Sluneční soustava. Sluneční soustava obsahuje: Vše je v pohybu

Transkript

1

2 Sluneční soustava Sluneční soustava obsahuje: centrální hvězdu planety měsíce planet planetky komety meteoroidy meziplanetární prach a plyn Vše je v pohybu tělesa jsou v neustálém pohybu objekty udržuje pohromadě gravitační působení Slunce naprostá většina těles obíhá kolem Sluce ve smyslu sluneční rotace (při pohledu od severního pólu ekliptiky tedy proti směru otáčení hodinových ručiček) většina velkých těles rotuje prográdně ve směru svého oběhu kolem mateřské planety planety obíhají v ekvatoriální rovině Slunce

3 Počátek moderních názorů na vznik Sluneční soustavy Immanuel Kant ( ) 1755 předpokládal, že na počátku bylo množství chaoticky se pohybujících částic z neuspořádaných částic posléze vzniknul disk, který se rotací zploštil domníval se, že za Saturnem existuje velké množství planet planety postupně přecházely v komety na rozdíl od Pierra-Simona de Laplace správně soudil, že Saturnovy prstence nejsou spojité věřil, že i ostatní planety jsou obydlené a inteligence jejich obyvatel roste se vzdáleností od Slunce

4 Počátek moderních názorů na vznik Sluneční soustavy Pierre-Simon de Laplace ( ) v roce 1796 vychází Laplaceova práce Exposition du système du monde, jež obsahuje první moderní názory popisující vznik Sluneční soustavy vycházel z myšlenek Isaaca Newtona předpokládal, že Sluneční soustava vznikla ze sluneční pramlhoviny, která se postupně smršťovala a oddělovala prstence látky materiál těchto prstenců posléze kondenzoval do planet svou teorii podpořil matematickými výpočty ignoroval skutečnost, že Uranovy měsíce obíhají kolmo k rovině oběhu planety kolem Slunce zatímco Isaac Newton se domníval, že Sluneční soustava vznikla za několik tisíc roků, Laplace věřil v mnohem pomalejší vývoj předpokládal, že Sluneční soustava mohla vzniknout samovolně, bez vnějšího zásahu vyšší moci (Boha)

5 Výchozí stav

6 Stavební materiál

7 Nukleogeneze (vznik chemických prvků ve vesmíru) Kosmická nukleogeneze odehrávala se v prvních minutách po vzniku vesmíru, mladý vesmír obsahoval velké množství rychle se pohybujících částic: protony jádra 1 H neutrony jsou nestabilní, rozpadají se _ s poločasem rozpadu 12 minut: 1 n 1 p + e - + n e docházelo ke srážkám protonů s neutrony za vzniku jader deuteria 2 H : 1 p + 1 n 2 H díky vysoké rychlosti okolních částic však byla takto vzniklá jádra většinou zničena na konci třetí minuty existence vesmíru klesla teplota prostředí natolik, že se jádra deuteria stala stabilními, dochází ke slučování jader 2 H s 1 p, 1 n a dalšími jádry 2 H v následujících minutách přechází přibližně 25 % hmoty do jader helia 4 He (částice a) zbytek hmoty zůstává v podobě protonů, z menší části vzniká 3 He a 3 H (tritium) ve velmi malém množství vznikla také jádra lehkých prvků jako jsou Li, Be či B díky klesající teplotě a hustotě prostředí už jaderná fúze dále nepokračovala, vesmír obsahoval zejména protony a částice a, po letech poklesla teplota prostředí natolik, že se elektrony mohly navázat na atomová jádra, vznikly první atomy (opět především 1 H a 4 He)

8 Nukleogeneze Hvězdná nukleogeneze probíhá v nitrech hvězd fúze deuteria začíná při nižší teplotě, tento typ reakce se v jádrech hvězd objeví jako první u hvězd hlavní posloupnosti s hmotností menší než 1,7 násobek hmotnosti Slunce (M S ), je základním řetězcem reakcí proton-protonový řetězec (termojaderná fúze vodíku): 1 H + 1 H 2 H + e + + n e 2 H + 1 H 3 He + g 3 He + 3 He 4 He H 69 % reakcí 1 H + 1 H 2 H + e + + n e 2 H + 1 H 3 He + g 3 He + 4 He 7 Be + g 7 Be + e - 7 Li + n e 7 Li + 1 H 2 4 He u hvězd hlavní posloupnosti hmotnějších než Slunce (m > 1,7 M S ) probíhá CNO cyklus: uhlík funguje jako katalyzátor výsledek je stejný jako u p-p řetězce 31 % reakcí 12 C + 1 H 13 N + g 13 N 13 C + e + + n e 13 C + 1 H 14 N + g 14 N + 1 H 15 O + g 15 O 15 N + e + + n e 15 N + 1 H 12 C + 4 He

