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大迁徙假说

大迁徙假说是行星天文学提出的议题，认为木星在距离太阳3.5AU的地方形成，然后向内迁移到1.5 AU，之然后由于在轨道共振中捕获土星而逆转航向，最终在5.2 AU的当前轨道附近停止。木星在行星迁移的逆转被比作帆船改变路径方向的逆风行驶（逆风行驶（英语：Tacking (sailing)））[1]。

太阳系可能是被木星的大迁徙塑造成现今的状态。

由于木星的迁移，微行星盘在1.0天文单位被截断，限制了可用于形成火星的物质[2]。木星两次穿越小行星带，先将小行星向外散射，然后向内散射。由此产生的小行星带质量小，倾角和离心率范围广，以及散布在木星原始轨道内外的族群[3]。木星前方的微行星碰撞产生的碎片可能将早期的第一代行星带入太阳[4]。

叙述 编辑

在“大迁徙假说”中，木星的形成发生在雪线（冰冻线）附近，大约3.5AU。木星在形成后经历了两阶段的迁移，先向内迁移到1.5 AU，然后逆转方向向外迁移。

在清理出气体盘的一个缺口后，木星经历了II型迁移，与气体盘一起缓慢地向太阳移动。如果不间断的话，这种迁移将使木星处于类似于其它行星系统中的热木星，绕行在紧邻太阳的轨道上[5]。土星也向太阳移动，但因体积越小，移动得越快，经历 I型迁移或失控迁移[6]。土星在与木星轨道是2:3的平均运动共振上被木星捕获。在木星和土星周围气体盘面的空隙形成重叠[7]，改变了这两颗一起迁移的行星之间的力平衡。土星局部清除了它的一部分间隙，减少了外部圆盘施加在木星上的扭矩。

行星上的净扭矩随后变为正，内部的林达博共振产生的扭矩超过了外盘产生的扭矩，行星开始向外迁移[8]。因为行星之间的相互作用使气体能够通过缝隙流动，使得向外迁移能够继续[9]。气体在通过的过程中与行星交换角动量，新增了扭矩的正平衡，使行星能够相对于圆盘向外迁移；交换还将质量从外盘转移到内盘[10]。气体向内盘的转移也减缓了内盘在吸积到太阳上时相对于外盘质量的降低，否则会削弱内部扭矩，结束巨行星的向外迁移[8][11]。在大迁徙假说中，认为当木星位于1.5 AU时，被这一过程逆转了行星的向内迁移[6]。木星和土星的向外迁移一直持续到它们在一个张开的圆盘内达到零扭矩的配置[12][11]，或者当气体盘消散时[11]。据推测，整个过程将在木星到达其大致当前轨道时结束[6]。

大迁徙假设的范围 编辑

这个假设可以适用于太阳系中的许多现象。

火星问题 编辑

火星问题是对类地行星形成的一些模拟之间的冲突。在模拟开始时，微行星分布在整个内太阳系，这些模拟以在形成其区域内0.5–1.0地球质量的行星结束，这远大于火星的实际质量：0.107地球质量。木星的大迁徙通过限制形成火星的物质来解决火星质量的问题[13]。

木星的向内迁移改变了物质的分布[14]，驱动微行星向内，在1.0AU内形成物质密集和混合的狭窄致密带[15]，并使火星形成的区域基本上空无一物[16]。行星胚胎在狭窄的带内迅速形成。这些胚胎中的大多数在6,000万至1亿3,000万年的时间里碰撞和合并，形成较大的类地行星（金星和地球）[17]，其它的则散射到这个区域之外。这些散射掉的行星胚胎，被剥夺了额外的物质，减缓了它们的生长，形成了质量较低的类地行星：火星和水星[18]。

小行星带 编辑

木星和土星在迁移过程中将大多数小行星从其初始轨道上赶走，留下了来自木星原始位置内外被激发的残骸。在木星迁移之前，周围区域包含着小行星，这些小行星的成分随着与太阳的距离而变化[19]。 岩石小行星占据了内部区域的主导地位，而雪线以外的外部区域则由更原始、结冰的小行星占据着主导地位[20]。当木星和土星向内迁移时，大约15%的内部小行星向外分散到土星以外的轨道上[2]。在航向逆转后，木星和土星第一次遇到这些冰冻的天体，将大约0.5%的原始种群向内散射到稳定的轨道上[6]。后来，随着木星和土星迁移到外部区域，大约0.5%的原始小行星被分散到外部小行星带的轨道上[6]。与木星和土星的相遇使许多被捕获的小行星具有大的偏心率和倾角[16]。在尼斯模型中描述的巨行星不稳定期间，这些离心率可能会降低，因此离心率分布与当前小行星带的离心率分布相似[21]。一些结冰的小行星也被留在穿过形成类地行星区域的轨道上，当结冰的小行星与吸积中的行星碰撞时，水可以被输送到行星[22][23]。

