Формування та еволюція Сонячної системи: від протопланетного диска до сучасності
- Ігор Сальниченко
- 12 квіт.
- Читати 14 хв
Оновлено: 13 квіт.
Вступ. Близько 4,6 мільярда років тому на місці сучасної Сонячної системи існувала лише гігантська холодна хмара газу і пилу. Під дією гравітації ця міжзоряна хмара (так звана молекулярна хмара) почала стискатися – ймовірно, поштовхом для колапсу стала ударна хвиля від вибуху наднової неподалік. У центрі ущільненої хмари зародилася протозірка – майбутнє Сонце, оточене плоским обертовим диском з газу та пилу. З часом тиск і температура в ядрі протозірки зросли настільки, що запустилися реакції термоядерного синтезу гелію з водню – Сонце спалахнуло, перетворившись на повноцінну зірку (згідно з формулою Айнштайна E=mc² частина маси перетворюється на енергію). Новонароджене світило поглинуло понад 99% матерії системи і створило потужний сонячний вітер, який розсіяв залишки газу в околицях. Але навколо молодого Сонця вже існував протопланетний диск – колиска, з якої згодом сформувалися планети, їхні супутники, астероїди та комети [1].
Історія наукових уявлень про формування Сонячної системи
Людство здавна намагалося пояснити походження небесних тіл. У давнину існували міфологічні та філософські концепції, проте наукові гіпотези стали можливими лише після відкриття законів руху і тяжіння Ісаака Ньютона (1687). Одним із перших науковців, хто висунув ідею про утворення планет із туманності, був шведський мислитель Емануїл Сведенборг (1688–1772) у 1734 році [2]. Цю ідею розвинув німецький філософ Іммануїл Кант (1724–1804), який у 1755 році в праці «Загальна природна історія і теорія небес» припустив, що Сонячна система утворилася зі спочатку розсіяної газопилової хмари під дією гравітації. Пізніше, незалежно від Канта, французький математик П’єр-Симон Лаплас (1749–1827) у 1796 році сформулював схожу небулярну гіпотезу: обертаючись, первинна туманність стискається, основна маса формує центральне Сонце, а з решти матеріалу утворюється плоский диск, що дає початок планетам. Ідеї Канта і Лапласа заклали основу сучасних уявлень про виникнення планетних систем [3].
Втім, у XIX – на початку XX століття небулярна гіпотеза стикнулася з проблемою кутового моменту: Сонце містить понад 99% маси системи, але лише ~1% її моменту імпульсу, що здавалося нелогічним для сценарію єдиного колапсу. Через це деякі вчені пропонували альтернативи. Зокрема, англійський фізик Джеймс Джинс (1877–1946) у 1917 році висунув приливну гіпотезу – начебто планети утворилися з матерії, вирваної з Сонця тяжінням іншої зірки, що пролітала повз. Однак такі катастрофічні моделі пізніше відкинули як малоймовірні [3]. У 1940-х роках радянський астроном Отто Шмідт (1891–1956) запропонував гіпотезу акреції, а згодом його співвітчизник Віктор Сафронов (1917–1999) розробив детальну математичну модель формування планет із диска – так звану планетезимальну гіпотезу. Сафронов описав послідовність стадій від злипання пилинок до утворення планетезималей і далі планет у книзі «Еволюція протопланетної хмари і утворення Землі і планет» (1969), заклавши основу сучасної космогонії [4]. Таким чином, до кінця XX сторіччя модель протопланетного диска утвердилася як основна: планети народжуються в акреційному диску навколо молодої зірки. Цю теорію яскраво підтверджують сучасні спостереження за іншими зорями – наприклад, радіотелескоп ALMA у 2014 році отримав зображення диска навколо молодої зорі HL Tau з кільцевими проміжками, що вказують на формування планет
Колапс туманності та народження Сонця
Початковим етапом формування Сонячної системи став гравітаційний колапс ділянки молекулярної хмари. Ця хмара складалася переважно з водню та гелію з домішками важчих елементів (утворених у наднових попередніх поколінь зір). Під дією власної ваги матерія ущільнювалася і розігрівалася. У центрі виникла протозірка, що продовжувала набирати масу з навколишніх областей. Консервація моменту імпульсу змушувала протозоряну хмару обертатися все швидше в міру стискання. Близько 50 мільйонів років потому температура в ядрі протосонця перевищила ~10 мільйонів °C, запустивши термоядерні реакції. Світність молодого Сонця різко зросла – почалася стадія Т-Тау (активне молоде Сонце). Сонячний вітер на цій стадії був надзвичайно інтенсивним і «вичистив» протопланетний диск від залишкового дрібного газу, особливо у внутрішній частині системи [5]. Тим часом навколо протосонця вже сформувалася структура, з якої народяться планети.
