Dujiniai ir ledo milžinai

Αέριοι και παγόγλυφοι γίγαντες

Η ανάπτυξη μαζικών πυρήνων πέρα από τη γραμμή ψύχους, συλλέγοντας παχιά υδρογόνου–ήλιου περιβλήματα

1. Πέρα από τη γραμμή ψύχους

Στους προπλανητικούς δίσκους, σε μια περιοχή πέρα από μια συγκεκριμένη απόσταση από το αστέρι – συχνά ονομαζόμενη γραμμή ψύχους (γραμμή χιονιού) – το νερό και άλλες πτητικές ουσίες μπορούν να παγώσουν σε παγοκρυστάλλους. Αυτό έχει μεγάλη σημασία για το σχηματισμό πλανητών:

  1. Στερεά σωματίδια εμπλουτισμένα με πάγο: Η χαμηλότερη θερμοκρασία επιτρέπει στο νερό, στην αμμωνία, στο μεθάνιο και σε άλλες πτητικές ουσίες να συμπυκνωθούν πάνω σε σωματίδια σκόνης, αυξάνοντας τη συνολική μάζα των στερεών υλικών.
  2. Μεγαλύτεροι πυρήνες στερεών σωματιδίων: Αυτή η αύξηση μάζας βοηθά τα πλανητικά έμβρυα να συσσωρεύουν γρήγορα υλικό και να φτάσουν σε κρίσιμη μάζα ώστε να συλλέξουν αέρια ομίχλης.

Στο εξωτερικό μέρος του δίσκου, οι πλανήτες που σχηματίζονται μπορούν να αποκτήσουν παχιά υδρογόνου–ήλιου περιβλήματα και να γίνουν αέριοι γίγαντες (όπως ο Δίας ή ο Κρόνος) ή παγωμένοι γίγαντες (Ουρανός και Ποσειδώνας). Ενώ στον θερμό εσωτερικό δίσκο οι επίγειοι πλανήτες παραμένουν σχετικά μικρής μάζας και κυρίως πετρώδεις, αυτοί οι εξωτερικοί πλανήτες του δίσκου μπορούν να φτάσουν δεκάδες ή εκατοντάδες φορές τη μάζα της Γης, επηρεάζοντας σημαντικά τη συνολική πλανητική αρχιτεκτονική του συστήματος.

2. Μοντέλο ακρίτωσης πυρήνα

2.1 Κύρια προϋπόθεση

Το ευρέως αποδεκτό μοντέλο ακρίτωσης πυρήνα υποστηρίζει:

  1. Ανάπτυξη στερεού πυρήνα: Ο πλανητικός εμβρυικός (αρχικά προπλανητικό σώμα πλούσιο σε πάγο) προσλαμβάνει τοπικά στερεά σωματίδια μέχρι να φτάσει περίπου τα ~5–10 MΓης.
  2. Πρόσληψη αερίων: Όταν ο πυρήνας γίνει αρκετά μαζικός, προσελκύει βαρυτικά γρήγορα υδρογόνο–ήλιο από τον δίσκο, ξεκινώντας την ανεξέλεγκτη ακρίτωση περιβλήματος.
  3. Ανεξέλεγκτη ανάπτυξη: Έτσι σχηματίζονται οι αέριοι γίγαντες τύπου Δία ή οι ενδιάμεσου μεγέθους «παγωμένοι γίγαντες», αν οι συνθήκες του δίσκου είναι λιγότερο ευνοϊκές για την πρόσληψη περιβλήματος ή ο δίσκος διασκορπιστεί νωρίτερα.

Αυτό το μοντέλο εξηγεί αξιόπιστα την ύπαρξη μαζικών περιβλημάτων H/He γύρω από τους γιγάντιους πλανήτες και τα πιο ταπεινά περιβλήματα στους «παγωμένους γίγαντες», που ίσως σχηματίστηκαν αργότερα, προσέλκυσαν αέρια πιο αργά ή έχασαν μέρος του περιβλήματός τους λόγω αστρικών ή δισκοειδών διεργασιών.