缺少超级地球 编辑

太阳系中没有近轨道运行的超级地球可能也是木星向内迁移的结果[24]。当木星向内迁移时，微行星被其平均运动共振捕获，导致它们的轨道缩小，偏心度增大。当微行星的相对速度随之变得足够大，足以产生灾难性的撞击时，就会出现碰撞级联。然后，由于气体盘的阻力，产生的碎片螺旋向内朝向太阳。如果早期太阳系中有超级地球，这些碎片大部分会以共振的管道被捕获，超级地球并可能在碎片向内旋转时被推入太阳。现在的类地行星则是由木星逆转航向后留下的微行星形成[25]。然而，如果碎片聚合成更大的天体，减少了气体阻力，那么近轨道超级地球向太阳的迁移是可以避免的；如果原行星盘的内侧有一个内腔，它们的向内迁移可能会在空腔的边缘附近停止[26]。如果太阳系内部还没有行星形成，那么碰撞级联过程中较大天体的破坏可能会使剩余的碎片小到足以被太阳风向外推动，而太阳风在早期太阳系比现在更强，使得在水星轨道内几乎没有行星形成[27]。

后续发展 编辑

使用原行星盘模型模拟类地行星的形成，包括粘性加热和行星胚胎的迁移，表明木星的迁移可能在2.0天文单位时发生了逆转。在模拟中，胚胎的偏心是由木星的扰动激发的。由于这些偏心度被最近模型中密度更大的气盘阻尼，胚胎的半长轴收缩，使固体的峰值密度向内移动。对于木星以1.5天文单位反向迁移的模拟，这导致最大的类地行星在金星轨道附近形成，而不是在地球轨道上形成。相对的，在2.0天文单位逆转木星迁移的模拟，结果与当前的太阳系更接近[9]。

当碰撞造成的碎片被包括在具有早期不稳定性的模拟中时，类地行星的轨道会更好地产生。这些碰撞产生的大量小天体通过额外的碰撞和动力摩擦，降低了不断增长的行星轨道的偏心度和倾角。这也导致更大一部分类地行星的质量集中在金星和地球上，并延长了它们相对于火星的形成时间[28]。

巨型行星通过小行星带的迁移造成了撞击速度的飙升，这可能导致CB球粒陨石的形成。CB球粒陨石是一种富含金属的碳质球粒陨石，含有铁/镍结核，在第一个固体形成后480±30万年的冲击熔体结晶形成。这些金属的蒸发需要大于18 km/s的冲击，远远超过标准吸积模型中12.2 km/s的最大值。木星在小行星带上的迁移新增了小行星的偏心度和倾角，导致周期50万年间的撞击速度足以蒸发金属。如果CB球粒陨石的形成是由于木星的迁移，它可能发生在太阳系形成450-500万年之后[29]。

土卫六泰坦周围存在浓厚的大气层，木卫三盖尼米德和木卫四卡利斯多周围没有厚重的大气层，这可能是由于它们形成的时间相对于不同的大迁徙航向。 如果盖尼米德和卡利斯多在大迁徙之前形成，那么随着木星向太阳靠近，它们的大气层就会消失。然而，为了使泰坦避免土星的I型迁移，也为了使泰坦的大气层得以生成，它一定是在大迁徙之后形成的[30][31]。

与其它胚胎的相遇可能会破坏绕火星运行的圆盘的稳定，从而减少火星周围形成的卫星质量。在火星因为与其它行星相遇而从环面散射后，它继续与其它天体相遇，直到内太阳系的物质被行星清除。虽然这些相遇使火星的轨道与其它行星脱钩，并保持在稳定的轨道上，但它们也会扰乱形成火星卫星的物质盘。这些扰动导致物质从火星轨道逃逸或撞击火星表面，从而减少星盘的质量，因而只能形成较小的卫星[32]。

潜在问题 编辑

如果火星的成分与地球和金星不同，那么火星的大部分吸积一定发生在由大迁徙形成的狭窄物质环之外。在大迁徙形成的环面中生长的行星以相似的成分结束。如果这一大迁徙转变发生得很早，而成为火星的胚胎相对较小，那么如果它像小行星一样向外散射，然后向内散射，就会形成一个成分不同的火星。发生这种情况的几率大约为2%[33][34]。

