Khác biệt giữa bản sửa đổi của “Sự hình thành và tiến hóa của Hệ Mặt Trời”

Bách khoa toàn thư mở Wikipedia
Duyệt lịch sử tương tác
← Thay đổi trướcThay đổi sau →
Nội dung được xóa Nội dung được thêm vào
Trực quanMã wiki
Dòng 19: Dòng 19:
== Sự hình thành ==
== Sự hình thành ==
===Tinh vân tiền Mặt Trời ===
===Tinh vân tiền Mặt Trời ===
Giả thiết tinh vân khẳng định rằng Hệ Mặt Trời hình thành từ một vụ suy sụp hấp dẫn của một phần của một đám mây phân tử khổng lồ.<ref name=Montmerle2006/> Đám mây này có kích thước khoảng 20&nbsp;[[parsec|pc]],<ref name=Montmerle2006/> trong khi các mảnh của nó cỡ khoảng gần 1&nbsp;pc (tức 3,25 [[năm ánh sáng]]).<ref name= "Arizona">{{cite web|title=Lecture 13: The Nebular Theory of the origin of the Solar System|url = http://atropos.as.arizona.edu/aiz/teaching/nats102/mario/solar_system.html| author=Ann Zabludoff (University of Arizona) | accessdate=2006-12-27 | date=Spring 2003 }}</ref> Sự suy sụp các mảnh nhỏ dẫn tới hình thành những nhân đặc lớn cỡ 0,01–0,1&nbsp;pc (2000–20000&nbsp;[[đơn vị thiên văn|AU]]).<ref name=Montmerle2006/><ref>{{cite journal|journal=Earth, Moon, and Planets|publisher=Springer Netherlands|volume=34|year=1986|pages=93–100 |title= Further Considerations on Contracting Solar Nebula|author=J. J. Rawal|place=Nehru Planetarium, Bombay India|url = http://www.springerlink.com/content/r5825j48k66n8284/fulltext.pdf|accessdate=2006-12-27|format=PDF | doi=10.1007/BF00054038|issue=1|bibcode=1986EM&P...34...93R }}</ref> Một trong số các mảnh này, được gọi là tinh vân tiền Mặt Trời, sau này sẽ trở thành Hệ Mặt Trời.<ref name=composition>{{cite conference | author=W. M. Irvine | title=The chemical composition of the pre-solar nebula | booktitle=Cometary Exploration | year=1983 | volume=1 | editor=T. I. Gombosi (ed.) | pages=3–12 | bibcode=1983coex....1....3I }}</ref> Cấu tạo của khu vực có khối lượng chỉ lớn hơn một chút Mặt Trời ngày nay, ba gồm [[hiđrô]], cùng [[hêli]] và những lượng rất nhỏ [[lithium]] sản sinh ra từ tổng hợp hạt nhân của [[Vụ Nổ Lớn]], chiếm tới 98% khối lượng của nó. 2% còn lại bao gồm các nguyên tố nặng sinh ra từ tổng hợp hạt nhân ở các thế hệ sao trước nó.{{sfn|Zeilik|Gregory|1998|p=207}} Ở cuối vòng đời sao, các sao thường tuôn các nguyên tố nặng vào không gian liên sao.<ref name=Lineweaver2001 />