2.2 Διάρκεια ζωής δίσκου και γρήγορος σχηματισμός

Οι αέριοι γίγαντες πρέπει να σχηματιστούν πριν διασκορπιστούν τα αέρια του δίσκου (σε ~3–10 εκατομμύρια χρόνια). Αν ο πυρήνας αναπτύσσεται πολύ αργά, το προπλανητικό σώμα δεν θα προλάβει να προσλάβει αρκετό υδρογόνο–ήλιο. Μελέτες σε νεαρά σμήνη αστέρων δείχνουν ότι οι δίσκοι εξαφανίζονται αρκετά γρήγορα, υποστηρίζοντας ότι ο σχηματισμός γιγάντιων πλανητών πρέπει να συμβεί αρκετά γρήγορα για να εκμεταλλευτεί το βραχύβιο αποθεματικό αερίων [1], [2].

2.3 Συρρίκνωση και ψύξη του περιβλήματος

Μόλις ο πυρήνας ξεπεράσει τη κρίσιμη μάζα, αρχικά ένα ρηχό στρώμα ατμόσφαιρας περνά σε στάδιο ανεξέλεγκτης πρόσληψης αερίων. Καθώς το περίβλημα μεγαλώνει, η βαρυτική ενέργεια ακτινοβολείται, επιτρέποντας στο περίβλημα να συρρικνωθεί και να προσελκύσει ακόμα περισσότερα αέρια. Αυτή η θετική ανάδραση μπορεί να σχηματίσει τελικούς πλανήτες με μάζες ~δεκάδες ή εκατοντάδες φορές τη μάζα της Γης, ανάλογα με την τοπική πυκνότητα του δίσκου, τον χρόνο και παράγοντες όπως η μετανάστευση τύπου II ή ο σχηματισμός κενών στον δίσκο.

3. Γραμμές ψύχους και η σημασία των παγωμένων στερεών σωματιδίων

3.1 Πτητικές ενώσεις και αυξημένη μάζα στερεών σωματιδίων

Στον εξωτερικό δίσκο, όπου η θερμοκρασία πέφτει κάτω από ~170 K (για το νερό, αν και το ακριβές όριο εξαρτάται από τις παραμέτρους του δίσκου), οι υδρατμοί συμπυκνώνονται, αυξάνοντας την επιφανειακή πυκνότητα των στερεών σωματιδίων κατά 2–4 φορές. Επίσης, και άλλοι πάγοι (CO, CO2, NH3) κατακρημνίζονται σε ακόμη χαμηλότερες θερμοκρασίες πιο μακριά από το αστέρι, με αποτέλεσμα η ποσότητα των στερεών υλικών να γίνεται ακόμα μεγαλύτερη. Αυτή η αφθονία πλανητοειδών πλούσιων σε πάγο οδηγεί σε ταχύτερη ανάπτυξη πυρήνων, που αποτελεί την κύρια προϋπόθεση για το σχηματισμό αερίων και παγωμένων γιγάντων [3], [4].

3.2 Γιατί κάποιοι γίνονται αέριοι και άλλοι παγωμένοι γίγαντες;

  • Αέριοι γίγαντες (π.χ. Δίας, Κρόνος): Οι πυρήνες τους σχηματίζονται αρκετά γρήγορα (>10 μάζες Γης) ώστε να προλάβουν να συλλάβουν ένα τεράστιο στρώμα υδρογόνου–ήλιου από τον δίσκο.
  • Παγωμένοι γίγαντες (π.χ. Ουρανός, Ποσειδώνας): Μπορεί να σχηματίστηκαν αργότερα, με πιο αργή ακρεξία ή μεγαλύτερη διασπορά του δίσκου, αποκτώντας έτσι μικρότερο αέριο περίβλημα, ενώ μεγάλο μέρος της μάζας τους αποτελείται από πάγους νερού/αμμωνίας/μεθανίου.

Έτσι, το αν ένας πλανήτης θα γίνει «γιγάντιος Δίας» ή «παγωμένος γίγαντας Νεπτούν» καθορίζεται από την πυκνότητα στερεών σωματιδίων, το ρυθμό αύξησης του πυρήνα και το εξωτερικό περιβάλλον (π.χ. φωτοεξάτμιση από κοντινά μαζικά αστέρια).