Протопланетний диск – це обертовий диск газу та пилових частинок, що оточував молоде Сонце. Спочатку він був товстим і гарячим поблизу зірки та холоднішим на окраїнах. Унаслідок зіткнень і тертя частинки в диску поступово осіли в площину екватора, утворивши тонкий диск матеріалу. Всередині цього диска почалися процеси акреції – злипання частинок між собою. Пилові зерна зіштовхувалися при орбітальному русі та з’єднувались за рахунок електростатичних сил, утворюючи все більші грудочки. Зі зростанням маси грудок їхня власна гравітація посилювалася, притягуючи нові фрагменти. Так поступово виникли тверді тіла розміром у кілометри – планетезималі. Ці початкові зачатки планет нагадували сучасні астероїди. Надалі планетезималі притягували й поглинали одна одну, об’єднуючись у дедалі більші протопланети. Розрахунки показують, що перші зародки планет могли сформуватися за кілька сотень тисяч років, а протягом десятків мільйонів років – і повноцінні планети [5].
На ранній акреційній стадії розподіл температур у диску визначив поділ майбутніх планет на внутрішні й зовнішні. У центральній зоні, поблизу новонародженого Сонця, температура була надто високою, щоб існував лід чи легкі леткі сполуки. Тут конденсувалися лише метали та силікати – тому з них утворилися невеликі кам’янисті планети земної групи (Меркурій, Венера, Земля, Марс) [1]. Ці планети відносно малі за розміром і масою, мають тверду кору і мантію, багаті важкими елементами (залізо, кремній тощо). Натомість за так званою «сніговою лінією» – приблизно за орбітою сучасного Марсу – було досить холодно, щоб водяний лід та інші замерзлі гази (метан, аміак) могли існувати. У цій зовнішній області диска накопичилося значно більше матеріалу, адже до скелястих пилових зерен додалися крижані частки. Тому зародки планет за межами снігової лінії зросли набагато більшими. Коли маса протопланета перевищувала ~10 земних, він починав інтенсивно притягувати навколишній водень і гелій із протопланетної туманності. Так Юпітер – найперший і наймасивніший із планет – швидко набув товсту атмосферу з водню та гелію, ставши газовим гігантом. Услід за ним сформувався Сатурн – дещо менший газовий гігант.
Далі від Сонця народжувалися протопланети, які стали крижаними гігантами: Уран і Нептун. Вони теж захопили водень і гелій, але встигли менше через швидке розсіяння газу Сонцем; у їхньому складі більше води, метану, аміаку та інших льодів. За оцінками, формування Юпітера тривало лише кілька мільйонів років, тоді як Земля досягла сучасної маси за ~50–100 млн років. До моменту, коли протосонце перетворилося на зрілу зірку, Сонячна система вже мала сонцеподібну зірку в центрі та сімейство щойно сформованих планет на орбітах.
