen Gleichgewicht befinden. Stattdessen kann Gas durch die H\u00fclle str\u00f6men, wodurch ihr Wachstum verlangsamt und der Beginn der au\u00dfer Kontrolle geratenen Gasakkretion verz\u00f6gert wird, bis die Masse des Kerns 15 Erdmassen erreicht.[76]Bedeutung von Akkretion[edit]Die Verwendung des Begriffs “Akkretionsscheibe” f\u00fcr die protoplanetare Scheibe f\u00fchrt zu Verwirrung \u00fcber den planetaren Akkretionsprozess.  Die protoplanetare Scheibe wird manchmal als Akkretionsscheibe bezeichnet, da w\u00e4hrend sich der junge T-Tauri-\u00e4hnliche Protostern noch zusammenzieht, m\u00f6glicherweise noch gasf\u00f6rmiges Material darauf f\u00e4llt und sich von der Innenkante der Scheibe auf seiner Oberfl\u00e4che ansammelt.[38]  In einer Akkretionsscheibe gibt es einen Nettomassenfluss von gr\u00f6\u00dferen Radien zu kleineren Radien.[21]Diese Bedeutung sollte jedoch nicht mit dem Prozess der Akkretion verwechselt werden, die die Planeten bildet.  In diesem Zusammenhang bezieht sich Akkretion auf den Prozess, bei dem gek\u00fchlte, erstarrte Staub- und Eisk\u00f6rner den Protostern in der protoplanetaren Scheibe umkreisen, kollidieren und zusammenkleben und allm\u00e4hlich wachsen, bis hin zu den energiereichen Kollisionen zwischen betr\u00e4chtlichen Planetesimalen.[18]Dar\u00fcber hinaus hatten die Riesenplaneten wahrscheinlich eigene Akkretionsscheiben im ersten Sinne des Wortes.[77]  Die Wolken aus eingefangenem Wasserstoff und Heliumgas zogen sich zusammen, drehten sich, flachten ab und lagerten Gas auf der Oberfl\u00e4che jedes riesigen Protoplaneten ab, w\u00e4hrend sich feste K\u00f6rper in dieser Scheibe in den regul\u00e4ren Monden des Riesenplaneten ansammelten.[78]Siehe auch[edit]^ Vergleichen Sie es mit der Partikelanzahldichte der Luft auf Meeresh\u00f6he –2.8\u00d71019 cm\u22123.^ Die T-Tauri-Sterne sind junge Sterne mit einer Masse von weniger als etwa 2,5 M.\u2609 zeigt ein erh\u00f6htes Ma\u00df an Aktivit\u00e4t.  Sie sind in zwei Klassen unterteilt: schwach gezeichnete und klassische T-Tauri-Sterne.[41]  Letztere haben Akkretionsscheiben und akkretieren weiterhin hei\u00dfes Gas, das sich in starken Emissionslinien in ihrem Spektrum \u00e4u\u00dfert.  Die ersteren besitzen keine Akkretionsscheiben.  Klassische T-Tauri-Sterne entwickeln sich zu schwach ausgekleideten T-Tauri-Sternen.[42]^ Die Planetesimalen nahe dem \u00e4u\u00dferen Rand der terrestrischen Planetenregion – 2,5 bis 4 AE von der Sonne entfernt – k\u00f6nnen eine gewisse Menge Eis ansammeln.  Die Felsen werden jedoch weiterhin dominieren, wie im \u00e4u\u00dferen Hauptg\u00fcrtel des Sonnensystems.[62]^ Als Variante k\u00f6nnen sie mit dem Zentralstern oder einem riesigen Planeten kollidieren.Verweise[edit]^ ein b c d e f G h Woolfson, MM (1993).  “Sonnensystem – sein Ursprung und seine Entwicklung”. QJR Astron.  Soc. 34: 1\u201320.  Bibcode:1993QJRAS..34 …. 1W.  F\u00fcr Einzelheiten zu Kants Position siehe Stephen Palmquist, “Kants Kosmogonie neu bewertet”, Studium der Geschichte und Wissenschaftstheorie 18: 3 (September 1987), S. 255\u2013269.