[[File:M42proplyds.jpg|200px|thumb|left|Hình ảnh từ [[Kính viễn vọng không gian Hubble|Hubble]] về các đĩa tiền hành tinh trong [[Tinh vân Lạp Hộ]], một "phòng nôi sao" có thể tương tự như tinh vân cổ xưa đã hình thành Mặt Trời]]
Những khoáng vật cổ nhất tìm thấy trong các mảnh thiên thạch, vốn được xem là những tàn tích của những vật liệu thể rắn đầu tiên hình thành trong tinh vân tiền Mặt Trời, có tuổi 4568,2 triệu năm, là chỉ dấu về tuổi của bản thân Hệ Mặt Trời.<ref name="Bouvier">{{cite journal | author=Audrey Bouvier, Meenakshi Wadhwa | title=The age of the solar system redefined by the oldest Pb-Pb age of a meteoritic inclusion | journal=Nature Geoscience | year=2010 | doi=10.1038/NGEO941 | volume=3 | pages=637–641|bibcode = 2010NatGe...3..637B }}</ref> Nghiên cứu về thiên thạch cổ bộc lộ những lượng hạt nhân cuon của các đồng vị có [[chu kỳ bán rã]] ngắn, như Fe-60, vốn chỉ hình thành trong các sao tuổi đời ngắn phát nổ. Điều này chỉ ra rằng một hoặc nhiều [[siêu tân tinh]]that only form in exploding, short-lived stars. This indicates that one or more [[supernova]]e occurred near the Sun while it was forming. A [[shock wave]] from a supernova may have triggered the formation of the Sun by creating regions of over-density within the cloud, causing these regions to collapse.<ref>{{cite doi|10.1080/00107511003764725 }}</ref> Because only massive, short-lived stars produce supernovae, the Sun must have formed in a large star-forming region that produced massive stars, possibly similar to the [[Orion Nebula]].<ref name=cradle>{{cite journal|author= J. Jeff Hester, Steven J. Desch, Kevin R. Healy, Laurie A. Leshin | title= The Cradle of the Solar System|journal=Science| date=21 May 2004 | pages= 1116–1117 | volume=304 | doi=10.1126/science.1096808 | pmid=15155936| issue=5674|bibcode = 2004Sci...304.1116H }}</ref><ref name=iron>{{cite journal| journal=Science | year= 2007| volume= 316| issue= 5828| pages=1178–1181| doi=10.1126/science.1141040| title=Evidence for a Late Supernova Injection of <sup>60</sup>Fe into the Protoplanetary Disk| author=Martin Bizzarro, David Ulfbeck, Anne Trinquier, Kristine Thrane, James N. Connelly, Bradley S. Meyer | url = http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/316/5828/1178| pmid=17525336|bibcode = 2007Sci...316.1178B }}</ref> Studies of the structure of the [[Kuiper belt]] and of anomalous materials within it suggest that the Sun formed within a cluster of between 1,000 and 10,000 stars with a diameter of between 6.5 and 19.5 light-years and a collective mass equivalent to 3,000 Suns. This cluster began to break apart between 135 million and 535 million years after formation.<ref>{{cite web|url=http://www.princeton.edu/main/news/archive/S34/82/42M30/|publisher=News at Princeton|accessdate=Sep 24, 2012|title= Slow-Moving Rocks Better Odds That Life Crashed to Earth from Space|author=Morgan Kelly}}</ref><ref>{{cite journal|title=The Lost Siblings of the Sun|author= Simon F. Portegies Zwart|journal=Astrophysical Journal|year=2009|volume=696|issue= L13–L16| doi= 10.1088/0004-637X/696/1/L13|pages=L13|bibcode=2009ApJ...696L..13P |arxiv = 0903.0237 }}</ref> Several simulations of our young Sun interacting with close-passing stars over the first 100 million years of its life produce anomalous orbits observed in the outer Solar System, such as [[detached object]]s.<ref>{{cite journal|title= The formation of the Oort cloud in open cluster environments|author=Nathan A. Kaib and Thomas Quinn|journal=Icarus|volume= 197|issue=1|year=2008|pages= 221–238|doi=10.1016/j.icarus.2008.03.020|bibcode=2008Icar..197..221K |arxiv = 0707.4515 }}</ref>