9 Nukleogeneze po vyhoření 1 H v centrálních oblastech hvězdy (m 0,25 M S ), dojde k přeměně 4 He v reakci 3a 4 He + 4 He 8 Be 8 Be + 4 He 12 C + g teplota 10 8 K reakce probíhá jako okamžitý sled dvou reakcí ( 8 Be je nestabilní), v prostředí o mnohem větší hustotě než p-p řetězec nebo CNO cyklus při spalování helia dochází k expanzi vnějších vrstev hvězdy a ta se stává rudým obrem fúze jader se Z > 6 vyžaduje vyšší teplotu k překonání Coulombovské bariéry (elektrostatické repulze), hustota však může být nižší, není nezbytný okamžitý sled reakcí jako u 3a reakce 12 C + 4 He 16 O + g 16 O + 4 He 20 Ne + g 20 Ne + 4 He 24 Mg + g jádra se Z < 20 jsou poměrně stabilní, těžší jádra s větším počtem protonů podléhají b + přeměně, což vede ke vzniku jader s velkým počtem neutronů

10 Nukleogeneze jádra těžší než železo se syntetizují obtížně ( 56 Fe má největší hodnotu vazebné energie připadající na jeden nukleon) jádra těžkých prvků, například uranu či olova, nevznikají výše uvedenou cestou

11 Nukleogeneze těžká jádra vznikají záchytem neutronů neutrony nemusí překonávat Coulombovskou bariéru uvolnění neutronů může probíhat například takto: 4 He + 13 C 16 O 16 O + 16 O 31 S + 1 n jádra s vysokým obsahem neutronů nejsou stabilní, podléhají přeměně b -, při které se snižuje počet neutronů v jádře a vzniká jádro těžšího prvku vznik těžkých prvků je závislý na toku neutronů pomalý s-proces (slow) v nitrech hvězd produkuje prvky se Z > 209 rychlý r-proces (rapid) probíhá při explozi supernov a produkuje velmi těžká jádra (např. uranu) produkty nukleosyntézy jsou do okolí hvězdy transportovány třeba slunečním větrem nebo výbuchem supernovy

12 Molekulový oblak Obecné vlastnosti ležel v rovině naší Galaxie průměr: jednotky až desítky světelných roků hmotnost: M S tvořen plynem a mikroskopickými prachovými částicemi, které měly rozměry srovnatelné s částicemi cigaretového kouře prachové částice vznikly kondenzací molekul ve vnějších vrstvách hvězd či mezihvězdném prostředí teplota -260 C až -240 C (tedy10-30 K), ve stíněných centrálních oblastech dokonce jen pár stupňů nad absolutní nulou pravděpodobně obsahoval menší a hustší fragmenty o hmotnosti ~1 hmotnosti Slunce, jejichž průměr dosahoval jednotek sv. roku koncentrace částic uvnitř typické části oblaku: několik tisícovek atomů a molekul v 1 cm 3 v nejhustších partiích oblaku byla koncentrace částic až 10 8 částic v 1 cm 3 (1 cm 3 vzduchu obsahuje cca molekul)

13 Molekulový oblak Chemické složení molekulový oblak měl podobné chemické složení jako současné povrchové vrstvy Slunce složení povrchových slunečních vrstev není termojadernými reakcemi probíhajícími ve slunečním nitru ovlivněno chemické složení oblaku (hm. procenta): 71 % molekulární vodík (H 2 ) 27 % atomy He 2 % ostatní těžší prvky a molekuly stopově CO, CN, CS, SiO, OH, H 2 O, HCN, SO 2, H 2 S, NH 3, H 2 CO a další jednodušší organické molekuly složené z vodíku, uhlíku, dusíku a kyslíku zhruba 1 % z celkové hmotnosti oblaku připadalo na prachové částice (složené především z těžkých, netěkavých prvků) inspirací může být téměř 1500 světelných roků vzdálená Velká mlhovina v Orionu obsahující desetitisíce hvězd (mnohé halí plynoprachové obálky), jež jsou staré řádově miliony roků