^ ein b c d e f G h ich j k l m n \u00d6 p q r s t u v w x y z Montmerle, Thierry;  Augereau, Jean-Charles;  Chaussidon, Marc;  et al.  (2006).  “Entstehung des Sonnensystems und fr\u00fche Evolution: die ersten 100 Millionen Jahre”. Erde, Mond und Planeten. 98 (1\u20134): 39\u201395.  Bibcode:2006EM & P … 98 … 39M.  doi:10.1007 \/ s11038-006-9087-5.  S2CID 120504344.^ D’Angelo, G.;  Bodenheimer, P. (2013).  “Dreidimensionale strahlungshydrodynamische Berechnungen der H\u00fcllkurven junger Planeten, die in protoplanetare Scheiben eingebettet sind”. Das astrophysikalische Journal. 778 (1): 77 (29 S.).  arXiv:1310.2211.  Bibcode:2013ApJ … 778 … 77D.  doi:10.1088 \/ 0004-637X \/ 778\/1\/77.  S2CID 118522228.^ Swedenborg, Emanuel (1734). (Principia) Latein: Opera Philosophica et Mineralia (Englisch: Philosophische und mineralogische Werke). ich.^ Baker, Gregory L. “Emanuel Swenborg – ein Cosomologe des 18. Jahrhunderts”. Der Physiklehrer.  Oktober 1983, S. 441\u2013446.^ George HA Cole (2013).  Planetary Science: Die Wissenschaft der Planeten um Sterne, 2. Auflage, Michael M. Woolfson, p.  190^ Brester, David (1876), “Mehr Welten als eine: Das Glaubensbekenntnis des Philosophen und die Hoffnung des Christen”, Chatto und Windus, Piccadilly, p.  153^ Wie von David Brewster zitiert, “Mehr Welten als eine: das Glaubensbekenntnis des Philosophen und die Hoffnung des Christen”, Fixsterne und bin\u00e4re Systeme.  p.  233^ Henbest, Nigel (1991). “Geburt der Planeten: Die Erde und ihre Mitplaneten k\u00f6nnen \u00dcberlebende einer Zeit sein, als Planeten wie Kugellager auf einem Flippertisch um die Sonne prallten.”.  Neuer Wissenschaftler.  Abgerufen 2008-04-18.^ Safronov, Viktor Sergeevich (1972). Entwicklung der protoplanetaren Wolke und Bildung der Erde und der Planeten.  Israel-Programm f\u00fcr wissenschaftliche \u00dcbersetzungen.  ISBN 978-0-7065-1225-0.^ Wetherill, George W. (1989).  “Leonard Medal Citation f\u00fcr Victor Sergeevich Safronov”. Meteoritics. 24 (4): 347. Bibcode:1989Metic..24..347W.  doi:10.1111 \/ j.1945-5100.1989.tb00700.x.^ Schneider, Jean (10. September 2011). “Interaktiver Katalog f\u00fcr extra-solare Planeten”. Die Extrasolar Planets Encyclopedia.  Abgerufen 2011-09-10.^ “SPHERE enth\u00fcllt faszinierenden Zoo von Discs um junge Stars”. www.eso.org.  Abgerufen 11. April 2018.^ ein b c d e f G h Andre, Philippe;  Montmerle, Thierry (1994).  “Von T Tauri-Sternen Protosterne: zirkumstellares Material und junge Sternobjekte in der \u03c1 Ophiuchi-Wolke”. Das astrophysikalische Journal. 420: 837\u2013862.  Bibcode:1994ApJ … 420..837A.  doi:10.1086 \/ 173608.^ ein b c d e Haisch, Karl E.;  Lada, Elizabeth A.;  Lada, Charles J. (2001).  “Festplattenfrequenzen und Lebensdauern in jungen Clustern”. Das astrophysikalische Journal. 553 (2): L153 – L156.  arXiv:astro-ph \/ 0104347.  Bibcode:2001ApJ … 553L.153H.  doi:10.1086 \/ 320685.  S2CID 16480998.^ ein b Padgett, Deborah L.;  Brandner, Wolfgang;  Stapelfeldt, Karl L.;  et al.  (1999).  “Hubble-Weltraumteleskop \/ Nicmos-Bildgebung von Scheiben und Umschl\u00e4gen um sehr junge Sterne”. Das astronomische Journal. 117 (3): 1490\u20131504.  arXiv:astro-ph \/ 9902101.  Bibcode:1999AJ …. 117.1490P.  doi:10.1086 \/ 300781.  S2CID 16498360.^ ein b c Kessler-Silacci, Jacqueline;  Augereau, Jean-Charles;  Dullemond, Cornelis P.;  et al.  (2006).  “c2d SPITZER IRS-Spektren von Scheiben um T Tauri-Sterne. I. Silikatemission und Kornwachstum”. Das astrophysikalische Journal. 639 (3): 275\u2013291.  arXiv:astro-ph \/ 0511092.  Bibcode:2006ApJ … 639..275K.  doi:10.1086 \/ 499330.  S2CID 118938125.^ ein b c d e f G h ich j k l m n \u00d6 Kokubo, Eiichiro;  Ida, Shigeru (2002). “Bildung von Protoplaneten-Systemen und Vielfalt von Planetensystemen”. Das astrophysikalische Journal. 581 (1): 666\u2013680.  Bibcode:2002ApJ … 581..666K.  doi:10.1086 \/ 344105.^ ein b c d e f Raymond, Sean N.;  Quinn, Thomas;  Lunine, Jonathan I. (2006).  “Hochaufl\u00f6sende Simulationen der Endmontage erd\u00e4hnlicher Planeten 1: terrestrische Akkretion und Dynamik”. Ikarus. 183 (2): 265\u2013282.  arXiv:astro-ph \/ 0510284.  Bibcode:2006Icar..183..265R.  doi:10.1016 \/ j.icarus.2006.03.011.  S2CID 119069411.^ ein b c d e f Wurchterl, G. (2004). “Planetenbildung”.  In P. Ehrenfreund;  et al.  (Hrsg.). Planetenbildung zur Absch\u00e4tzung der galaktischen Bewohnbarkeit. Astrobiologie: Zukunftsperspektiven.  Bibliothek f\u00fcr Astrophysik und Weltraumwissenschaften.  Kluwer Academic Publishers.  S. 67\u201396.  doi:10.1007 \/ 1-4020-2305-7.  ISBN 9781402023040.^ ein b Lynden-Bell, D.;  Pringle, JE (1974). “Die Entwicklung der viskosen Bandscheiben und der Ursprung der Nebelvariablen”. Monatliche Mitteilungen der Royal Astronomical Society. 168 (3): 603\u2013637.  Bibcode:1974MNRAS.168..603L.  doi:10.1093 \/ mnras \/ 168.3.603.^ Devitt, Terry (31. Januar 2001). “Was bremst verr\u00fcckte Spinnsterne?”.  Universit\u00e4t von Wisconsin-Madison.  Abgerufen 09.04.2013.^ Dullemond, C.;  Hollenbach, D.;  Kamp, I.;  D’Alessio, P. (2007).  “Modelle der Struktur und Entwicklung protoplanetarer Scheiben”.  In Reipurth, B.;  Jewitt, D.;  Keil, K. (Hrsg.). Protosterne und Planeten V.. Protosterne und Planeten V..  Tucson, AZ: University of Arizona Press.  S. 555\u2013572.  arXiv:astro-ph \/ 0602619.  Bibcode:2007prpl.conf..555D.  ISBN 978-0816526543.^ Clarke, C. (2011).  “Die Verbreitung von Scheiben um junge Sterne”.  In Garcia, P. (Hrsg.). Physikalische Prozesse in zirkumstellaren Scheiben um junge Sterne.  Chicago, IL: University of Chicago Press.  pp. 355\u2013418.  ISBN 9780226282282.^ “Welten mit vielen Sonnen”. www.eso.org.  Abgerufen 11. Februar 2019.^ ein b c Youdin, Andrew N.;  Shu, Frank N. (2002).  “Planetesimale Bildung durch Gravitationsinstabilit\u00e4t”. Das astrophysikalische Journal. 580 (1): 494\u2013505.  arXiv:astro-ph \/ 0207536.  Bibcode:2002ApJ … 580..494Y.  doi:10.1086 \/ 343109.  S2CID 299829.^ ein b c d e Inaba, S.;  Wetherill, GW;  Ikoma, M. (2003). “Bildung von Gasriesenplaneten: Kernakkretionsmodelle mit Fragmentierung und Planetenh\u00fclle” (PDF). Ikarus. 