Трудности аккреционного сценария

Первые же трудности возникают в механизмах формирования планетозималей. Общей проблемой для обеих гипотез является проблема "метрового барьера": любое тело в газовом диске постепенно сокращает радиус своей орбиты, и на определенном расстоянии просто сгорит. Для тел размером порядка одного метра, скорость подобного дрейфа наибольшая, а характерное время гораздо меньше необходимого, чтобы планетозималь значительно увеличила свой размер^[47].

Кроме того, в гипотезе слияния метровые планетозимали при столкновении скорее разрушатся на многочисленные мелкие части, нежели образуют единое тело.

Для гипотезы формирования планетозималей в ходе фрагментации диска, классической проблемой была турбулентность. Однако, возможное её решение, а заодно и проблемы метрового барьера, было получено в недавних работах. Если в ранних попытках решений основной проблемой являлась турбулентность, то в новом подходе этой проблемы нет как таковой. Турбулентность может сгруппировать плотные твёрдые частицы, а вместе с потоковой неустойчивостью возможно образование гравитационно-связанного кластера, за время гораздо меньшее, чем время дрейфа к звезде метровых планетозималей.

Вторая проблема — это сам механизм роста массы:

1. Наблюдаемое распределение размеров в поясе астероидов невозможно воспроизвести в данном сценарии^[47]. Скорее всего, первоначальные размеры плотных объектов 10-100 км. Но это значит, что средняя скорость планетозималей снижается, а значит, снижается скорость формирования ядер. И для планет-гигантов это становится проблемой: ядро не успевает сформироваться до того, как протопланетный диск рассеется.

2. Время роста массы сравнимо с масштабом некоторых динамических эффектов, способных повлиять на темпы роста. Однако произвести достоверные расчёты на данный момент не предоставляется возможным: одна планета с околоземной массой должна содержать не менее 10⁸ планетозималей.

Сценарий гравитационного коллапса

Как и в любом самогравитирующем объекте, в протопланетном диске могут развиваться нестабильности. Впервые эту возможность рассмотрел Тумре (Toomre) в 1981 году. Оказалось, что диск начинает распадаться на отдельные кольца если

где c_s - скорость звука в протопланетном диске, k - эпициклическая частота.

Сегодня параметр Q носит название "параметр Тумре", а сам сценарий называется неусточивостью Тумре. Время, за которое диск будет разрушен, сравнимо со временем охлаждения диска и высчитывается сходным собразом со временем Гельм-Гольца для звезды.

Трудности сценария гравитационного коллапса

Требуется сверхмассивный протопланетный диск.

Эволюция

Этот раздел статьи ещё не написан. Согласно замыслу одного из участников Википедии, на этом месте должен располагаться специальный раздел. Вы можете помочь проекту, написав этот раздел.

Структурообразующие

Этот раздел статьи ещё не написан. Согласно замыслу одного из участников Википедии, на этом месте должен располагаться специальный раздел. Вы можете помочь проекту, написав этот раздел.

Процессы магнитного поля

Схематическое изображение земной магнитосферы

Одна из важнейших характеристик планет — внутренний магнитный момент который, в свою очередь, создаёт магнитосферу. Присутствие магнитного поля указывает на то, что планета ещё геологически «жива». Другими словами, у намагниченных планет перемещения электропроводимых материалов находящихся в их глубинах, генерируют их магнитные поля. Эти поля значительно изменяют взаимодействия между планетой и солнечным ветром. Намагниченная планета создёт в Солнечном ветре область вокруг себя, именуемую магнитосферой, сквозь которую солнечный ветер проникнуть не может. Магнитосфера может быть намного большей, чем сама планета. В противоположность, ненамагниченные планеты обладают лишь слабыми магнитосферами, порождёнными взаимодействием между ионосферой и солнечным ветром, которые не могут существенно защитить планету^[49].

Из восьми планет Солнечной системы лишь у двух магнитосфера практически отсутствует — это Венера и Марс^[49]. Для сравнения, она есть даже у одного из спутников Юпитера — Ганимеда. Из намагниченных планет — магнитосфера Меркурия самая слабая, и едва-едва в состоянии отклонить солнечный ветер. Ганимедово магнитное поле в несколько раз мощнее, а Юпитерианское самое мощное в Солнечной системе (такое мощное, что может представлять серьёзный риск для будущих возможных пилотируемых миссий к спутникам Юпитера). Магнитные поля других планет-гигантов примерно равны по мощности Земному, но их магнитный момент значительно больше. Магнитные поля Урана и Нептуна сильно наклонены относительно оси вращения и смещены относительно центра планеты^[49].

В 2004 году, команда астрономов на Гавайских островах наблюдала экзопланету вокруг звезды HD 179949, которая, как казалось, создала на поверхности звезды-родителя солнечное пятно. Команда выдвинула гипотезу что магнитосфера планеты передавала энергию на поверхность звезды, увеличивая в определённой области и без того высокие 7760 °C температуры ещё на 400 °C^[50].