Because of the conservation of [[angular momentum]], the nebula spun faster as it collapsed. As the material within the nebula condensed, the atoms within it began to collide with increasing frequency, converting their [[kinetic energy]] into [[heat]]. The centre, where most of the mass collected, became increasingly hotter than the surrounding disc.<ref name= "Arizona" /> Over about 100,000 years,<ref name=Montmerle2006>{{cite journal|author=Thierry Montmerle, Jean-Charles Augereau, Marc Chaussidon |title=Solar System Formation and Early Evolution: the First 100 Million Years|journal=Earth, Moon, and Planets|volume=98|issue=1–4|publisher=Spinger|pages=39–95|year=2006|doi=10.1007/s11038-006-9087-5| bibcode=2006EM&P...98...39M }}</ref> the competing forces of gravity, gas pressure, magnetic fields, and rotation caused the contracting nebula to flatten into a spinning [[protoplanetary disc]] with a diameter of ~200&nbsp;AU<ref name= "Arizona" /> and form a hot, dense [[protostar]] (a star in which hydrogen fusion has not yet begun) at the centre.<ref>{{cite journal | year= 2005|author=Jane S. Greaves | title= Disks Around Stars and the Growth of Planetary Systems| journal=Science | volume=307 | pages=68–71 | doi=10.1126/science.1101979 | pmid= 15637266 | issue= 5706 |bibcode = 2005Sci...307...68G }}</ref>

At this point in its [[stellar evolution|evolution]], the Sun is thought to have been a [[T Tauri star]].<ref name=apj2_313>{{cite journal | author=Caffe, M. W.; Hohenberg, C. M.; Swindle, T. D.; Goswami, J. N. | title=Evidence in meteorites for an active early sun | journal=Astrophysical Journal, Part 2 - Letters to the Editor | volume=313 | date=February 1, 1987 | pages=L31–L35 | doi=10.1086/184826 | bibcode=1987ApJ...313L..31C }}</ref> Studies of T Tauri stars show that they are often accompanied by discs of pre-planetary matter with masses of 0.001–0.1 [[solar mass]]es.<ref name= "Kitamara">{{cite conference | author=M. Momose, Y. Kitamura, S. Yokogawa, R. Kawabe, M. Tamura, S. Ida | title=Investigation of the Physical Properties of Protoplanetary Disks around T Tauri Stars by a High-resolution Imaging Survey at lambda = 2 mm | booktitle=The Proceedings of the IAU 8th Asian-Pacific Regional Meeting, Volume I | year=2003 | publisher=Astronomical Society of the Pacific Conference Series | volume=289 | editor=Ikeuchi, S., Hearnshaw, J. and Hanawa, T. (eds.) | pages=85 | url = http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?2003ASPC..289...85M&amp;data_type=PDF_HIGH&amp;whole_paper=YES&amp;type=PRINTER&amp;filetype=.pdf | format=PDF }}</ref> These discs extend to several hundred&nbsp;[[Astronomical unit|AU]]—the [[Hubble Space Telescope]] has observed protoplanetary discs of up to 1000&nbsp;AU in diameter in [[Star formation|star-forming regions]] such as the [[Orion Nebula]]<ref>{{cite journal| journal=The Astronomical Journal|date=March 1999| volume= 117| issue=3| pages=1490–1504| doi=10.1086/300781| title=Hubble Space Telescope/NICMOS Imaging of Disks and Envelopes around Very Young Stars|author=Deborah L. Padgett, Wolfgang Brandner, Karl R. Stapelfeldt et al. | bibcode=1999AJ....117.1490P|arxiv = astro-ph/9902101 }}</ref>—and are rather cool, reaching a surface temperature of only one thousand [[kelvin]] at their hottest.<ref>{{cite journal | author=M. Küker, T. Henning, G. Rüdiger | title=Magnetic Star-Disk Coupling in Classical T Tauri Systems | journal=Astrophysical Journal | year=2003 | volume=589 | issue=1 | pages=397 | doi=10.1086/374408 | bibcode=2003ApJ...589..397K }}</ref>
Within 50&nbsp;million years, the temperature and pressure at the core of the Sun became so great that its hydrogen began to fuse, creating an internal source of energy that countered gravitational contraction until [[hydrostatic equilibrium]] was achieved.<ref name=Yi2001>{{cite journal | author= Sukyoung Yi, Pierre Demarque, Yong-Cheol Kim, Young-Wook Lee, Chang H. Ree, Thibault Lejeune, Sydney Barnes | title=Toward Better Age Estimates for Stellar Populations: The <math>Y^{2}</math> Isochrones for Solar Mixture | journal=Astrophysical Journal Supplement | arxiv=astro-ph/0104292 | year=2001 | volume=136 | pages=417 | doi=10.1086/321795 | bibcode=2001ApJS..136..417Y }}</ref> This marked the Sun's entry into the prime phase of its life, known as the [[main sequence]]. Main sequence stars derive energy from the fusion of hydrogen into helium in their cores. The Sun remains a main sequence star today.<ref name=sequence>{{harvnb|Zeilik|Gregory|1998|loc=p. 320 }}</ref>