后来的研究表明，在渐渐消退的太阳星云中，土星和木星迁徙的汇聚轨道不太可能建立3:2的平均运动共振。取代支援更快的失控迁徙，星云的条件导致土星的迁徙速度减慢，并在2:1的平均运动共振中被捕获[11]。在2:1的平均运动中捕获的木星和土星通常不会逆转迁徙的方向，但可以确定在特定的星云结构下，可能会推动向外地迁移。然而，这些配置往往会激发木星和土星轨道离心率的数值，其值介于实际值的三倍之大[35]。同时，如果气体的温度和粘滞度允许土星产生更深的缝隙，由此产生的净扭矩会再次变为负值，从而导致系统的向内迁徙[11]。

大迁徙的剧本忽略了在木星和土星上不断累积的气体[36]。事实上，为了推动向外的迁徙和移动行星接近它们目前的轨道，太阳星云必须包含足够的天然气体库围绕着这两颗行星的轨道。然而，这种气体将提供一个吸积的来源，会影响木星和土星的生长和质量的比率[11]。能在3:2 的平均运动共振中捕获的星云密度类型对两个行星的生存特别危险，因为它可以导致值得注意的大质量行星生成，和行星-行星的散射。但是，导致2:1平均运动共振系统的条件也可能使行星处于危险之中[37]。在两颗行星上的气体堆积也会减少对内盘的供给，从而降低对太阳的吸几率。这个过程的工作是消耗盘面在木星轨道内侧的部分气体，削弱了木星的扭矩产生的内部林达博共振，并可能结束行星的向外迁移[11]。

其它选择 编辑

已经提出了多种假说来解释火星的低质量。小火星可能是一个低概率事件，因为它发生在从分布在整个内太阳系的微行星开始的一小部分模拟中，但不是零[38][39][40]。一个小火星可能是因为在微行星形成之前，由于固体物质进一步向内漂移，其区域基本上是空的[41][42]。如果尼斯模型中描述的巨行星不稳定性在早期发生，那么在火星区域形成之前，大部分质量也可能已经从火星区域移除[43][44]。 如果微行星和胚胎成长为类地行星的大部分原因是卵石吸积（英语：Pebble accretion），那么随着与太阳距离的增加，这一过程的效率可能会降低，从而形成一个小火星[45][46]。气体盘中的行星胚胎向1 AU的汇聚迁移将导致类地行星仅在这一距离附近形成，使火星成为搁浅的胚胎[47]。在气体盘清理过程中，扫掠的长期共振也会激发倾斜和偏心，增加相对速度，从而导致碰撞产生碎片而不是吸积[48]。这些假设中的一些也可以解释小行星带的低质量。

还提出了一些假设来解释小行星的轨道偏心度和倾角以及小行星带的低质量。如果小行星带的区域最初是空的，因为那里形成的微行星很少，那么它可能是由在木星和土星的气体吸积过程中向内散射的结冰的微行星[49]，以及被正在形成的类地行星向外散射的石质小行星居住着[50][51]。向内散射的冰微行星也可以将水输送到陆地的区域[52]。 如果木星和土星的共振轨道在尼斯模型不稳定之前变得混乱，那么一个最初的低质量小行星带的轨道偏心度和倾角可能会受到长期共振的激发[53][54]。小行星的偏心度和倾角也可能在这颗巨行星不稳定的过程中受到激发，如果持续几十万年，就会达到观测到的水准[55]。 在最初质量巨大的小行星带中，小行星和胚胎之间的引力相互作用将通过改变小行星的半长轴来增强这些影响，将许多小行星驱动到不稳定的轨道上，因为它们与行星的相互作用而被移走，导致99%以上的质量损失[56]。气体盘消散过程中的长期共振可能会激发小行星的轨道，并在它们的偏心度被激发后，由于气体阻力而向太阳盘旋时将许多小行星移走[57]。

也有人提出了一些关于缺乏近轨道超级地球和水星质量小的假设。如果木星的核心在靠近太阳的地方形成，那么它在太阳系内部的向外迁移可能会将物质在共振中向外推动，使金星轨道内的区域材料耗尽[58][26]。 在经过盘风演化的原行星盘中，行星胚胎可能在合并形成行星之前向外迁移，从而使太阳系在水星轨道内没有行星[59][60]。气体盘中的行星胚胎向1天文单位的汇聚迁移也会导致在这一距离附近形成大型类地行星，使水星成为搁浅的胚胎[47]。早期第一代的内行星可能因不稳定期间的灾难性碰撞而遗失，导致碎片被磨得足够小，可以因坡印廷-罗伯逊阻力而遗失[61][62]。如果星子形成只发生在早期，那么星子盘的内缘此时可能位于硅酸盐凝结线处[63]。比水星轨道更近的星子形成可能需要恒星的磁场与星盘的旋转对齐，从而使气体耗尽，而使固气比达到足以发生流动不稳定性（英语：Streaming instability）的值[64][65]。超级地球的形成可能需要比早期太阳系更高的向内漂移的卵石流量[66]。在距离比0.6天文单位更近的原行星盘中运行的小行星可能因逆风而被侵蚀[67]。早期的太阳系在很大程度上耗尽了物质，这可能会导致小行星的形成，这些小行星在早期的不稳定中遗失或被摧毁，只留下水星或只形成水星[68][69]。