Наприкінці етапу утворення планет залишилося багато незадіяної речовини. Значна частина твердих уламків збереглася у вигляді поясів малих тіл. Між орбітами Марса і Юпітера міститься пояс астероїдів – скупчення дрібних планетезималей, що так і не злилися в повноцінну планету, головно через гравітаційний вплив Юпітера [1]. Найбільший об’єкт цього поясу – карликова планета Церера діаметром ~940 км; окрім неї, там обертаються сотні тисяч менших астероїдів. За орбітою Нептуна знаходиться інший резервуар – пояс Койпера, населений крижаними тілами (Pluto, Haumea, Makemake та інші трансуранові об’єкти). Про нього мова піде далі. Отже, приблизно 4,5 млрд років тому Сонячна система складалася з 8 протопланет (4 кам’янистих і 4 газо-крижаних гігантів) та безлічі малих уламків, що залишилися після будівництва планет. Але їхні орбіти тоді ще відрізнялися від сучасних – попереду була динамічна перебудова системи.
Міграція планет і пізнє важке бомбардування
Сучасна архітектура Сонячної системи склалася не відразу – після формування планет відбувалися значні міграції орбіт. Згідно з моделями, планети-гіганти могли спочатку знаходитися на інших відстанях від Сонця, а взаємні гравітаційні впливи спричинили їхнє переміщення. Приблизно через 500–700 млн років після утворення Сонячної системи сталася подія, відома як пізнє важке бомбардування. Вважається, що орбіти Юпітера, Сатурна, Урана і Нептуна увійшли в резонанс, що дестабілізувало пояс планетезималей: велика кількість астероїдів і комет була розсіяна по всій системі [6]. Частина цього «космічного щебеню» полетіла до зовнішніх околиць, а частина впала на внутрішні планети і їхні супутники, спричинивши шквал ударів. Саме тоді на Місяці утворилися величезні басейни – моря, заповнені згодом лавою. Поверхні Місяця, Меркурія, Марса мають безліч кратерів – свідків тієї епохи. На Землі через тектоніку плит і ерозію мало прямих слідів бомбардування, але є непрямі: датування місячних зразків, доставлених Apollo, показало, що багато з них плавилися ударом ~3,9 млрд років тому [6]. У цей період могли заноситися на Землю вода та органічні сполуки з комет і метеоритів, що важливо для зародження життя.
Після завершення пізнього бомбардування планетна система стабілізувалася в основному вигляді. Юпітер своєю гігантською масою (майже 318 разів більше земної) суттєво вплинув на структуру системи: він «розчистив» простір навколо себе, гравітаційно розсіяв багато дрібних тіл. Можливо, Юпітер міг мігрувати на невелику відстань ближче до Сонця, а потім назад назовні («великій маневр» – одна з сучасних теорій), впливаючи на масив внутрішньої протопланетної області. Так чи інакше, після 4 млрд років тому орбіти планет вже набули близьких до сучасних параметрів. Відтоді Сонячна система існує відносно спокійно, без катастрофічних перегрупувань, хоча взаємні резонанси й повільні збурення продовжують викликати хаотичні коливання орбіт з великою періодичністю. Наприклад, орбіти астероїдів та комет все ще можуть змінюватися – інколи вони падають на планети (відомим прикладом є комета Шумейкер-Леві 9, що впала на Юпітер у 1994 році). Вважається, що наявність Юпітера частково захищає внутрішні планети від надмірного бомбардування, перехоплюючи багато комет, хоча він же може й направляти деякі з них усередину системи.
Внаслідок міграції планет значна частина малих тіл була викинута далеко за межі основної планетної зони. Саме тоді сформувалися віддалені резервуари кометного матеріалу – пояс Койпера та хмара Оорта. Пояс Койпера – це кільцеподібна область за орбітою Нептуна (від ~30 до 50 а.о. від Сонця), населена тисячами крижаних об’єктів. Існування цього поясу ще в 1951 році передбачив голландсько-американський астроном Герард Койпер (1905–1973), на честь якого й названо пояс. До поясу Койпера належать карликові планети Плутон, Еріда, Макемаке, Хаумеа та безліч менших тіл. Більшість короткоперіодичних комет (з періодом менш ніж 200 років) народжуються саме в поясі Койпера – час від часу їх орбіти збурюються (наприклад, під впливом гравітації Нептуна) і вони прямують до внутрішньої частини Сонячної системи як комети [7].