===Sự hình thành các hành tinh===
===Sự hình thành các hành tinh===
==Những phát triển về sau==
==Những phát triển về sau==

Phiên bản lúc 09:34, ngày 5 tháng 7 năm 2014

Hình ảnh mô phỏng của một đám mây bụi tiền hành tinh

Lịch sử Hệ Mặt Trời bắt đầu từ cách đây khoảng 4.6 tỷ năm với sự suy sụp hấp dẫn của một phần một đám mây phân tử khổng lồ.[1] Hầu hết khối lượng suy sụp tập trung trong tâm, tạo nên Mặt Trời, trong khi phần còn lại phẳng ra hình thành một đám mây bụi tiền hành tinh tiến hóa dần thành các hành tinh, mặt trăng, tiểu hành tinh và các tiểu thiên thể khác trong Hệ Mặt Trời.

Mô hình được chấp nhận rộng rãi này, được gọi là giả thuyết tinh vân do Emanuel Swedenborg, Immanuel Kant và Pierre-Simon Laplace đề ra từ thế kỉ 18. Lý thuyết về sự hình thành Hệ Mặt Trời đã phát triển liên tục nhờ kết quả của tiến bộ trong nhiều lĩnh vực khác nhau bao gồm thiên văn học, vật lý học, địa chất học và khoa học hành tinh. Từ buổi bình minh của kỷ nguyên không gian, mô hình đã hiệu chỉnh nhiều lần để đáp ứng những phát hiện mới.

Hệ Mặt Trời đã tiến hóa đáng kể từ dạng ban đầu của nó. Nhiều mặt trăng được hình thành từ các đĩa khí và bụi quay xung quanh các hành tinh, trong khi một số khác sinh ra độc lập nhưng về sau bị bắt vào quỹ đạo của hành tinh. Một số khác nữa, như Mặt Trăng của Trái Đất, có thể là kết quả của những vụ va chạm khổng lồ. Va chạm thiên thể xảy ra thường xuyên cho tới tận ngày nay và đóng vai trò trung tâm trong sự tiến hóa của Hệ Mặt Trời. Vị trí các hành tinh thường xuyên thay đổi và hiện tượng dịch chuyển hành tinh này được cho là thiết yếu trong sự tiến hóa giai đoạn đầu của Hệ Mặt Trời.

Trong khoảng 5 tỷ năm tới, Mặt Trời sẽ nguội dần và nở ra nhiều lần kích thước hiện tại (trở thành một sao khổng lồ đỏ, trước khi lớp ngoài của nó tan ra trở thành một tinh vân hành tinh và để lại một tàn tích sao tức sao lùn trắng. Trong tương lai xa, hấp dẫn từ các ngôi sao chạy qua sẽ từ từ tước mất các hành tinh của Mặt Trời. Một số sẽ bị hủy diệt, số khác sẽ tách ra đi vào không gian liên sao. Cuối cùng, trong một quá trình có thể đến hàng chục tỷ năm, Mặt Trời có thể trở thành hoàn toàn cô độc, không có một thiên thể nào quay quanh nó.[2]

Lịch sử

Pierre-Simon Laplace, một trong những người tiên phong đề xướng giả thuyết tinh vân.