拥护者 编辑

在2014年，第45届月球和行星科学大会，Seth A. Jacobson、Alessandro Morbidelli、D. C. Rubie、Kevin Walsh、David P. O'Brien、Sean Raymond、S. Steart和S. Lock共同发表标题为“行星形成于内部大迁徙的模型”，说明从大量的N体数值模拟的类地行星形成过程的结论[70]。

相关条目 编辑

参考资料 编辑

  1. ^ Zubritsky, Elizabeth. Jupiter's Youthful Travels Redefined Solar System. NASA. [4 November 2015]. 
  2. ^ 2.0 2.1 Beatty, Kelly. Our "New, Improved" Solar System. Sky & Telescope. 16 October 2010 [4 November 2015]. 
  3. ^ Sanders, Ray. How Did Jupiter Shape Our Solar System?. Universe Today. 23 August 2011 [4 November 2015]. 
  4. ^ Choi, Charles Q. Jupiter's 'Smashing' Migration May Explain Our Oddball Solar System. Space.com. 23 March 2015 [4 November 2015]. 
  5. ^ Fesenmaier, Kimm. New research suggests Solar system may have once harbored super-Earths. Caltech. 23 March 2015 [5 November 2015]. 
  6. ^ 6.0 6.1 6.2 6.3 6.4 Walsh, Kevin J.; Morbidelli, Alessandro; Raymond, Sean N.; O'Brien, David P.; Mandell, Avi M. A low mass for Mars from Jupiter's early gas-driven migration. Nature. 2011, 475 (7355): 206–209. Bibcode:2011Natur.475..206W. PMID 21642961. S2CID 4431823. arXiv:1201.5177  . doi:10.1038/nature10201. 
  7. ^ New research suggests solar system may have once harbored super-Earths. Astrobiology. [5 November 2015]. 
  8. ^ 8.0 8.1 Morbidelli, Alessandro; Crida, Aurélien. The dynamics of Jupiter and Saturn in the gaseous protoplanetary disk. Icarus. 2007, 191 (1): 158–171. Bibcode:2007Icar..191..158M. S2CID 17672873. arXiv:0704.1210  . doi:10.1016/j.icarus.2007.04.001. 
  9. ^ 9.0 9.1 Brasser, R.; Matsumura, S.; Ida, S.; Mojzsis, S.J.; Werner, S.C. Analysis of terrestrial planet formation by the Grand Tack model: System architecture and tack location. The Astrophysical Journal. 2016, 821 (2): 75. Bibcode:2016ApJ...821...75B. S2CID 119207767. arXiv:1603.01009  . doi:10.3847/0004-637X/821/2/75  . 
  10. ^ Masset, F.; Snellgrove, M. Reversing type II migration: Resonance trapping of a lighter giant protoplanet. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2001, 320 (4): L55–L59. Bibcode:2001MNRAS.320L..55M. S2CID 119442503. arXiv:astro-ph/0003421  . doi:10.1046/j.1365-8711.2001.04159.x. 
  11. ^ 11.0 11.1 11.2 11.3 11.4 11.5 11.6 D'Angelo, G.; Marzari, F. Outward Migration of Jupiter and Saturn in Evolved Gaseous Disks. The Astrophysical Journal. 2012, 757 (1): 50 (23 pp.). Bibcode:2012ApJ...757...50D. arXiv:1207.2737  . doi:10.1088/0004-637X/757/1/50. 
  12. ^ Pierens, A.; Raymond, S.N. Two phase, inward-then-outward migration of Jupiter and Saturn in the gaseous solar nebula. Astronomy & Astrophysics. 2011, 533: A131. Bibcode:2011A&A...533A.131P. S2CID 67818537. arXiv:1107.5656  . doi:10.1051/0004-6361/201117451. 
  13. ^ Raymond, Sean N.; O'Brien, David P.; Morbidelli, Alessandro; Kaib, Nathan A. Building the terrestrial planets: Constrained accretion in the inner Solar System. Icarus. 2009, 203 (2): 644–662. Bibcode:2009Icar..203..644R. S2CID 15578957. arXiv:0905.3750  . doi:10.1016/j.icarus.2009.05.016. 
  14. ^ Lichtenberg, Tim. Ripping apart asteroids to account for Earth's strangeness. Astrobites. 2 November 2015 [6 November 2015]. 
  15. ^ Carter, Philip J.; Leinhardt, Zoë M.; Elliott, Tim; Walter, Michael J.; Stewart, Sarah T. Compositional evolution during rocky protoplanet accretion. The Astrophysical Journal. 2015, 813 (1): 72. Bibcode:2015ApJ...813...72C. S2CID 53354566. arXiv:1509.07504  . doi:10.1088/0004-637X/813/1/72. 