4. Αύξηση μαζικών πυρήνων

4.1 Ακρεξία πλανητισμαλίδων

Βάσει του αυστηρού μοντέλου ακρεξίας πυρήνα, οι παγοπλανητικές πλανητισμαλίδες (μεγέθους από km και άνω) σχηματίζονται μέσω συγκρούσεων ή αστάθειας ροής. Όταν ο προπλανήτης φτάσει σε μέγεθος ~1000 km ή μεγαλύτερο, ενισχύει τις βαρυτικές συγκρούσεις με τις υπόλοιπες πλανητισμαλίδες:

  1. Ολιγαρχική ανάπτυξη: Μερικοί μεγάλοι προπλανήτες κυριαρχούν στην περιοχή, «καθαρίζοντας» τις μικρότερες πληθυσμιακές ομάδες σωμάτων.
  2. Μείωση κατακερματισμού: Η χαμηλότερη ταχύτητα συγκρούσεων (λόγω μερικής καταστολής αερίων) ενισχύει την ακρεξία αντί για τη διάσπαση.
  3. Χρονικές κλίμακες: Ο πυρήνας πρέπει να φτάσει ~5–10 MΓης μέσα σε λίγα εκατομμύρια χρόνια για να προλάβει να εκμεταλλευτεί τα αέρια του δίσκου [5], [6].

4.2 Ακρεξία «πετρωμάτων»

Ένας άλλος μηχανισμός είναι η ακρεξία «πετρωμάτων»:

  • Πετρώματα (mm–cm) παρασύρονται στον δίσκο.
  • Ένας αρκετά μαζικός πρωτοπυρήνας μπορεί βαρυτικά να «συλλάβει» αυτά τα πετρώματα, αυξάνοντας γρήγορα το μέγεθός του.
  • Αυτό επιταχύνει τη μετάβαση σε υπερ-Γη ή γίγαντα πυρήνα, κάτι που είναι ιδιαίτερα σημαντικό για την έναρξη της ακρεξίας του περιβλήματος.

Όταν ο πυρήνας φτάσει τη κρίσιμη μάζα, ξεκινά η ανεξέλεγκτη ακρεξία αερίων, που οδηγεί στη δημιουργία αέριου γίγαντα ή παγωμένου γίγαντα, ανάλογα με τη τελική μάζα του περιβλήματος και τις συνθήκες του δίσκου.

5. Ακρεξία περιβλήματος και πλανήτες κυριαρχούμενοι από αέρια

5.1 Ανεξέλεγκτη αύξηση του περιβλήματος

Όταν ο πυρήνας ξεπεράσει τη κρίσιμη μάζα, ο προ-γίγαντας πλανήτης αρχικά έχει μια ασθενή ατμόσφαιρα, η οποία περνά σε ανεξέλεγκτη φάση έλξης αερίων. Καθώς το περίβλημα επεκτείνεται, η βαρυτική ενέργεια ακτινοβολείται, επιτρέποντας περαιτέρω έλξη αερίων του νεφελώματος. Ο βασικός περιοριστικός παράγοντας συχνά είναι η παροχή και ανανέωση αερίων στον δίσκο ή η ικανότητα του πλανήτη να ψύχει και να έλκει το περίβλημά του. Τα μοντέλα δείχνουν ότι αν σχηματιστεί πυρήνας ~10 MΓης, η μάζα του περιβλήματος μπορεί να αυξηθεί σε δεκάδες ή εκατοντάδες μάζες Γης, εφόσον ο δίσκος παραμένει [7], [8].

5.2 Δημιουργία κενού και μετανάστευση τύπου ΙΙ

Ένας αρκετά μαζικός πλανήτης μπορεί να ανοίξει κενό στον δίσκο μέσω παλιρροιακών ροπών που υπερβαίνουν τις τοπικές δυνάμεις πίεσης του δίσκου. Αυτό αλλάζει τη ροή παροχής αερίων και οδηγεί σε μετανάστευση τύπου ΙΙ, όπου η τροχιακή εξέλιξη του πλανήτη εξαρτάται από το ιξώδες του δίσκου. Ορισμένοι γίγαντες μπορεί να μεταναστεύσουν προς τα μέσα (δημιουργώντας «καυτούς Δίες»), εάν ο δίσκος δεν εξαφανιστεί αρκετά γρήγορα, ενώ άλλοι παραμένουν στη ζώνη σχηματισμού τους ή πιο μακριά, εάν οι συνθήκες του δίσκου καταστέλλουν τη μετανάστευση ή αν πολλοί γίγαντες συντονιστούν μέσω συντονισμών.