Những ý tưởng liên quan tới nguồn gốc và định mệnh của thế giới bắt nguồn từ những ghi chép cổ đại; tuy nhiên trong hầu hết lịch sử, hầu như không có nỗ lực nào nhằm thống nhất những lý thuyết đó thành sự tồn tại một "Hệ Mặt Trời", đơn giản bởi vì ý tưởng về một hệ thống thiên thể, theo nhãn quan hiện đại, chỉ xuất hiện rất gần đây. Bước đầu tiên hướng tới một lý thuyết về sự hình thành và phát triển hệ Mặt Trời là sự chấp nhận rộng rãi thuyết nhật tâm, xem Mặt Trời ở trung tâm và Trái Đất quay xung quay nó. Quan niệm này đã được thai nghén từ hàng nghìn năm trước (Aristarchus của Samos đã nói đến nó từ khoảng 250 trước Công nguyên) nhưng thuyết này chỉ được chấp nhận rộng rãi từ thế kỉ 17. Ghi chép đầu tiên nhắc tới thuật ngữ "Hệ Mặt Trời" xuất hiện vào năm 1704.[3]

Lý thuyết chuẩn hiện nay về sự hình thành Hệ Mặt Trời, giả thuyết tinh vân, đã có những thăng trầm kể từ khi xuất hiện trong thế kỉ 18 với Emanuel Swedenborg, Immanuel Kant, và Pierre-Simon Laplace. Sự chỉ trích đáng chú ý nhất đố với lý thuyết này là nó thiếu khả năng giải thích việc Mặt Trời có tương đối ít mô men động lượng khi so với các hành tinh.[4] Tuy nhiên, từ đầu những năm 1980 nghiên cứu về các ngôi sao trẻ cho thấy chúng cũng có các đĩa khí và bụi nguội bao quanh, chính xác như giả thuyết tinh vân tiên đoán, khiến cho gần đây nó được chấp nhận trở lại.[5]

Hiểu biết về cách thức Mặt Trời tiếp tục phát triển ra sao đòi hỏi một hiểu biết về nguồn gốc năng lượng của nó. Việc Arthur Stanley Eddington xác nhận thuyết tương đối tổng quát của Albert Einstein đã ljoeems ppmg mjaamk ra rằng năng lượng Mặt Trời sinh ra từ phản ứng nhiệt hạch bên trong lõi.[6] Năm 1935, Eddington đi xa hơn tới chỗ đề xuất rawnggf các nguyên tố các cũng có thể hình thành bên trong các ngôi sao.[7] Fred Hoyle phát triển tiên đề này với lập luận rằng các ngôi sao đã tiến hóa dduwwojc gọi là sao khổng lồ đỏ tạo ra nhiều nguyên tố nặng hơn hiđrô và hêli trong lõi của chúng. Khi một sao khổng lồ đỏ tách bỏ các lớp ngoài, các nguyên tố này có thể quay lại hình thành nên các hệ thống sao mới.[7]

Sự hình thành

Tinh vân tiền Mặt Trời

Giả thiết tinh vân khẳng định rằng Hệ Mặt Trời hình thành từ một vụ suy sụp hấp dẫn của một phần của một đám mây phân tử khổng lồ.[8] Đám mây này có kích thước khoảng 20 pc,[8] trong khi các mảnh của nó cỡ khoảng gần 1 pc (tức 3,25 năm ánh sáng).[9] Sự suy sụp các mảnh nhỏ dẫn tới hình thành những nhân đặc lớn cỡ 0,01–0,1 pc (2000–20000 AU).[8][10] Một trong số các mảnh này, được gọi là tinh vân tiền Mặt Trời, sau này sẽ trở thành Hệ Mặt Trời.[11] Cấu tạo của khu vực có khối lượng chỉ lớn hơn một chút Mặt Trời ngày nay, ba gồm hiđrô, cùng hêli và những lượng rất nhỏ lithium sản sinh ra từ tổng hợp hạt nhân của Vụ Nổ Lớn, chiếm tới 98% khối lượng của nó. 2% còn lại bao gồm các nguyên tố nặng sinh ra từ tổng hợp hạt nhân ở các thế hệ sao trước nó.[12] Ở cuối vòng đời sao, các sao thường tuôn các nguyên tố nặng vào không gian liên sao.[13]