14 Molekulový oblak Chemické otisky prstů chemické složení zárodečného molekulového oblaku se odrazilo také ve složení: Slunce (respektive jeho vnějších vrstev) planet nediferenciovaných meteoritů (např. chondritů) pomineme-li těkavé prvky (zejména H a He), mají výše uvedená tělesa i zárodečná pramlhovina velmi podobné chemické složení -> důkaz společného původu Graf: Relativní zastoupení chemických prvků v uhlíkatých chondritických meteoritech typu C1 a ve sluneční fotosféře (resp. zárodečném molekulovém oblaku) normalizované na 10 6 atomů křemíku. Z grafu je zřejmé, že netěkavé prvky jsou v meteoritech zastoupeny stejně, jako ve sluneční fotosféře. Oproti Slunci jsou meteority ochuzeny o těkavé prvky (H, He, N, C, O) a inertní vzácné plyny (Ne, Ar, Xe, Kr), zatímco Slunce je oproti meteoritům ochuzeno o lithium.

15 Kde se zrodilo Slunce? Mateřská (otevřená) hvězdokupa Slunce vzniklo uvnitř otevřené hvězdokupy, která byla součástí molekulového oblaku, tento oblak se však nacházel na jiném místě Galaxie než současné Slunce sama Galaxie prošla řadou proměn (například pohltila okolní trpasličí galaxie), místo zrodu Slunce lze tudíž určit velmi obtížně ve 20. stol. převládala myšlenka, že Slunce vzniklo v mírném prostředí s nízkou hustotou hvězd a malým počtem masivních hvězd či supernov (tak vypadá např. Molekulový oblak v Býku) problém s izotopy 26 Al, 10 Be a 60 Fe v meteoritech, odkud se vzaly, když ne ze supernov? alternativní vysvětlení existuje pouze pro 26 Al a 10 Be: vznikly tříštivými jadernými reakcemi v důsledku působení kosmického záření a energetického záření mladého Slunce zůstává izotop 60 Fe, který zkrátka naznačuje, že se v okolí Slunce mohly vyskytovat i blízké supernovy mohl ale rodící se planetární systém přežít jejich zhoubný vliv? Temný filament vzdálený 450 a dlouhý 10 sv. roků tvoří část Molekulového oblaku v Býku a obsahuje protohvězdy a mladé hvězdy. Ve výřezu je zobrazeno záření filamentu na milimetrových vlnových délkách.

16 Kde se zrodilo Slunce? řešením je rychlý únik Slunce z hvězdokupy, resp. její rychlý rozpad v řádu milionů roků mladý planetární systém se tak vyhne rušivým vlivům v budoucnu (supernovy a okolní hvězdy) místo zrodu se podobalo spíše Velké mlhovině v Orionu velká hustota hvězd i přítomnost supernov z tvaru oběžných drah těles ve Sluneční soustavě lze usuzovat na podobu zárodečné hvězdokupy i počet jejich hvězdných členů zatímco planety obíhají po téměř kruhových drahách, dráhy těles vně Kuiperova pásu (50 AU a dále od Slunce) jsou značně excentrické a mají výrazný sklon Jak nejspíš vypadala sluneční hvězdokupa? rozbor drah transneptunických těles naznačuje, že v blízkém okolí mladého Slunce existovaly další hvězdy, jež svým gravitačním vlivem dokázaly narušit dráhy menších těles, ne však planet sluneční hvězdokupa měla hmotnost asi M S, obsahovala hvězd a její průměr činil 6-20 světelných roků (průměrná vzdálenost mezi hvězdami tudíž činila 400 AU) hvězdokupa také obsahovala nejméně jednu obří hvězdu s hmotností 25 M S, která vybuchla jako supernova