5.3 Διάφορα τελικά σενάρια για τους αέριους γίγαντες

  • Παρόμοιοι με τον Δία: Πολύ μαζικοί, με μεγάλο φλοιό (~300 μάζες Γης), και πυρήνα ~10–20 μάζες Γης.
  • Παρόμοιοι με τον Κρόνο: Ενδιάμεσο μέγεθος φλοιού (~90 μάζες Γης), αλλά με έντονη κυριαρχία υδρογόνου–ηλίου.
  • Υπο-γιόβιοι: Μικρότερη συνολική μάζα ή ατελής ανεξέλεγκτη ανάπτυξη.
  • Καφέ νάνοι: Όταν φτάνουν περίπου τις 13 μάζες Δία, υπάρχει το όριο μεταξύ γιγάντιων πλανητών και υποαστρικών καφέ νάνων, αν και οι μηχανισμοί σχηματισμού μπορεί να διαφέρουν.

6. Παγωμένοι γίγαντες: Ουρανός και Ποσειδώνας

6.1 Σχηματισμός στον απομακρυσμένο δίσκο

Παγωμένοι γίγαντες, όπως ο Ουρανός και ο Ποσειδώνας, έχουν συνολική μάζα περίπου 10–20 Μάζες Γης, με ~1–3 MΓης στον πυρήνα και μόλις μερικές μάζες Γης σε φλοιό υδρογόνου/ηλίου. Πιστεύεται ότι σχηματίστηκαν σε απόσταση 15–20 AU, όπου η πυκνότητα του δίσκου είναι μικρότερη και ο ρυθμός συσσώρευσης επιβραδύνεται λόγω της μεγαλύτερης απόστασης. Οι αιτίες σχηματισμού τους διαφέρουν από αυτές του Δία/Κρόνου:

  • Όψιμος σχηματισμός: Ο πυρήνας έφτασε σε κρίσιμη μάζα αρκετά αργά, ενώ ο δίσκος ήδη διαταρασσόταν, με αποτέλεσμα να συσσωρευτεί μικρότερη ποσότητα αερίων.
  • Ταχύτερη εξασθένιση δίσκου: Λιγότερος χρόνος ή εξωτερική ακτινοβολία μείωσαν τα αποθέματα αερίων.
  • Πλανητική μετανάστευση: Μπορεί να σχηματίστηκαν πιο κοντά ή πιο μακριά και να εκτοπίστηκαν στις τρέχουσες τροχιές λόγω αλληλεπιδράσεων με άλλους γίγαντες.

6.2 Σύνθεση και εσωτερική δομή

Οι παγωμένοι γίγαντες περιέχουν άφθονο νερό/αμμωνία/μεθάνιο σε μορφή πάγου — πτητικές ενώσεις που συμπυκνώθηκαν στην ψυχρή εξωτερική ζώνη. Η μεγαλύτερη πυκνότητά τους σε σύγκριση με τους γίγαντες H/He δείχνει περισσότερα «βαριά στοιχεία». Η εσωτερική δομή μπορεί να είναι στρωματοποιημένη: πετρώδης/μεταλλικός πυρήνας, υδριδική μανδύα με διαλυμένη αμμωνία/μεθάνιο και σχετικά λεπτό στρώμα H–He στην επιφάνεια.

6.3 Εξωπλανητικοί ανάλογοι

Πολλοί εξωπλανήτες, που ονομάζονται «μίνι-Ποσειδώνες», έχουν μάζες ενδιάμεσες μεταξύ των υπερ-Γαιών (~2–10 MΓης) και του Κρόνου. Αυτό δείχνει ότι η μερική ή ατελής διαδικασία συσσώρευσης φλοιού είναι αρκετά συχνή, μόλις σχηματιστεί ένας τουλάχιστον μεσαίου μεγέθους πυρήνας — μια δυναμική παρόμοια με τον σχηματισμό «παγωμένων γιγάντων» γύρω από πολλά αστέρια.

7. Έλεγχος παρατηρήσεων και θεωρητικές συζητήσεις

7.1 Παρατηρώντας τους σχηματιζόμενους γίγαντες σε δίσκους

ALMA ανιχνευμένα πρότυπα δακτυλίων/κενών μπορεί να χαράσσονται από τους πυρήνες γιγάντιων πλανητών. Ορισμένες συσκευές άμεσης απεικόνισης (π.χ. SPHERE/GPI) προσπαθούν να ανιχνεύσουν νεαρά γιγαντιαία σώματα που είναι ακόμα βυθισμένα στον δίσκο. Τέτοιες ανιχνεύσεις επιβεβαιώνουν τις τάσεις και τη συσσώρευση μάζας που προβλέπονται από τη θεωρία της ακρίτωσης πυρήνα.