Hình ảnh từ Hubble về các đĩa tiền hành tinh trong Tinh vân Lạp Hộ, một "phòng nôi sao" có thể tương tự như tinh vân cổ xưa đã hình thành Mặt Trời

Những khoáng vật cổ nhất tìm thấy trong các mảnh thiên thạch, vốn được xem là những tàn tích của những vật liệu thể rắn đầu tiên hình thành trong tinh vân tiền Mặt Trời, có tuổi 4568,2 triệu năm, là chỉ dấu về tuổi của bản thân Hệ Mặt Trời.[1] Nghiên cứu về thiên thạch cổ bộc lộ những lượng hạt nhân cuon của các đồng vị có chu kỳ bán rã ngắn, như Fe-60, vốn chỉ hình thành trong các sao tuổi đời ngắn phát nổ. Điều này chỉ ra rằng một hoặc nhiều siêu tân tinhthat only form in exploding, short-lived stars. This indicates that one or more supernovae occurred near the Sun while it was forming. A shock wave from a supernova may have triggered the formation of the Sun by creating regions of over-density within the cloud, causing these regions to collapse.[14] Because only massive, short-lived stars produce supernovae, the Sun must have formed in a large star-forming region that produced massive stars, possibly similar to the Orion Nebula.[15][16] Studies of the structure of the Kuiper belt and of anomalous materials within it suggest that the Sun formed within a cluster of between 1,000 and 10,000 stars with a diameter of between 6.5 and 19.5 light-years and a collective mass equivalent to 3,000 Suns. This cluster began to break apart between 135 million and 535 million years after formation.[17][18] Several simulations of our young Sun interacting with close-passing stars over the first 100 million years of its life produce anomalous orbits observed in the outer Solar System, such as detached objects.[19]

Because of the conservation of angular momentum, the nebula spun faster as it collapsed. As the material within the nebula condensed, the atoms within it began to collide with increasing frequency, converting their kinetic energy into heat. The centre, where most of the mass collected, became increasingly hotter than the surrounding disc.[9] Over about 100,000 years,[8] the competing forces of gravity, gas pressure, magnetic fields, and rotation caused the contracting nebula to flatten into a spinning protoplanetary disc with a diameter of ~200 AU[9] and form a hot, dense protostar (a star in which hydrogen fusion has not yet begun) at the centre.[20]

At this point in its evolution, the Sun is thought to have been a T Tauri star.[21] Studies of T Tauri stars show that they are often accompanied by discs of pre-planetary matter with masses of 0.001–0.1 solar masses.[22] These discs extend to several hundred AU—the Hubble Space Telescope has observed protoplanetary discs of up to 1000 AU in diameter in star-forming regions such as the Orion Nebula[23]—and are rather cool, reaching a surface temperature of only one thousand kelvin at their hottest.[24] Within 50 million years, the temperature and pressure at the core of the Sun became so great that its hydrogen began to fuse, creating an internal source of energy that countered gravitational contraction until hydrostatic equilibrium was achieved.[25] This marked the Sun's entry into the prime phase of its life, known as the main sequence. Main sequence stars derive energy from the fusion of hydrogen into helium in their cores. The Sun remains a main sequence star today.[26]