166 (1): 46\u201362.  Bibcode:2003Icar..166 … 46I.  doi:10.1016 \/ j.icarus.2003.08.001.  Archiviert von das Original (PDF) am 12.09.2006.^ Lissauer, JJ;  Hubickyj, O.;  D’Angelo, G.;  Bodenheimer, P. (2009).  “Modelle des Jupiter-Wachstums unter Ber\u00fccksichtigung thermischer und hydrodynamischer Einschr\u00e4nkungen”. Ikarus. 199 (2): 338\u2013350.  arXiv:0810.5186.  Bibcode:2009Icar..199..338L.  doi:10.1016 \/ j.icarus.2008.10.004.  S2CID 18964068.^ ein b Bodenheimer, P.;  D’Angelo, G.;  Lissauer, JJ;  Fortney, JJ;  et al.  (2013).  “Deuterium brennt in massiven Riesenplaneten und massearmen Braunen Zwergen, die durch kernhaltige Akkretion gebildet werden”. Das astrophysikalische Journal. 770 (2): 120 (13 Seiten).  arXiv:1305.0980.  Bibcode:2013ApJ … 770..120B.  doi:10.1088 \/ 0004-637X \/ 770\/2\/120.  S2CID 118553341.^ ein b D’Angelo, G.;  Weidenschilling, SJ;  Lissauer, JJ;  Bodenheimer, P. (2014).  “Wachstum des Jupiter: Verbesserung der Kernakkretion durch eine volumin\u00f6se H\u00fclle mit geringer Masse”. Ikarus. 241: 298\u2013312.  arXiv:1405.7305.  Bibcode:2014Icar..241..298D.  doi:10.1016 \/ j.icarus.2014.06.029.  S2CID 118572605.^ Papaloizou 2007 Seite 10^ ein b c d D’Angelo, G.;  Durisen, RH;  Lissauer, JJ (2011). “Riesenplanetenformation”.  In S. Seager.  (Hrsg.). Exoplaneten.  University of Arizona Press, Tucson, AZ.  S. 319\u2013346.  arXiv:1006,5486.  Bibcode:2010exop.book..319D.^ ein b c d Pudritz, Ralph E. (2002). “Clustered Star Formation und der Ursprung von Sternmassen”. Wissenschaft. 295 (5552): 68\u201375.  Bibcode:2002Sci … 295 … 68P.  doi:10.1126 \/ science.1068298.  PMID 11778037.  S2CID 33585808.^ Clark, Paul C.;  Bonnell, Ian A. (2005). “Der Beginn des Kollapses in turbulent unterst\u00fctzten Molek\u00fclwolken”. Mo.  Nicht.  R. Astron.  Soc. 361 (1): 2\u201316.  Bibcode:2005MNRAS.361 …. 2C.  doi:10.1111 \/ j.1365-2966.2005.09105.x.^ ein b c d Motte, F.;  Andre, P.;  Neri, R. (1998).  “Die Anfangsbedingungen der Sternentstehung in der \u03c1 Ophiuchi-Hauptwolke: Weitfeld-Millimeter-Kontinuumskartierung”. Astron.  Astrophys. 336: 150\u2013172.  Bibcode:1998A & A … 336..150M.^ ein b c d e Stahler, Steven W.;  Shu, Frank H.;  Taam, Ronald E. (1980).  “Die Entwicklung der Protosterne: II Der hydrostatische Kern”. Das astrophysikalische Journal. 242: 226\u2013241.  Bibcode:1980ApJ … 242..226S.  doi:10.1086 \/ 158459.^ ein b c d e Nakamoto, Taishi;  Nakagawa, Yushitsugu (1994).  “Bildung, fr\u00fche Evolution und Gravitationsstabilit\u00e4t von protoplanetaren Scheiben”. Das astrophysikalische Journal. 421: 640\u2013650.  Bibcode:1994ApJ … 421..640N.  doi:10.1086 \/ 173678.^ ein b c d e f Yorke, Harold W.;  Bodenheimer, Peter (1999). “Die Bildung von Protostellarscheiben. III. Der Einfluss des gravitationsinduzierten Drehimpulstransports auf die Scheibenstruktur und das Erscheinungsbild.”. Das astrophysikalische Journal. 525 (1): 330\u2013342.  Bibcode:1999ApJ … 525..330Y.  doi:10.1086 \/ 307867.