17 Kde se zrodilo Slunce? Hledání sluneční hvězdokupy uvnitř Galaxie je potřeba dohledat hvězdy s podobnou oběžnou dráhou jako má Slunce, následnou extrapolací jejich orbit do minulosti lze určit místo zrodu Slunce i mateřskou hvězdokupu odhad: do vzdálenosti 320 světelných roků od Slunce se nachází asi členů sluneční hvězdokupy od okamžiku vzniku oběhlo Slunce centrum Galaxie 27krát, stopování jeho dráhy (i drah dalších členů hvězdokupy) je velmi náročné na přesnost a prakticky jej umožnila až sonda Gaia (ESA) vypuštěná do vesmíru v roce 2013 pomoci může také hledání hvězd s podobným chemickým složením jako má Slunce (spektrální typ G) Otevřená hvězdokupa M 67, vhodný kandidát? Možná otevřená hvězdokupa M 67 nachází se v souhvězdí Raka, světelných roků daleko a během cca. 4 miliard roků existence se hmotnost její hvězdné populace snížila o 80 %, dnes má tudíž pouze 1400 členů přežila tak dlouho, neboť obíhá centrum Galaxie po dráze s vysokým sklonem vůči rovině Galaxie chemické složení hvězdokupy a Slunce je velmi podobné, hvězdy slunečního typu z této hvězdokupy se Slunci podobají více, než hvězdy slunečního typu z jeho současného okolí

18 Kolaps molekulového oblaku běžná molekulová oblaka jsou stabilní útvary gravitační smršťování oblaku je zpravidla překonáno tlakem plynu, vlivem magnetických polí i turbulencí a rotací částic uvnitř oblaku oblaka mají tendenci se rozpínat gravitační smršťování oblaku nastane tehdy, pokud je splněno Jeansovo kritérium a hmotnost oblaku přesáhne tzv. kritickou Jeansovu hmotnost M J : M J kt G am u 3/ 2 1 k Boltzmanova konstanta, G gravitační konstanta, a průměrná hmotnost molekul v atomových hmotnostních jednotkách m u smršťování je podmíněno vhodnou teplotou a hustotou molekulového oblaku, příliš velká teplota a nízká hustota vedou k expanzi oblaku z molekulových oblak o nízké hustotě a velké hmotnosti vznikly gravitačním smršťováním galaxie méně hmotná molekulová oblaka vytvořila hvězdokupy nebo samostatné hvězdy tvorba hvězd (hvězdokup) probíhala v rozmezí 10 5 až 10 6 roků

19 Kolaps molekulového oblaku Věci se dávají do pohybu co mohlo spustit smršťování molekulového oblaku? např. výbuch blízké supernovy (popř. supernov), ale také srážka s dalším oblakem či průchod oblaku rázovou vlnou ramene Galaxie takový impuls přišel před 4,56 ± 0,01 miliardy roků důkaz: ve velmi starých meteoritech nalezeny izotopy (např. 60 Fe), které vznikly v krátkověkých hvězdách předchozí generace (supernovy) rázová vlna vytvořila uvnitř molekulového oblaku zhuštění s nadkritickou hustotou při kolapsu oblaku dochází k přeměně gravitační potenciální energie na kinetickou energii jako první se začne smršťovat centrální část oblaku, zbytek oblaku ji postupně následuje materiál padá volným pádem do středu oblaku, smršťování se zrychluje (roste hustota v centru) Na počátku Sluneční soustavy byl pravděpodobně impuls vyvolaný explozí supernovy.

20 Kolaps molekulového oblaku Sluneční pramlhovina začal kolabovat menší fragment původního molekulového oblaku o hmotnosti ~ 1 M S a průměru několik parseků molekulový oblak tvořící sluneční pramlhovinu rotoval, při smršťování se uplatnil zákon zachování hybnosti rychlost rotace oblaku se zvětšovala, oblak získával tvar disku a zhušťoval se vzrůstala četnost srážek mezi částicemi uvnitř oblaku, kinetická energie se měnila na teplo většina hmotnosti se soustředila v centrálních partiích oblaku, kde rychle vzrůstala teplota a hustota jakmile hustota oblaku dosáhla kg.m -3, stal se neprůhledným pro vlastní záření, které se rozptylovalo zejména na prachových částicích při rozměrech oblaku pod 5 AU se oblak stává tzv. protohvězdou Nové hvězdy vznikají i v mlhovině Laguna ve Střelci. protohvězdu obklopuje zárodečná plynoprachová obálka ve tvaru disku protoplanetární disk neboli proplyd

21 Protohvězda Protohvězda rychlost formování protohvězdy (praslunce) odpovídá přibližně době, po kterou by volným pádem kolabovalo jádro sluneční pramlhoviny centrální část pramlhoviny o průměru 1 parsek kolabovala na velikost slunečního průměru přibližně roků v protohvězdě zatím neprobíhají termojaderné reakce, část energie z gravitačního smršťování se mění na teplo, část je vyzářena v infračervené a červené oblasti spektra zářivý výkon praslunce byl 10krát větší než ten současný během 10 5 až 10 6 roků dospělo praslunce do fáze hvězdy typu T Tauri teplota v centrálních partiích dosahuje několika tisíc stupňů Celsia hlavním mechanismem přenosu energie je konvekce praslunce stále přijímá plyn z okolí, jeho jádro spěje k hydrostatické rovnováze Hvězda T Tauri (střed snímku) v zárodečné mlhovině.