Sự hình thành các hành tinh

Những phát triển về sau

Các hành tinh đá

Vành đai tiểu hành tinh

Dịch chuyển hành tinh

Các đợt bắn phá sau này

Mặt trăng

Tương lai

Ổn định dài hạn

Hệ thống vành đai mặt trăng

Mặt Trời và môi trường hành tinh

Tương tác thiên hà

Niên đại

Xem thêm

Chú thích

Tham khảo

Liên kết ngoài

  1. ^ a b Audrey Bouvier, Meenakshi Wadhwa (2010). “The age of the solar system redefined by the oldest Pb-Pb age of a meteoritic inclusion”. Nature Geoscience. 3: 637–641. Bibcode:2010NatGe...3..637B. doi:10.1038/NGEO941.
  2. ^ Lỗi chú thích: Thẻ <ref> sai; không có nội dung trong thẻ ref có tên dyson
  3. ^ “Solar system”. Merriam Webster Online Dictionary. 2008. Truy cập ngày 15 tháng 4 năm 2008.
  4. ^ M. M. Woolfson (1984). “Rotation in the Solar System”. Philosophical Transactions of the Royal Society. 313 (1524): 5. Bibcode:1984RSPTA.313....5W. doi:10.1098/rsta.1984.0078.
  5. ^ Nigel Henbest (1991). “Birth of the planets: The Earth and its fellow planets may be survivors from a time when planets ricocheted around the Sun like ball bearings on a pinball table”. New Scientist. Truy cập ngày 18 tháng 4 năm 2008.
  6. ^ David Whitehouse (2005). The Sun: A Biography. John Wiley and Sons. ISBN 978-0-470-09297-2.
  7. ^ a b Simon Mitton (2005). “Origin of the Chemical Elements”. Fred Hoyle: A Life in Science. Aurum. tr. 197–222. ISBN 978-1-85410-961-3.
  8. ^ a b c d Thierry Montmerle, Jean-Charles Augereau, Marc Chaussidon (2006). “Solar System Formation and Early Evolution: the First 100 Million Years”. Earth, Moon, and Planets. Spinger. 98 (1–4): 39–95. Bibcode:2006EM&P...98...39M. doi:10.1007/s11038-006-9087-5.Quản lý CS1: nhiều tên: danh sách tác giả (liên kết)
  9. ^ a b c Ann Zabludoff (University of Arizona) (Spring 2003). “Lecture 13: The Nebular Theory of the origin of the Solar System”. Truy cập ngày 27 tháng 12 năm 2006.
  10. ^ J. J. Rawal (1986). “Further Considerations on Contracting Solar Nebula” (PDF). Earth, Moon, and Planets. Nehru Planetarium, Bombay India: Springer Netherlands. 34 (1): 93–100. Bibcode:1986EM&P...34...93R. doi:10.1007/BF00054038. Truy cập ngày 27 tháng 12 năm 2006.
  11. ^ W. M. Irvine (1983). T. I. Gombosi (ed.) (biên tập). The chemical composition of the pre-solar nebula. 1. tr. 3–12. Bibcode:1983coex....1....3I. Đã bỏ qua tham số không rõ |booktitle= (trợ giúp)Quản lý CS1: văn bản dư: danh sách biên tập viên (liên kết)
  12. ^ Zeilik & Gregory 1998, tr. 207.
  13. ^ Lỗi chú thích: Thẻ <ref> sai; không có nội dung trong thẻ ref có tên Lineweaver2001
  14. ^ doi:10.1080/00107511003764725
    Hoàn thành chú thích này
  15. ^ J. Jeff Hester, Steven J. Desch, Kevin R. Healy, Laurie A. Leshin (21 tháng 5 năm 2004). “The Cradle of the Solar System”. Science. 304 (5674): 1116–1117. Bibcode:2004Sci...304.1116H. doi:10.1126/science.1096808. PMID 15155936.Quản lý CS1: nhiều tên: danh sách tác giả (liên kết)
  16. ^ Martin Bizzarro, David Ulfbeck, Anne Trinquier, Kristine Thrane, James N. Connelly, Bradley S. Meyer (2007). “Evidence for a Late Supernova Injection of 60Fe into the Protoplanetary Disk”. Science. 316 (5828): 1178–1181. Bibcode:2007Sci...316.1178B. doi:10.1126/science.1141040. PMID 17525336.Quản lý CS1: nhiều tên: danh sách tác giả (liên kết)