^ Lee, Chin-Fei;  Mundy, Lee G.;  Reipurth, Bo;  et al.  (2000).  “CO-Abfl\u00fcsse von jungen Stars: Konfrontation mit Jet- und Windmodellen”. Das astrophysikalische Journal. 542 (2): 925\u2013945.  Bibcode:2000ApJ … 542..925L.  doi:10.1086 \/ 317056.^ ein b Stahler, Steven W. (1988).  “Deuterium und die stellare Geburtslinie”. Das astrophysikalische Journal. 332: 804\u2013825.  Bibcode:1988ApJ … 332..804S.  doi:10.1086 \/ 166694.^ Mohanty, Subhanjoy;  Jayawardhana, Ray;  Basri, Gibor (2005).  “Die T-Tauri-Phase bis hin zu nahezu planetaren Massen: Echelle-Spektren von 82 Sternen mit sehr geringer Masse und braunen Zwergen”. Das astrophysikalische Journal. 626 (1): 498\u2013522.  arXiv:astro-ph \/ 0502155.  Bibcode:2005ApJ … 626..498M.  doi:10.1086 \/ 429794.  S2CID 8462683.^ Martin, EL;  Rebolo, R.;  Magazzu, A.;  Pavlenko, Ya.  V. (1994).  “Lithiumverbrennung vor der Hauptsequenz”. Astron.  Astrophys. 282: 503\u2013517.  arXiv:astro-ph \/ 9308047.  Bibcode:1994A & A … 282..503M.^ ein b c Hartmann, Lee;  Calvet, Nuria;  Gullbring, Eric;  D’Alessio, Paula (1998). “Akkretion und die Entwicklung von T-Tauri-Scheiben”. Das astrophysikalische Journal. 495 (1): 385\u2013400.  Bibcode:1998ApJ … 495..385H.  doi:10.1086 \/ 305277.^ ein b Shu, Frank H.;  Shang, Hsian;  Glassgold, Alfred E.;  Lee, Typhoon (1997). “R\u00f6ntgenstrahlen und schwankende R\u00f6ntgenwinde von Protosternen”. Wissenschaft. 277 (5331): 1475\u20131479.  Bibcode:1997Sci … 277.1475S.  doi:10.1126 \/ science.277.5331.1475.^ ein b Muzerolle, James;  Calvet, Nuria;  Hartmann, Lee (2001). “Emissionsliniendiagnostik der magnetosph\u00e4rischen Akkretion von T Tauri. II. Verbesserte Modelltests und Einblicke in die Akkretionsphysik”. Das astrophysikalische Journal. 550 (2): 944\u2013961.  Bibcode:2001ApJ … 550..944M.  doi:10.1086 \/ 319779.^ ein b Adams, Fred C.;  Hollenbach, David;  Laughlin, Gregory;  Gorti, Uma (2004).  “Photoevaporation von zirkumstellaren Scheiben aufgrund externer fern-ultravioletter Strahlung in Sternaggregaten”. Das astrophysikalische Journal. 611 (1): 360\u2013379.  arXiv:astro-ph \/ 0404383.  Bibcode:2004ApJ … 611..360A.  doi:10.1086 \/ 421989.  S2CID 16093937.^ Harrington, JD;  Villard, Ray (24. April 2014). “RELEASE 14\u2013114 Astronomische Forensik entdeckt Planetenscheiben im Hubble-Archiv der NASA”. NASA. Archiviert vom Original am 25.04.2014.  Abgerufen 2014-04-25.^ Megeath, ST;  Hartmann, L.;  Luhmann, KL;  Fazio, GG (2005).  “Spitzer \/ IRAC-Photometrie der \u03c1 Chameleontis-Assoziation”. Das astrophysikalische Journal. 634 (1): L113 – L116.  arXiv:astro-ph \/ 0511314.  Bibcode:2005ApJ … 634L.113M.  doi:10.1086 \/ 498503.  S2CID 119007015.^ ein b c Chick, Kenneth M.;  Cassen, Patrick (1997). “Thermische Verarbeitung interstellarer Staubk\u00f6rner in der primitiven Sonnenumgebung”. Das astrophysikalische Journal. 477 (1): 398\u2013409.  Bibcode:1997ApJ … 477..398C.  doi:10.1086 \/ 303700.^ ein b Klahr, HH;  Bodenheimer, P. (2003).  “Turbulenzen in Akkretionsscheiben: Wirbelerzeugung und Drehimpulstransport \u00fcber die globale barokline Instabilit\u00e4t”. Das astrophysikalische Journal. 582 (2): 869\u2013892.  arXiv:astro-ph \/ 0211629.  Bibcode:2003ApJ … 582..869K.  doi:10.1086 \/ 344743.  S2CID 119362731.^ “ALMA beleuchtet planetbildende Gasstr\u00f6me”. ESO-Pressemitteilung.  Abgerufen 10. Januar 2013.^ ein b Michikoshi, Shugo;  Inutsuka, Shu-ichiro (2006).  “Eine Zwei-Fluid-Analyse der Kelvin-Helmholtz-Instabilit\u00e4t in der staubigen Schicht einer protoplanetaren Scheibe: ein m\u00f6glicher Weg zur planetesimalen Bildung durch Gravitationsinstabilit\u00e4t”. Das astrophysikalische Journal. 641 (2): 1131\u20131147.  arXiv:astro-ph \/ 0412643.  Bibcode:2006ApJ … 641.1131M.  doi:10.1086 \/ 499799.  S2CID 15477674.^ Johansen, Anders;  Henning, Thomas;  Klahr, Hubert (2006).  “Staubsedimentation und autarke Kelvin-Helmholtz-Turbulenzen in protoplanetaren Scheibenmittelebenen”. Das astrophysikalische Journal. 643 (2): 1219\u20131232.  arXiv:astro-ph \/ 0512272.  Bibcode:2006ApJ … 643.1219J.  doi:10.1086 \/ 502968.  S2CID 15999094.^ Johansen, A.;  Blum, J.;  Tanaka, H.;  Ormel, C.;  Bizzarro, M.;  Rickman, H. (2014).  “Der facettenreiche planetesimale Bildungsprozess”.  In Beuther, H.;  Klessen, RS;  Dullemond, CP;  Henning, T. (Hrsg.). Protosterne und Planeten VI. Protosterne und Planeten Vi.  University of Arizona Press.  S. 547\u2013570.  arXiv:1402.1344.  Bibcode:2014prpl.conf..547J.  doi:10.2458 \/ azu_uapress_9780816531240-ch024.  ISBN 978-0-8165-3124-0.  S2CID 119300087.^ Johansen, A.;  Jacquet, E.;  Cuzzi, JN;  Morbidelli, A.;  Gounelle, M. (2015).  “Neue Paradigmen f\u00fcr die Asteroidenbildung”.  In Michel, P.;  DeMeo, F.;  Bottke, W. (Hrsg.). Asteroiden IV.  Space Science Series.  University of Arizona Press.  p.  471. arXiv:1505.02941.  Bibcode:2015aste.book..471J.  doi:10.2458 \/ azu_uapress_9780816532131-ch025.  ISBN 978-0-8165-3213-1.  S2CID 118709894.^ ein b Boss, Alan P. (2003). “Schnelle Bildung \u00e4u\u00dferer Riesenplaneten durch Scheibeninstabilit\u00e4t”. Das astrophysikalische Journal. 599 (1): 577\u2013581.  Bibcode:2003ApJ … 599..577B.  doi:10.1086 \/ 379163.^ Nayakshin, Sergie (2010). “Bildung von Planeten durch Gezeitenverkleinerung von Riesenplanetenembryonen”. Monatliche Mitteilungen der Briefe der Royal Astronomical Society. 408 (1): L36 – 140.  arXiv:1007,4159.  Bibcode:2010MNRAS.408L..36N.  doi:10.1111 \/ j.1745-3933.2010.00923.x.  S2CID 53409577.^ Stamatellos, Dimitris;  Hubber, David A.;  Whitworth, Anthony P. (2007).  “Braune Zwergbildung durch Gravitationsfragmentierung massiver, ausgedehnter Protostellarscheiben”. Monatliche Mitteilungen der Briefe der Royal Astronomical Society. 382 (1): L30 – L34.  arXiv:0708.2827.  Bibcode:2007MNRAS.382L..30S.  doi:10.1111 \/ j.1745-3933.2007.00383.x.  S2CID 17139868.^ Font, Andreea S.;  McCarthy, Ian G.;  Johnstone, Doug;  Ballantyne, David R. (2004).  “Photoevaporation von zirkumstellaren Scheiben um junge Sterne”. Das astrophysikalische Journal. 607 (2): 890\u2013903.  arXiv:astro-ph \/ 0402241.  