  16. ^ 16.0 16.1 Walsh, Kevin. The Grand Tack. Southwest Research Institute. [6 November 2015]. 
  17. ^ Jacobson, S. A.; Morbidelli, A., A. Lunar and terrestrial planet formation in the Grand Tack scenario. Phil. Trans. R. Soc. A. 2014, 372 (2024): 174. Bibcode:2014RSPTA.37230174J. PMC 4128261  . PMID 25114304. arXiv:1406.2697  . doi:10.1098/rsta.2013.0174. 
  18. ^ Hansen, Brad M.S. Formation of the Terrestrial planets from a narrow annulus. The Astrophysical Journal. 2009, 703 (1): 1131–1140. Bibcode:2009ApJ...703.1131H. S2CID 14226690. arXiv:0908.0743  . doi:10.1088/0004-637X/703/1/1131. 
  19. ^ Davidsson, Dr. Björn J. R. Mysteries of the asteroid belt. The History of the Solar System. [7 November 2015]. 
  20. ^ Raymond, Sean. The Grand Tack. PlanetPlanet. 2 August 2013 [7 November 2015]. 
  21. ^ Deienno, Rogerio; Gomes, Rodney S.; Walsh, Kevin J.; Morbidelli, Alessandro; Nesvorný, David. Is the Grand Tack model compatible with the orbital distribution of main belt asteroids?. Icarus. 2016, 272: 114–124. Bibcode:2016Icar..272..114D. S2CID 119054790. arXiv:1701.02775  . doi:10.1016/j.icarus.2016.02.043. 
  22. ^ O'Brien, David P.; Walsh, Kevin J.; Morbidelli, Alessandro; Raymond, Sean N.; Mandell, Avi M. Water delivery and giant impacts in the 'Grand Tack' scenario. Icarus. 2014, 239: 74–84. Bibcode:2014Icar..239...74O. S2CID 51737711. arXiv:1407.3290  . doi:10.1016/j.icarus.2014.05.009. 
  23. ^ Matsumura, Soko; Brasser, Ramon; Ida, Shigeru. Effects of Dynamical Evolution of Giant Planets on the Delivery of Atmophile Elements during Terrestrial Planet Formation. The Astrophysical Journal. 2016, 818 (1): 15. Bibcode:2016ApJ...818...15M. S2CID 119205579. arXiv:1512.08182  . doi:10.3847/0004-637X/818/1/15  . 
  24. ^ Batygin, Konstantin; Laughlin, Greg. Jupiter's decisive role in the inner Solar System's early evolution. Proceedings of the National Academy of Sciences. 2015, 112 (14): 4214–4217. Bibcode:2015PNAS..112.4214B. PMC 4394287  . PMID 25831540. arXiv:1503.06945  . doi:10.1073/pnas.1423252112  . 
  25. ^ University of California Santa Cruz Press Release. Wandering Jupiter swept away super-Earths, creating our unusual Solar System. Astronomy Now. Pole Star Publications Ltd. [3 November 2015]. 
  26. ^ 26.0 26.1 Raymond, Sean N.; Izidoro, Andre; Bitsch, Bertram; Jacobsen, Seth A. Did Jupiter's core form in the innermost parts of the Sun's protoplanetary disc?. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2016, 458 (3): 2962–2972. Bibcode:2016MNRAS.458.2962R. arXiv:1602.06573  . doi:10.1093/mnras/stw431. 
  27. ^ Spaulding, Christopher. The Primordial Solar Wind as a Sculptor of Terrestrial Planet Formation. The Astrophysical Journal Letters. 2018, 869 (1): L17. Bibcode:2018ApJ...869L..17S. S2CID 119382211. arXiv:1811.11697  . doi:10.3847/2041-8213/aaf478  . 
  28. ^ Clement, Matthew S.; Kaib, Nathan A.; Raymond, Sean N.; Chambers, John E.; Walsh, Kevin J. The early instability scenario: Terrestrial planet formation during the giant planet instability, and the effect of collisional fragmentation. Icarus. 2019, 321: 778–790. Bibcode:2019Icar..321..778C. S2CID 119063847. arXiv:1812.07590  . doi:10.1016/j.icarus.2018.12.033. 