22 Hvězdy typu T Tauri pojmenovány po nepravidelné eruptivní proměnné hvězdě T Tauri jsou staré cca roků a zatím se v nich nezažehla termojaderná fúze vodíku představují první opticky pozorovatelné období vývoje hvězdy o hmotnosti Slunce, jsou však stále zahaleny do plynoprachových obálek většinou jsou pozorovatelné v tzv. T-asociacích o desítkách až stovkách členů (mladé otevřené hvězdokupy, které se zatím nestačily rozptýlit) typické jsou nepravidelné změny jasnosti až o několik magnitud a velice rychlá rotace, jež generuje silná magnetická pole intenzivní hvězdný vítr (či spíše vichr) odnáší část momentu hybnosti hvězdy i materiál z jejího okolí jsou součástí Herbigových-Harových objektů Mladé hvězdy typu T-Tauri lze nalézt například v mlhovině NGC 2264 v souhvězdí Jednorožce.

23 Herbigovy-Harovy objekty vznikají při interakci hvězdného větru s okolním mezihvězdným prostředím, mají životnost stovky tisíc roků hvězdný vítr zpravidla proudí podél magnetické (respektive rotační) osy hvězdy dvojice výtrysků nad a pod rovinou protoplanetárního disku (proplydu) H-H objekty vznikají na čele rázové vlny, kde je materiál mlhoviny ionizován a zahříván na teplotu přibližně C mají slabé spojité spektrum s výraznými emisními čarami záření mlhovin může být buzeno například hvězdami typu T Tauri prostřednictvím: HH 47 jejich vlastního záření ohřevu způsobeného rázovou vlnou, kterou vytvořila erupce z protohvězdy může být vybuzen celý řetězec H-H objektů jety H-H objekty v mlhovině NGC 3372 (mlhovina Eta Carinae). Bílé šipky označují čela rázových vln na konci výtrysků jetů.

24 Slunce jako hvězda Vstup Slunce na hlavní posloupnost v následujících 10 milionech roků klesal zářivý výkon praslunce a rostla jeho vnitřní teplota po milionech roků došlo k zážehu prvních termonukleárních reakcí v jádře -> krátké období spalování 12 C a zapálení deuteria 2 H v okamžiku, kdy teplota v jádře dosáhla 12 milionů stupňů Celsia, zažehlo se spalování vodíku 1 H (cca. 50 milionů roků od kolapsu pramlhoviny) a Slunce vstoupilo na hlavní posloupnost přibližně za 100 milionů roků od kolapsu pramlhoviny dospěla mladá hvězda do hydrostatické rovnováhy a stabilizovala se klesá rychlost rotace Slunce i jeho aktivita v tomto období již kolem Slunce existuje planetární systém! pozn.: Slunce se řadí mezi hvězdy spektrální třídy G (tento typ tvoří asi 9 % hvězd ve vesmíru)

25 Protoplanetární disk (proplyd) 98 % hmotnosti sluneční pramlhoviny bylo soustředěno v centrální hvězdě ze zbývajícího materiálu se vytvořil disk, který se vlivem rotace (odstředivé síly) zploštil vzniknul protoplanetární disk o průměru přibližně 200 AU Protoplanetární disky typický průměr několik stovek AU hmotnost 10-3 až 10-1 M S, nejteplejší centrální oblasti mají teplotu kolem 700 C (1000 K) jedny z prvních byly pozorovány ve Velké mlhovině v Orionu (průměr až AU) protoplanetárním diskem je obklopena například Vega, Fomalhaut nebo b Pictoris disky existují 1-10 mil. roků, výjimečně i 30 mil. roků a mohou je doprovázet výtrysky (jety) Infračervený přebytek protoplanetární disky byly detekovány v infračervené oblasti spektra pomocí tzv. infračerveného přebytku záření hvězdy není zářením dokonale černého tělesa, ale vykazuje přebytky v IČ oblasti materiál v protoplanetárním disku totiž pohlcuje záření hvězdy, které pak vyzáří v IČ oboru