7.2 Ενδείξεις σύνθεσης από τα φάσματα της ατμόσφαιρας

Τα φάσματα των γιγάντιων εξωπλανητών (από διαβάσεις ή άμεσες παρατηρήσεις) αποκαλύπτουν τη «μεταλλικότητα» της ατμόσφαιρας, που δείχνει πόσα βαρέα στοιχεία περιέχει. Παρατηρώντας τις ατμόσφαιρες του Κρόνου και του Δία, φαίνονται επίσης ίχνη της χημείας των δίσκων κατά το σχηματισμό τους, π.χ. η αναλογία C/O ή η ποσότητα ευγενών αερίων. Οι διαφορές μπορεί να υποδεικνύουν ακρίτωση πλανητισμαλίων ή διαδρομές δυναμικής μετανάστευσης.

7.3 Επίδραση της μετανάστευσης και αρχιτεκτονική του συστήματος

Οι έρευνες εξωπλανητών δείχνουν πολλά συστήματα με καυτούς Δίες ή πολλούς γιγάντιους πλανήτες τύπου Δία κοντά στον αστέρα. Αυτό δείχνει ότι ο σχηματισμός γιγάντων πλανητών και η αλληλεπίδραση δίσκου ή πλανητών μπορεί να μετακινήσει σημαντικά τις τροχιές. Οι εξωτερικοί αέριοι/παγωμένοι γίγαντες του ηλιακού μας συστήματος καθόρισαν την τελική διάταξη, διασκορπίζοντας κομήτες και μικρότερα σώματα, και ίσως βοήθησαν να προστατευτεί η Γη από μεγαλύτερο κίνδυνο μετανάστευσης (π.χ. προς το εσωτερικό από τον Δία ή τον Κρόνο).

8. Κοσμολογικές συνέπειες και ποικιλία

8.1 Επίδραση της μεταλλικότητας του αστέρα

Τα αστέρια με υψηλότερο μεταλλικότητα (μεγαλύτερο ποσοστό βαρέων στοιχείων) συνήθως έχουν πιο συχνά γίγαντες πλανήτες. Οι μελέτες δείχνουν ισχυρή συσχέτιση μεταξύ της περιεκτικότητας σε σίδηρο του αστέρα και της πιθανότητας ύπαρξης γιγάντων πλανητών. Πιθανότατα αυτό σχετίζεται με μεγαλύτερη ποσότητα σκόνης στον δίσκο, που επιταχύνει την ανάπτυξη του πυρήνα. Οι δίσκοι με χαμηλή μεταλλικότητα συχνά σχηματίζουν λιγότερους ή μικρότερους γίγαντες, ή ίσως περισσότερους πετρώδεις/«ωκεάνιους» κόσμους.

8.2 Η «έρημος» των καφέ νάνων;

Όταν η αέρινη ακρίτωση περνά στην περιοχή των ~13 μαζών Δία, το όριο μεταξύ γίγαντων πλανητών και υποαστρικών καφέ νάνων γίνεται ασαφές. Οι παρατηρήσεις δείχνουν την «έρημο των καφέ νάνων» κοντά σε αστέρια τύπου Ήλιου (σπάνια βρίσκονται καφέ νάνοι σε μικρές αποστάσεις), πιθανώς επειδή τα σώματα αυτής της μάζας υπακούουν σε διαφορετικό μηχανισμό σχηματισμού και η κατακερματισμός του δίσκου σπάνια δημιουργεί σταθερές τροχιές σε αυτό το εύρος μάζας.

8.3 Αστέρια μικρής μάζας (νάνοι τύπου M)

Οι νάνοι τύπου M (αστέρια μικρότερης μάζας) συνήθως έχουν δίσκους μικρότερης μάζας. Σε αυτούς είναι πιο εύκολο να σχηματιστούν μίνι-Νεπτούνες ή υπερ-Γαίες παρά πλανήτες μεγέθους Δία, αν και υπάρχουν εξαιρέσεις. Η σχέση μεταξύ της μάζας του δίσκου και της μάζας του αστέρα εξηγεί γιατί γύρω από μικρότερα αστέρια βρίσκουμε συχνότερα Νεπτούνια ή πετρώδεις υπερ-Γαίες.