Ще масштабнішим є сховище комет на окраїні системи, відоме як хмара Оорта. Цю гігантську сферичну хмару на відстанях до ~1–2 світлових років від Сонця (100 000 а.о.) вперше описав у 1950 році нідерландський астроном Ян Оорт (1900–1992). Хмара Оорта містить мільярди крижаних об’єктів – «заморожених» кометних ядер. Вважається, що вона утворилася з тих планетезималей зовнішньої області, які були викинуті гравітацією планет-гігантів на дуже далекі орбіти. Звідти походять так звані довгоперіодичні комети (наприклад, комета Хейла–Боппа), що прилітають до Сонця раз на десятки тисяч років і більше. Хмара Оорта – це умовна межа Сонячної системи, де ще відчутна гравітація Сонця. Далі починається міжзоряний простір Галактики [8].
Формування супутників і вторинних систем
Паралельно з формуванням планет відбувалося й утворення їхніх супутників. Механізми тут різняться залежно від маси планети. У планет-гігантів (Юпітер, Сатурн, Уран, Нептун) під час акреції виникали власні міні-диски з газу і пилу – протосупутникові диски. За аналогією з протопланетним диском навколо Сонця, в цих дисках формувалися супутники-планетезималі, які зростали з часом. Так народилися великі регулярні супутники: наприклад, галілеєві місяці Юпітера – Іо, Європа, Ганімед, Каллісто – або найбільший місяць Сатурна Титан. Ці супутники обертаються в екваторіальній площині своїх планет і в тому ж напрямку, що й планета, що вказує на їхнє походження з диска. Деякі середні й малі супутники гігантів могли бути гравітаційно захопленимипланетезималями. Яскравий приклад – Тритон, найбільший супутник Нептуна, що рухається ретроградно: імовірно, Тритон колись був об’єктом поясу Койпера, захопленим Нептуном. Аналогічно, марсіанські місяці Фобос і Деймос дуже схожі на астероїди і, вірогідно, були притягнуті Марсом.
Особливий шлях формування має Місяць – супутник Землі. Згідно з найбільш переконливою гіпотезою, Місяць утворився внаслідок гігантського зіткнення: на ранній Землі (коли вона лише-но набрала ~90% сучасної маси) стався космічний удар з об’єктом розміром з Марс, умовно званим Тейя. В результаті цього катаклізму частина мантійної речовини Землі і Тейї вибухово викинулася на навколоземну орбіту і утворила тимчасове кільце уламків. З часом ці уламки злилися в єдине тіло – так народився Місяць приблизно 4,5 млрд років тому. Ця гіпотеза гігантського зіткнення добре пояснює великий розмір Місяця відносно Землі та його склад (близький до земної мантії). Інші супутники земної групи відсутні (у Меркурія й Венери їх нема) або є крихітними (як у Марса), тож Місяць – винятково великий супутник для планети земного типу, його існування суттєво вплинуло на еволюцію Землі (припливи, стабілізація осі обертання тощо), що опосередковано сприяло розвитку життя.