Bibcode:2004ApJ … 607..890F.  doi:10.1086 \/ 383518.  S2CID 15928892.^ ein b c d e f G h ich Bottke, William F.;  Durda, Daniel D.;  Nesvorny, David;  et al.  (2005). “Verkn\u00fcpfung der Kollisionsgeschichte des Haupt-Asteroideng\u00fcrtels mit seiner dynamischen Erregung und Ersch\u00f6pfung” (PDF). Ikarus. 179 (1): 63\u201394.  Bibcode:2005Icar..179 … 63B.  doi:10.1016 \/ j.icarus.2005.05.017.^ Grishin, Evgeni;  Perets, Hagai B.;  Avni, Yael (11.08.2019).  “Planetensaat durch gasunterst\u00fctzte Erfassung interstellarer Objekte”. Monatliche Mitteilungen der Royal Astronomical Society. 487 (3): 3324\u20133332.  arXiv:1804.09716.  doi:10.1093 \/ mnras \/ stz1505.  ISSN 0035-8711.  S2CID 119066860.^ ein b c d Raymond, Sean N.;  Quinn, Thomas;  Lunine, Jonathan I. (2007).  “Hochaufl\u00f6sende Simulationen der Endmontage erd\u00e4hnlicher Planeten 2: Wasserversorgung und Bewohnbarkeit der Planeten”. Astrobiologie. 7 (1): 66\u201384.  arXiv:astro-ph \/ 0510285.  Bibcode:2007AsBio … 7 … 66R.  doi:10.1089 \/ ast.2006.06-0126.  PMID 17407404.  S2CID 10257401.^ ein b c d e f G h ich Thommes, EW;  Duncan, MJ;  Levison, HF (2003).  “Oligarchisches Wachstum von Riesenplaneten”. Ikarus. 161 (2): 431\u2013455.  arXiv:astro-ph \/ 0303269.  Bibcode:2003Icar..161..431T.  doi:10.1016 \/ S0019-1035 (02) 00043-X.  S2CID 16522991.^ ein b c d e f Petit, Jean-Marc;  Morbidelli, Alessandro (2001). “Die urspr\u00fcngliche Erregung und Kl\u00e4rung des Asteroideng\u00fcrtels” (PDF). Ikarus. 153 (2): 338\u2013347.  Bibcode:2001Icar..153..338P.  doi:10.1006 \/ icar.2001.6702.^ ein b D’Angelo, G.;  Lissauer, JJ (2018).  “Bildung von Riesenplaneten”.  In Deeg H., Belmonte J. (Hrsg.). Handbuch der Exoplaneten.  Springer International Publishing AG, Teil von Springer Nature.  S. 2319\u20132343.  arXiv:1806.05649.  Bibcode:2018haex.bookE.140D.  doi:10.1007 \/ 978-3-319-55333-7_140.  ISBN 978-3-319-55332-0.  S2CID 116913980.^ ein b Janson, M.;  Bonavita, M.;  Klahr, H.;  Lafreniere, D.;  et al.  (2011).  “Kontrastreiche Bildsuche nach Planeten und Braunen Zwergen um die massereichsten Sterne in der Sonnenumgebung”. Astrophys.  J.. 736 (89): 89. arXiv:1105.2577.  Bibcode:2011ApJ … 736 … 89J.  doi:10.1088 \/ 0004-637x \/ 736\/2\/89.  S2CID 119217803.^ ein b c Fortier, A.;  Benvenuto, AG (2007).  “Oligarchische planetesimale Akkretion und Bildung riesiger Planeten”. Astron.  Astrophys. 473 (1): 311\u2013322.  arXiv:0709.1454.  Bibcode:2007A & A … 473..311F.  doi:10.1051 \/ 0004-6361: 20066729.  S2CID 14812137.^ Thommes, Edward W.;  Duncan, Martin J.;  Levison, Harold F. (1999). “Die Bildung von Uranus und Neptun in der Jupiter-Saturn-Region des Sonnensystems” (PDF). Natur. 402 (6762): 635\u2013638.  Bibcode:1999Natur.402..635T.  doi:10.1038 \/ 45185.  PMID 10604469.  S2CID 4368864.^ Lambrechts, M.;  Johansen, A. (August 2012).  “Schnelles Wachstum von Gasriesenkernen durch Kieselansammlung”. Astronomie & Astrophysik. 544: A32.  arXiv:1205.3030.  Bibcode:2012A & A … 544A..32L.  doi:10.1051 \/ 0004-6361 \/ 201219127.  S2CID 53961588.