9. Συμπέρασμα

Αέριοι και παγωμένοι γίγαντες – είναι μερικά από τα πιο μαζικά αποτελέσματα της πλανητικής δημιουργίας, που σχηματίζονται πέρα από τη γραμμή ψύχους στους προπλανητικούς δίσκους. Οι ισχυροί πυρήνες τους, που σχηματίζονται γρήγορα από παγωμένα πλανητικά σωμάτια, προσελκύουν παχιά υδρογόνου-ήλιου περιβλήματα όσο υπάρχουν άφθονα αέρια στον δίσκο. Τα τελικά αποτελέσματα – γιγάντιοι πλανήτες τύπου Δία με τεράστια περιβλήματα, αναλογίες του Κρόνου με δακτυλίους ή μικρότεροι «παγωμένοι γίγαντες» – εξαρτώνται από τις ιδιότητες του δίσκου, τον ρυθμό σχηματισμού και την πορεία μετανάστευσης. Οι παρατηρήσεις γιγάντιων εξωπλανητών και κενών σε νεαρούς δίσκους σκόνης δείχνουν ότι αυτή η διαδικασία είναι ευρέως διαδεδομένη, οδηγώντας σε ποικιλία τροχιών και συνθέσεων για τους γιγάντιους πλανήτες.

Βάσει του μοντέλου συσσώρευσης πυρήνα, η πορεία φαίνεται περίπλοκη: ένα σώμα πλούσιο σε πάγο ξεπερνά μερικές μάζες της Γης, προκαλεί ανεξέλεγκτη πρόσληψη αερίων και γίνεται μια μαζική δεξαμενή H/He, που επηρεάζει σε μεγάλο βαθμό την κατανομή ολόκληρου του πλανητικού συστήματος – διασκορπίζοντας ή οργανώνοντας μικρότερα σώματα, δημιουργώντας το βασικό δυναμικό πλαίσιο. Καθώς συνεχίζουμε να παρατηρούμε τις δομές δακτυλίων ALMA, τα φασματικά δεδομένα ατμοσφαιρών γιγάντων και τη στατιστική των εξωπλανητών, η κατανόησή μας για το πώς οι ψυχρές ζώνες προπλανητικών δίσκων αναπτύσσουν τα μεγαλύτερα μέλη οικογενειών πλανητών γίνεται όλο και βαθύτερη.

Nuorodos ir tolesnis skaitymas

  1. Pollack, J. B., et al. (1996). “Δημιουργία των γιγάντιων πλανητών μέσω ταυτόχρονης συσσώρευσης στερεών και αερίων.” Icarus, 124, 62–85.
  2. Safronov, V. S. (1972). Evolution of the Protoplanetary Cloud and Formation of the Earth and Planets. NASA TT F-677.
  3. Lambrechts, M., & Johansen, A. (2012). “Γρήγορη ανάπτυξη πυρήνων αεριογίγαντα μέσω συσσώρευσης χαλικιών.” Astronomy & Astrophysics, 544, A32.
  4. Helled, R., et al. (2014). “Δημιουργία, εξέλιξη και εσωτερική δομή γιγάντιων πλανητών.” Protostars and Planets VI, University of Arizona Press, 643–665.
  5. Stevenson, D. J. (1982). “Δημιουργία των γιγάντιων πλανητών.” Annual Review of Earth and Planetary Sciences, 10, 257–295.
  6. Mordasini, C., et al. (2012). “Χαρακτηρισμός εξωπλανητών από τη δημιουργία τους. I. Μοντέλα συνδυασμένης δημιουργίας και εξέλιξης πλανητών.” Astronomy & Astrophysics, 541, A97.
  7. Bitsch, B., Lambrechts, M., & Johansen, A. (2015). “Η ανάπτυξη πλανητών μέσω συσσώρευσης χαλικιών σε εξελισσόμενους προπλανητικούς δίσκους.” Astronomy & Astrophysics, 582, A112.
  8. D’Angelo, G., et al. (2011). “Δημιουργία εξωηλιακών πλανητών.” Exoplanets, University of Arizona Press, 319–346.
Επιστροφή στο blog