Астероїди та комети – це залишки будівельного матеріалу планет, своєрідні «викопні» реліквії ранньої Сонячної системи. Астероїди головного поясу складаються переважно з скельних порід і металів – вони представляють фрагменти внутрішньої частини протопланетного диска. Натомість комети, що приходять з поясу Койпера та хмари Оорта, багаті на лід і леткі сполуки – це зразки речовини зовнішніх холодних областей. Вивчення малих тіл дає цінну інформацію про хімічний склад протосонячної туманності та умови формування планет. Наприклад, аналіз ізотопів у метеоритах (фрагментах астероїдів) показав, що деякі з них містять воду і органічні молекули – ймовірно, саме через бомбардування такими метеоритами в ранньому Hadean eon вода потрапила на Землю. Космічні місії підтверджують давність та примітивність цих об’єктів: апарат NASA Stardust у 2006 році доставив на Землю частинки комети, в яких виявлено органічні речовини; європейський зонд «Розетта» (2004–2016) детально дослідив ядро комети Чурюмова–Герасименка і знайшов у ньому складні органічні сполуки; японські зонди Hayabusa-1,2 та американський OSIRIS-REx повернули зразки астероїдів (Ітокава, Рюгу, Бенну), що містять водоносні мінерали і органіку, підтвердивши: будівельні блоки життя були присутні вже в протопланетному диску. Особливо цікаві результати принесла місія New Horizons, що у 2015 р. пролетіла повз Плутон, а в 2019 р. відвідала об’єкт поясу Койпера Аррокот (486958 Arrokoth). Зображення Аррокота показало, що це контактна дволоба планетезималь – два окремі тіла повільно зіткнулися і злилися в одне ціле [9]. Така будова свідчить про «м’який» характер акреції в зовнішній Сонячній системі: планетезималі утворювалися шляхом гравітаційного притягання і легких зіткнень, а не при катастрофічних ударах. Аррокот став своєрідною капсулою часу, що збереглася з епохи народження планет.
Сонячна система сьогодні: структура та еволюція
Сьогодні Сонячна система виглядає як гармонійно впорядкована архітектура: центральне Сонце містить ~99,8% маси всієї системи, а навколо нього майже в одній площині по майже кругових орбітах рухаються вісім планет. Відстані між планетами настільки великі, що після Нептуна (30 а.о.) йде величезна порожнеча до самого краю хмари Оорта. Окрім планет, в системі офіційно виділено п’ять карликових планет (Церера в поясі астероїдів; Плутон, Хаумеа, Макемаке, Еріда в поясі Койпера). Численні супутники планет різноманітні за розмірами – від найбільших (Ганімед перевищує діаметр Меркурія) до кілометрових кам’яних брил. Астероїди зосереджені головно в поясі між Марсом і Юпітером, а також серед троянців Юпітера та інших резонансних орбіт. Комети час від часу візитують внутрішню систему з зовнішніх сховищ, виблискуючи хвостами.
Динамічно Сонячна система є доволі стабільною протягом останніх ~4 млрд років. Орбіти планет перебувають у стані гравітаційного балансу: хоча вони й збурюють одна одну, проте великі коливання взаємно компенсуються. Комп’ютерні моделі показують, що система хаотична в довгостроковому сенсі – положення планет через мільярди років непередбачувані з абсолютною точністю. Утім, ймовірність суттєвого порушення порядку мала. Наприклад, існує дуже невеликий шанс (~1%) того, що через мільярди років Меркурій може зіткнутися з Венерою або вилетіти з системи внаслідок резонансів. Але при теперішніх умовах у найближчі сотні мільйонів років планети зберігатимуть стабільні орбіти.
Сонячна система також продовжує повільно змінюватися. Сонце поступово збільшує свою світність (~10% за кожні 1 млрд років), що зрештою зробить Землю непридатною для життя через перегрів атмосфери. За ~5 млрд років Сонце вичерпає водневе паливо в ядрі і перейде до стадії червоної гіганти – його розміри розбухнуть, можливо, аж до орбіти Землі. Внутрішні планети будуть поглинені або спустошені. Зовнішні планети відчують потужний тиск випромінювання: можливе танення криги на супутниках Юпітера чи Сатурна, навіть формування тимчасових атмосфер. Після фази гіганта Сонце скине оболонку, перетворившись на білого карлика, а його планетна система (якщо дещо від неї залишиться) розлетиться значно далі. Але це – далеке майбутнє. Нині ж Сонячна система — тихий острівець порядку серед зоряного хаосу, де на одній із планет виникло і розквітло життя.