^ ein b c Papaloizou, JCB;  Nelson, RP;  Kley, W.;  et al.  (2007).  “Disk-Planet-Wechselwirkungen w\u00e4hrend der Planetenbildung”.  In Bo Reipurth;  David Jewitt;  Klaus Keil (Hrsg.). Protosterne und Planeten V..  Arizona Press.  p.  655. arXiv:astro-ph \/ 0603196.  Bibcode:2007prpl.conf..655P.^ ein b Levison, Harold F.;  Agnor, Craig (2003). “Die Rolle von Riesenplaneten bei der Entstehung terrestrischer Planeten” (PDF). Das astronomische Journal. 125 (5): 2692\u20132713.  Bibcode:2003AJ …. 125.2692L.  doi:10.1086 \/ 374625.^ Baruteau, C.;  Crida, A.;  Paardekooper, S.-J.;  Masset, F.;  Guilet, J.;  Bitsch, B.;  Nelson, R.;  Kley, W.;  Papaloizou, J. (2014). Protosterne und Planeten VI, Kapitel: Planeten-Scheiben-Wechselwirkungen und fr\u00fche Evolution von Planetensystemen. Protosterne und Planeten Vi.  S. 667\u2013689.  arXiv:1312.4293.  Bibcode:2014prpl.conf..667B.  doi:10.2458 \/ azu_uapress_9780816531240-ch029.  ISBN 9780816531240.  S2CID 67790867.^ Batygin, Konstantin;  Bodenheimer, Peter H.;  Laughlin, Gregory P. (2016).  “In-situ-Bildung und dynamische Entwicklung hei\u00dfer Jupitersysteme”. Das astrophysikalische Journal. 829 (2): 114. arXiv:1511.09157.  Bibcode:2016ApJ … 829..114B.  doi:10.3847 \/ 0004-637X \/ 829\/2\/114.  S2CID 25105765.^ Morbidelli, Alessandro;  Raymond, Sean (2016).  “Herausforderungen bei der Planetenbildung”. Journal of Geophysical Research: Planeten. 121 (10): 1962\u20131980.  arXiv:1610.07202.  Bibcode:2016JGRE..121.1962M.  doi:10.1002 \/ 2016JE005088.  S2CID 119122001.^ Lee, Eve J.;  Chiang, Eugene (2016).  “Super-Erden z\u00fcchten und Super-Puffs in \u00dcbergangsscheiben geb\u00e4ren”. Das astrophysikalische Journal. 817 (2): 90. arXiv:1510.08855.  Bibcode:2016ApJ … 817 … 90L.  doi:10.3847 \/ 0004-637X \/ 817\/2\/90.  S2CID 118456061.^ Lambrechts, Michiel;  Lega, Elana (2017).  “Reduzierte Gasakkretion auf Supererden und Eisriesen”. Astronomie und Astrophysik. 606: A146.  arXiv:1708.00767.  Bibcode:2017A & A … 606A.146L.  doi:10.1051 \/ 0004-6361 \/ 201731014.  S2CID 118979289.^ D’Angelo, G.;  Podolak, M. (2015).  “Erfassung und Entwicklung von Planetesimalen in zirkumjovianischen Scheiben”. Das astrophysikalische Journal. 806 (1): 29pp.  arXiv:1504.04364.  Bibcode:2015ApJ … 806..203D.  doi:10.1088 \/ 0004-637X \/ 806\/2\/203.  S2CID 119216797.^ Canup, Robin M.;  Ward, William R. (2002). “Bildung der galil\u00e4ischen Satelliten: Akkretionsbedingungen” (PDF). Das astronomische Journal. 124 (6): 3404\u20133423.  Bibcode:2002AJ …. 124.3404C.  doi:10.1086 \/ 344684.Externe Links[edit]     (adsbygoogle = window.adsbygoogle || []).push({});after-content-x4"},{"@context":"http:\/\/schema.org\/","@type":"BreadcrumbList","itemListElement":[{"@type":"ListItem","position":1,"item":{"@id":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki13\/#breadcrumbitem","name":"Enzyklop\u00e4die"}},{"@type":"ListItem","position":2,"item":{"@id":"https:\/\/wiki.edu.vn\/wiki13\/2020\/12\/22\/nebelhypothese-wikipedia\/#breadcrumbitem","name":"Nebelhypothese – Wikipedia"}}]}]