26 První snímky proplydů z Velké mlhoviny v Orionu čtveřice proplydů ve Velké mlhovině v Orionu, průměr fotografie je cca. 0,14 světelného roku snímek byl pořízen 29. prosince 1993 prostřednictvím HST

27

28

29 Protoplanetární disk u hvězdy b Pictoris První protoplanetární disk v roce 1984 byl poprvé v historii vyfotografován protoplanetární disk stalo se tak u 12 milionů let staré hvězdy b Pictoris ze souhvězdí Malíře na disk upozornila družice IRAS, jež mapovala vesmír v IČ oboru spektra (odhalila také protoplanetární disk u Vegy ze souhvězdí Lyry) na snímku z roku 2003 je zachycen protoplanetární disk obklopující hvězdu b Pictoris Pohled na protoplanetární disk zboku snímek v infračervené oblasti spektra byl pořízen dalekohledem se zrcadlem o průměru 3,6 m na Evropské jižní observatoři detail středové části snímku zachytil za použití adaptivní optiky dalekohled VLT (Very Large Telescope) se zrcadlem o průměru 8,2 m na vlnové délce 3,6 mikronu v podobě jasného flíčku, mimo střed snímku, je patrná i obří planeta, jež je asi 8krát hmotnější než Jupiter a obíhá ve vzdálenosti 8 AU od Slunce (přibližně vzdálenost Saturnu od Slunce)

30 Protoplanetární disk u hvězdy HD A Budoucí planetární systém 370 světelných let vzdálená hvězda v souhvězdí Vah infračervený snímek pořídil Very Large Telescope (VLT) Evropské jižní observatoře (ESO) v kombinaci se zařízením SPHERE (Spectro- Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch instrument) průměr snímku odpovídá vzdálenosti asi 200 AU disk má komplikovanou vnitřní strukturu skládající se z dílčích soustředných prstenců s jasně ohraničenými okraji patrné je i asymetrické nahromadění materiálu v určitých částech disku (bílá místa), které může souviset s přítomnosti vznikajících planet nechybí ani náznaky spirálních ramen

31

32

33

34

35 Použitá literatura Mikulášek, Z. (2000): Úvod do fyziky hvězd. Přírodovědecká fakulta Masarykovy univerzity v Brně. Imke, P. a Lissauer, J., J. (2007): Planetary Sciences. Cambridge University Press. Taylor, S., R. (2001): Solar system evolution. Cambridge University Press. Tsiganis, K., Gomes, R., Morbidelli, A., Levison, H. F. (May 2005): Origin of the Orbital Architecture of the Giant Planets of the Solar system. Nature 435: Shaw, A., M. (2007): Astrochemistry. John Wiley & Sons, Ltd. Lin, D., N., C. (May 2008): The Genesis of Planets. Scientific American 298 (5): Kretke, A. a Lin, D., N., C. (July 2007): Grain retention and formation of planetesimals near the snow line in MRI-driven turbulent protoplanetarydisks. The Astrophysical Journal 664 (20). Brož, M., (2004): Astronomický kurz. Povětroň 4. Pokorný, Z. (2005): Planety. Aventinum. Kulhánek, P. a Rozehnal, J. (2007): Hvězdy, planety, magnety. Mladá fronta, a. s. Beatty, K., J. (January 2011): A New, Improved Solar System. Sky & Telescope. Rozehnal, J. (Leden 2011): Útěk ledových obrů 1. Astropis. Rozehnal, J. (Březen 2011): Útěk ledových obrů 2. Astropis. Zimmerman, R. (March 2012): Finding the Sun s Lost Nursery. Sky & Telescope. Izidoro, A., Haghighipour, N., Winter, O., C. a Tsuchida, M. (January 2014): Terrestrial Planet Formation in a Protoplanetary Disk With a Local Mass Depletion: A Successful Scenario for the Formation of Mars The Astrophisical Journal 782:31.

36 Použitá literatura Bellini, G., Ianni, A., Ludhova, L., Mantovani, F. a McDonough, W., F. (June 2014): Geo-neutrinos. Progress in Particle and Nuclear Physics 73: Perrot, C., et al. (April 2016): Discovery of concentric broken rings at sub-arcsec separations in the HD A gas-rich, debris disk with VLT/SPHERE. Astronomy & Astrophysics manuscript no. hd141569_sphere_vf2.