  29. ^ Johnson, B. C.; Walsh, K. J.; Minton, D. A.; Krot, A. N.; Levison, H. F. Timing of the formation and migration of giant planets as constrained by CB chondrites. Science Advances. 2016, 2 (12): e1601658. Bibcode:2016SciA....2E1658J. PMC 5148210  . PMID 27957541. doi:10.1126/sciadv.1601658. 
  30. ^ Heller, R.; Marleau, G.-D; Pudritz, R. E. The formation of the Galilean moons and Titan in the Grand Tack scenario. Astronomy & Astrophysics. 2015, 579: L4. Bibcode:2015A&A...579L...4H. S2CID 119211657. arXiv:1506.01024  . doi:10.1051/0004-6361/201526348. 
  31. ^ Wilson, David. Hold on to Your Moons! Ice, Atmospheres and the Grand Tack. astrobites. 9 June 2015 [20 November 2016]. 
  32. ^ Hansen, Bradley M. S. A dynamical context for the origin of Phobos and Deimos. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2018, 475 (2): 2452–2466. Bibcode:2018MNRAS.475.2452H. arXiv:1801.07775  . doi:10.1093/mnras/stx3361. 
  33. ^ Brasser, R.; Mojzsis, S. J.; Matsumura, S.; Ida, S. The cool and distant formation of Mars. Earth and Planetary Science Letters. 2017, 468: 85–93. Bibcode:2017E&PSL.468...85B. S2CID 15171917. arXiv:1704.00184  . doi:10.1016/j.epsl.2017.04.005. 
  34. ^ Sumner, Thomas. Mars may not have been born alongside the other rocky planets. Science News. 5 May 2017 [23 June 2017]. 
  35. ^ Pierens, Arnaud; Raymond, Sean N.; Nesvorny, David; Morbidelli, Alessandro. Outward Migration of Jupiter and Saturn in 3:2 or 2:1 Resonance in Radiative Disks: Implications for the Grand Tack and Nice models. The Astrophysical Journal Letters: L11. Bibcode:2014ApJ...795L..11P. arXiv:1410.0543  . doi:10.1088/2041-8205/795/1/L11. 
  36. ^ D'Angelo, G.; Marzari, F. Sustained Accretion on Gas Giants Surrounded by Low-Turbulence Circumplanetary Disks. American Astronomical Society, DPS meeting #47. 2015,. id.418.06. Bibcode:2015DPS....4741806D. 
  37. ^ Marzari, F.; D'Angelo, G. Mass Growth and Evolution of Giant Planets on Resonant Orbits. American Astronomical Society, DPS meeting #45. 2013,. id.113.04. Bibcode:2013DPS....4511304M. 
  38. ^ Chambers, J. E. Late-stage planetary accretion including hit-and-run collisions and fragmentation. Icarus. 2013, 224 (1): 43–56. Bibcode:2013Icar..224...43C. doi:10.1016/j.icarus.2013.02.015. 
  39. ^ Fischer, R. A.; Ciesla, F. J. Dynamics of the terrestrial planets from a large number of N-body simulations. Earth and Planetary Science Letters. 2014, 392: 28–38. Bibcode:2014E&PSL.392...28F. doi:10.1016/j.epsl.2014.02.011. 
  40. ^ Barclay, Thomas; Quintana, Elisa V. In-situ Formation of Mars-like Planets – Results from Hundreds of N-body Simulations That Include Collisional Fragmentaion. American Astronomical Society, DPS Meeting #47. 2015,. #507.06: 507.06. Bibcode:2015DPS....4750706B. 
  41. ^ Izidoro, André; Raymond, Sean N.; Morbidelli, Alessandro; Winter, Othon C. Terrestrial planet formation constrained by Mars and the structure of the asteroid belt. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2015, 453 (4): 3619–3634. Bibcode:2015MNRAS.453.3619I. arXiv:1508.01365  . doi:10.1093/mnras/stv1835. hdl:11449/177633. 
  42. ^ Drążkowska, J.; Alibert, Y.; Moore, B. Close-in planetesimal formation by pile-up of drifting pebbles. Astronomy & Astrophysics. 2016, 594: A105. Bibcode:2016A&A...594A.105D. S2CID 55846864. arXiv:1607.05734  . doi:10.1051/0004-6361/201628983. 