Дослідницькі місії: розкриття таємниць еволюції Сонячної системи
Наші знання про історію Сонячної системи ґрунтуються не лише на теоріях та астрономічних спостереженнях, а й на даних численних космічних місій. Починаючи з другої половини XX століття, автоматичні міжпланетні станції досліджують планети, астероїди та комети, допомагаючи перевірити й уточнити моделі формування.
Особливо важливими стали програми з вивчення далеких світів – Voyager та Pioneer. Космічні апарати Voyager 1і Voyager 2, запущені у 1977 році, здійснили історичний «Великий тур» по планетах-гігантах. Voyager 2 пролетів повз Юпітер і Сатурн, а у 1986 році став першим і поки єдиним апаратом, що досягнув Урана, а згодом і Нептуна(1989).
Таким чином, «Вояджери» окреслили фізичні межі нашої системи і підтвердили існування оболонки з заряджених частинок навколо не ї[10].
Не менш визначними були орбітальні місії до планет-гігантів. У 1995 році NASA відправило станцію Galileo до Юпітера, яка детально дослідила його супутники та атмосферу (в тому числі спустила зонд у юпітерову атмосферу). Згодом, у 2011 році, стартувала місія Juno до Юпітера, що триває і нині. Апарат Juno досліджує гравітаційне та магнітне поле Юпітера, розкриваючи внутрішню будову планети. Одне з ключових відкриттів – ядро Юпітера виявилося «розпливчастим», тобто не чітко відмежованим твердим, а змішаним з шаром металевого водню. Моделювання показує, що таке «розмите» ядро могло утворитися, якщо на ранньому етапі в Юпітер врізався великий протопланет (близько 10 земних мас), роздробивши первинне ядро. Це відкриття підтверджує припущення, що формування планет-гігантів було бурхливим і супроводжувалося гігантськими зіткненнями. Juno також вимірює вміст водяної пари в атмосфері Юпітера – за цим показником вчені судять, де саме в протопланетному диску утворилася ця планета [11].
Величезний внесок у розуміння еволюції планет внесла місія Cassini–Huygens (NASA/ESA) до Сатурна. Cassini працював на орбіті Сатурна з 2004 по 2017 рік, передавши колосальний обсяг інформації про систему планети. Вперше були докладно вивчені кільця Сатурна – їхній тонкий шаруватий устрій, склад і динаміка. В останні роки місії, коли Cassini здійснював сміливі прольоти між внутрішнім краєм кілець і самим Сатурном, вдалося точно виміряти масу кілець. Виявилося, що кільця Сатурна напрочуд молоді – ймовірно, їм лише 10–100 млн років. Це означає, що в часи динозаврів на Землі Сатурн ще міг не мати своїх пишних кілець! Очевидно, кільця утворилися вже після основного етапу планетарного формування – можливо, внаслідок розпаду комети чи супутника, захопленого й розірваного припливними силами Сатурна. Це відкриття показує, що процеси формування та руйнування малих тіл тривають і в «зрілій» Сонячній системі. Крім того, Cassini виявив геологічну активність на супутниках Сатурна: гейзери водяного льоду на Енцеладі (що вказує на підповерхневий океан) та метанові озера на Титані (аналог умов, що могли бути на молодій Землі). Ці дані цінні для розуміння хімічних середовищ, які існували на ранніх етапах еволюції планет і могли бути сприятливими для життя [12].
У дослідженні малих тіл відзначилися кілька спеціалізованих місій. Космічний апарат NEAR Shoemaker у 2001 році здійснив першу посадку на астероїд Ерос, підтвердивши його пористу, нерівномірну структуру. Серія місій Hayabusa (Японія) та OSIRIS-REx (США) доставила зразки грунту з астероїдів, що дозволило в лабораторіях датувати їх і аналізувати склад із небаченою точністю. Зонд Rosetta (ESA) у 2014–2016 роках вперше в історії вийшов на орбіту навколо ядра комети та навіть спустив посадковий модуль Philae на поверхню комети Чурюмова–Герасименка. Rosetta підтвердила, що ядра комет – це дуже пухкі брили пилу і льоду, які утворилися при слабкому гравітаційному злипанні. Хімічний аналіз показав наявність у кометах складних органічних молекул, амінокислот – будівельних блоків життя. Це підкріплює гіпотезу, що хоча життя зародилося на Землі, «цеглинки» для нього могли прибути з космосу.