  17. ^ Morgan Kelly. “Slow-Moving Rocks Better Odds That Life Crashed to Earth from Space”. News at Princeton. Truy cập ngày 24 tháng 9 năm 2012.
  18. ^ Simon F. Portegies Zwart (2009). “The Lost Siblings of the Sun”. Astrophysical Journal. 696 (L13–L16): L13. arXiv:0903.0237. Bibcode:2009ApJ...696L..13P. doi:10.1088/0004-637X/696/1/L13.
  19. ^ Nathan A. Kaib and Thomas Quinn (2008). “The formation of the Oort cloud in open cluster environments”. Icarus. 197 (1): 221–238. arXiv:0707.4515. Bibcode:2008Icar..197..221K. doi:10.1016/j.icarus.2008.03.020.
  20. ^ Jane S. Greaves (2005). “Disks Around Stars and the Growth of Planetary Systems”. Science. 307 (5706): 68–71. Bibcode:2005Sci...307...68G. doi:10.1126/science.1101979. PMID 15637266.
  21. ^ Caffe, M. W.; Hohenberg, C. M.; Swindle, T. D.; Goswami, J. N. (1 tháng 2 năm 1987). “Evidence in meteorites for an active early sun”. Astrophysical Journal, Part 2 - Letters to the Editor. 313: L31–L35. Bibcode:1987ApJ...313L..31C. doi:10.1086/184826.Quản lý CS1: nhiều tên: danh sách tác giả (liên kết)
  22. ^ M. Momose, Y. Kitamura, S. Yokogawa, R. Kawabe, M. Tamura, S. Ida (2003). Ikeuchi, S., Hearnshaw, J. and Hanawa, T. (eds.) (biên tập). Investigation of the Physical Properties of Protoplanetary Disks around T Tauri Stars by a High-resolution Imaging Survey at lambda = 2 mm (PDF). 289. Astronomical Society of the Pacific Conference Series. tr. 85. Đã bỏ qua tham số không rõ |booktitle= (trợ giúp)Quản lý CS1: nhiều tên: danh sách tác giả (liên kết) Quản lý CS1: văn bản dư: danh sách biên tập viên (liên kết)
  23. ^ Deborah L. Padgett, Wolfgang Brandner, Karl R. Stapelfeldt; và đồng nghiệp (tháng 3 năm 1999). “Hubble Space Telescope/NICMOS Imaging of Disks and Envelopes around Very Young Stars”. The Astronomical Journal. 117 (3): 1490–1504. arXiv:astro-ph/9902101. Bibcode:1999AJ....117.1490P. doi:10.1086/300781. “Và đồng nghiệp” được ghi trong: |author= (trợ giúp)Quản lý CS1: nhiều tên: danh sách tác giả (liên kết)
  24. ^ M. Küker, T. Henning, G. Rüdiger (2003). “Magnetic Star-Disk Coupling in Classical T Tauri Systems”. Astrophysical Journal. 589 (1): 397. Bibcode:2003ApJ...589..397K. doi:10.1086/374408.Quản lý CS1: nhiều tên: danh sách tác giả (liên kết)
  25. ^ Sukyoung Yi, Pierre Demarque, Yong-Cheol Kim, Young-Wook Lee, Chang H. Ree, Thibault Lejeune, Sydney Barnes (2001). “Toward Better Age Estimates for Stellar Populations: The Isochrones for Solar Mixture”. Astrophysical Journal Supplement. 136: 417. arXiv:astro-ph/0104292. Bibcode:2001ApJS..136..417Y. doi:10.1086/321795.Quản lý CS1: nhiều tên: danh sách tác giả (liên kết)
  26. ^ Zeilik & Gregory 1998, p. 320

Bản mẫu:Liên kết bài chất lượng tốt Bản mẫu:Liên kết bài chất lượng tốt Bản mẫu:Liên kết bài chất lượng tốt Bản mẫu:Liên kết bài chất lượng tốt Bản mẫu:Liên kết bài chất lượng tốt

Lấy từ “https://vi.wikipedia.org/w/index.php?title=Sự_hình_thành_và_tiến_hóa_của_Hệ_Mặt_Trời&oldid=17902039”