  43. ^ Clement, Matthew S.; Kaib, Nathan A.; Raymond, Sean N.; Walsh, Kevin J. Mars' Growth Stunted by an Early Giant Planet Instability. Icarus. 2018, 311: 340–356. Bibcode:2018Icar..311..340C. S2CID 53070809. arXiv:1804.04233  . doi:10.1016/j.icarus.2018.04.008. 
  44. ^ Raymond, Sean. Mars' growth stunted!. planetplanet. 29 May 2018 [31 January 2019]. 
  45. ^ Scientists predict that rocky planets formed from "pebbles". Southwest Research Institute. 26 October 2015 [22 November 2015]. 
  46. ^ Levison, Harold F.; Kretke, Katherine A.; Walsh, Kevin; Bottke, William. Growing the terrestrial planets from the gradual accumulation of sub-meter sized objects. PNAS. 2015, 112 (46): 14180–14185. Bibcode:2015PNAS..11214180L. PMC 4655528  . PMID 26512109. arXiv:1510.02095  . doi:10.1073/pnas.1513364112  . 
  47. ^ 47.0 47.1 M. Brož, M.; Chrenko, O.; Nesvorný, D.; Dauphas, N. Early terrestrial planet formation by torque-driven convergent migration of planetary embryos. Nature Astronomy. 2021, 5 (9): 898–902. S2CID 236317507. arXiv:2109.11385  . doi:10.1038/s41550-021-01383-3. 
  48. ^ Bromley, Benjamin C.; Kenyon, Scott J. Terrestrial planet formation: Dynamical shake-up and the low mass of Mars. The Astronomical Journal. 2017, 153 (5): 216. Bibcode:2017AJ....153..216B. S2CID 119446914. arXiv:1703.10618  . doi:10.3847/1538-3881/aa6aaa  . 
  49. ^ Raymond, Sean N.; Izidoro, Andre. Origin of water in the inner Solar System: Planetesimals scattered inward during Jupiter and Saturn's rapid gas accretion. Icarus. 2017, 297: 134–148. Bibcode:2017Icar..297..134R. S2CID 119031134. arXiv:1707.01234  . doi:10.1016/j.icarus.2017.06.030. 
  50. ^ Raymond, Sean N.; Izidoro, Andre. The empty primordial asteroid belt. Science Advances. 2017, 3 (9): e1701138. Bibcode:2017SciA....3E1138R. PMC 5597311  . PMID 28924609. arXiv:1709.04242  . doi:10.1126/sciadv.1701138. 
  51. ^ Raymond, Sean. The asteroid belt: a cosmic refugee camp?. planetplanet. 13 September 2017 [14 September 2017]. 
  52. ^ Raymond, Sean. Where did Earth's (and the asteroid belt's) water come from?. planetplanet. 5 July 2017 [7 July 2017]. 
  53. ^ Izidoro, Andre; Raymond, Sean N.; Pierens, Arnaud; Morbidelli, Alessandro; Winter, Othon C.; Nesvorny, David. The Asteroid Belt as a Relic From a Chaotic Early Solar System. The Astrophysical Journal Letters. 2016, 833 (1): 40. Bibcode:2016ApJ...833...40I. S2CID 118486946. arXiv:1609.04970  . doi:10.3847/1538-4357/833/1/40  . 
  54. ^ Lichtenberg, Tim. Modest chaos in the early solar system. astrobites. November 2016 [21 November 2016]. 
  55. ^ Deienno, Rogerio; Izidoro, Andre; Morbidelli, Alessandro; Gomes, Rodney S.; Nesvorny, David; Raymond, Sean N. The excitation of a primordial cold asteroid belt as an outcome of the planetary instability. The Astrophysical Journal. 2018, 864 (1): 50. Bibcode:2018ApJ...864...50D. S2CID 118947612. arXiv:1808.00609  . doi:10.3847/1538-4357/aad55d  . 
  56. ^ Clement, Matthew S.; Raymond, Sean N.; Kaib, Nathan A. Excitation and Depletion of the Asteroid Belt in the Early Instability Scenario. The Astronomical Journal. 2019, 157 (1): 38. Bibcode:2019AJ....157...38C. S2CID 119495020. arXiv:1811.07916  . doi:10.3847/1538-3881/aaf21e  . 
  57. ^ Zheng, Xiaochen; Lin, Douglas N. C.; Kouwenhoven, M. B. N. Planetesimal Clearing and Size-dependent Asteroid Retention by Secular Resonance Sweeping during the Depletion of the Solar Nebula. The Astrophysical Journal. 2017, 836 (2): 207. Bibcode:2017ApJ...836..207Z. S2CID 119260501. arXiv:1610.09670  . doi:10.3847/1538-4357/836/2/207  . 