На рубежі 20–21 століть триває справжній ренесанс у вивченні екзопланетних систем. Телескопи Kepler, TESS та інші відкрили тисячі планет біля далеких зір. Ми бачимо, що формування планет – звичайне явище у Всесвіті. Зустрічаються дуже різні конфігурації: від систем з «гарячими юпітерами» (велетенськими планетами біля самих зір) до багатопланетних систем компактних суперземель. Це змушує перевіряти наші теорії на стійкість і універсальність. Сонячна система з її чітким поділом на внутрішні малі планети і зовнішні гіганти та відносно стабільними орбітами виглядає досить впорядковано. Можливо, нам пощастило: не всі системи переживають так спокійно ранні міграції. Однак саме ця стабільність дозволила виникнути життю на третій планеті від Сонця і еволюціонувати до стадії, коли розумні істоти можуть пізнавати свою космічну історію.
Сьогодні, завдяки зусиллям багатьох поколінь науковців і інженерів, ми склали захопливу мозаїку історії Сонячної системи – від колапсу зоряної туманності до сучасного різноманіття планет і астероїдів. І продовжуємо відкривати нові фрагменти: кожна нова місія, кожне вдосконалене наземне спостереження додають подробиці до цієї грандіозної космічної саги. Сонячна система постає перед нами не статичним утворенням, а динамічною, живою системою, що змінювалася в минулому і продовжує еволюціонувати. Розкриваючи таємниці її формування, ми не лише задовольняємо людську цікавість, а й краще розуміємо, як могла з’явитися Земля і умови для життя на ній – а отже, наближаємося до розуміння свого власного космічного коріння.
Використані джерела:
Solar System: Facts – NASA Science [Електронний ресурс]. – Режим доступу: Solar system - Origin, Planets, Formation | Britannica
Solar system – Origin, Planets, Formation | Britannica [Електронний ресурс]. – Режим доступу: •Solar system - Origin, Planets, Formation | Britannica
History of Solar System formation and evolution hypotheses – Wikipedia [Електронний ресурс]. – Режим доступу: History of Solar System formation and evolution hypotheses - Wikipedia
Safronov – Wikipedia [Електронний ресурс]. – Режим доступу: https://en.wikipedia.org/wiki/Viktor_Safronov
Formation of Our Solar System – American Museum of Natural History [Електронний ресурс]. – Режим доступу: Formation of Our Solar System | AMNH
What is the Late Heavy Bombardment? – NASA Science [Електронний ресурс]. – Режим доступу: What is the Late Heavy Bombardment? - NASA Science
Kuiper Belt: In Depth – NASA Science [Електронний ресурс]. – Режим доступу: Kuiper Belt: In Depth - NASA Science
Oort Cloud: Facts – NASA Science [Електронний ресурс]. – Режим доступу: Oort Cloud: Facts - NASA Science
Arrokoth: Facts – NASA Science [Електронний ресурс]. – Режим доступу: Arrokoth: Facts - NASA Science
35 Years Ago: Voyager 2 Explores Uranus – NASA [Електронний ресурс]. – Режим доступу: 35 Years Ago: Voyager 2 Explores Uranus - NASA
What has the Juno spacecraft taught us about Jupiter? [Електронний ресурс]. – Режим доступу: What has the Juno spacecraft taught us about Jupiter?
NASA’s Cassini Data Show Saturn’s Rings Relatively New – NASA Jet Propulsion Laboratory [Електронний ресурс]. – Режим доступу: NASA's Cassini Data Show Saturn's Rings Relatively New | NASA Jet Propulsion Laboratory (JPL)
Comments