  58. ^ Raymond, Sean. Did the Solar System form inside-out?. PlanetPlanet. 21 February 2016 [23 February 2016]. 
  59. ^ Ogihara, Masahiro; Kobayashi, Hiroshi; Inutsuka, Shu-ichiro; Suzuki, Takeru K. Formation of terrestrial planets in disks evolving via disk winds and implications for the origin of the solar system's terrestrial planets. Astronomy & Astrophysics. 2015, 579: A65. Bibcode:2015A&A...579A..65O. S2CID 119110384. arXiv:1505.01086  . doi:10.1051/0004-6361/201525636. 
  60. ^ Ogihara, Masahiro; Kokubo, Eiichiro; Suzuki, Takeru K.; Morbidelli, Alessandro. Formation of the terrestrial planets in the solar system around 1 au via radial concentration of planetesimals. Astronomy & Astrophysics. 2018, 612: L5. Bibcode:2018A&A...612L...5O. S2CID 54494720. arXiv:1804.02361  . doi:10.1051/0004-6361/201832654. 
  61. ^ Redd, Nola Taylor. Mercury Sole Survivor of Close Orbiting Planets. Astrobiology Magazine. [14 January 2017]. 
  62. ^ Volk, Kathryn; Gladman, Brett. Consolidating and Crushing Exoplanets: Did It Happen Here?. The Astrophysical Journal Letters. 2015, 806 (2): L26. Bibcode:2015ApJ...806L..26V. S2CID 118052299. arXiv:1502.06558  . doi:10.1088/2041-8205/806/2/L26. 
  63. ^ Morbidelli, A.; Bitsch, B.; Crida, A.; Gounelle, M.; Guillot, T.; Jacobsen, S.; Johansen, A.; Lambrechts, M.; Lega, E. Fossilized condensation lines in the Solar System protoplanetary disk. Icarus. 2016, 267: 368–376. Bibcode:2016Icar..267..368M. S2CID 54642403. arXiv:1511.06556  . doi:10.1016/j.icarus.2015.11.027. 
  64. ^ Hammer, Michael. Why is Mercury so far from the Sun?. astrobites. 12 August 2016 [29 November 2016]. 
  65. ^ Simon, Jacob. The Influence of Magnetic Field Geometry on the Formation of Close-in Exoplanets. The Astrophysical Journal Letters. 2016, 827 (2): L37. Bibcode:2016ApJ...827L..37S. S2CID 118420788. arXiv:1608.00573  . doi:10.3847/2041-8205/827/2/L37  . 
  66. ^ Lambrechts, Michiel; Morbidelli, Alessandro; Jacobson, Seth A.; Johansen, Anders; Bitsch, Bertram; Izidoro, Andre; Raymond, Sean N. Formation of planetary systems by pebble accretion and migration: How the radial pebble flux determines a terrestrial-planet or super-Earth growth mode. Astronomy & Astrophysics. 2019, A83: 627. Bibcode:2019A&A...627A..83L. S2CID 119470314. arXiv:1902.08694  . doi:10.1051/0004-6361/201834229. 
  67. ^ Cedenblad, Lukas; Schaffer, Noemi; Johansen, Anders; Mehlig, B.; Mitra, Dhrubaditya. Planetesimals on Eccentric Orbits Erode Rapidly. The Astrophysical Journal. 2021, 921 (2): 123. S2CID 238227254. arXiv:2011.14431  . doi:10.3847/1538-4357/ac1e88  . 
  68. ^ Clement, Matthew S.; Chambers, John E.; Jackson, Alan P. Dynamical Avenues for Mercury's Origin. I. The Lone Survivor of a Primordial Generation of Short-period Protoplanets. The Astronomical Journal. 2021, 161 (5): 240. S2CID 233387902. arXiv:2104.11246  . doi:10.3847/1538-3881/abf09f  . 
  69. ^ Clement, Matthew S.; Chamber, John E. Dynamical Avenues for Mercury's Origin. II. In Situ Formation in the Inner Terrestrial Disk. The Astronomical Journal. 2021, 162 (1): 3. S2CID 233388200. arXiv:2104.11252  . doi:10.3847/1538-3881/abfb6c  . 
  70. ^ 存档副本 (PDF). [2015-07-04]. （原始内容存档 (PDF)于2016-03-04）. 
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